Massalia rodina - Massalia family
The Massalia rodina (příd. jm.) Massalian; PLOUTEV: 404 ) je rodina z asteroidy ve vnitřním pás asteroidů, pojmenoval podle jeho mateřský orgán, 20 Massalia. Skládá se z Asteroidy typu S. s velmi nízkým sklony, rozkročit se nad 1: 2 rezonance s Mars. Existuje více než 6 000 známých Massalianských asteroidů.[1]
Vlastnosti
Jedná se o definitivní rodinu kráterů, kterou tvoří 20 Massalia a množství malých úlomků vykopaných z povrchu Massalie nárazem. Massalia je zdaleka největším členem o průměru asi 150 km, zatímco další největší těleso, (7760) 1990 RW3 má průměr jen asi 7 km. Hmotnost všech malých členů je ve srovnání s Massalií zanedbatelná, méně než asi 1%.
Rodina je poměrně mladá, podle odhadů byla vytvořena dopadem před 150 až 200 miliony let. Má zřetelně dvojlaločný vzhled A--E prostor, s jedním lalokem vycentrovaným na poloviční hlavní osy 2,38 AU, druhým asi 2,43 AU, s mateřským tělem Massalia samotným umístěným mezi nimi. Těla v lalocích bývají v průměru menší než v centrální oblasti. Ukázalo se, že tato struktura je pravděpodobně způsobena pomalým driftem hlavní poloosy způsobeným Jarkovskij a YORP efekty. Podrobnosti o lalocích byly použity k výpočtu věku rodiny.[2]
Silný 1: 2 orbitální rezonance s Mars překročí rodinu v 2.42 AU „a je odpovědný za nějaký„ únik “členů rodiny z oblasti na oběžné dráhy s vyšším sklonem.[2]
Rodina Massalia nebo nedávná menší kolize v ní může být zdrojem prominentního α prachový pás, přičemž druhým kandidátem je nedávná kolize v rámci EU Rodina Themis.[2][3]
Umístění a velikost
Massalianské asteroidy jsou umístěny ve velmi nízkých sklonech a jsou rozkročeny nad 1: 2 rezonance s Mars.
A HCM numerická analýza Zappalu v roce 1995,[4] určil skupinu hlavních členů rodiny, jejichž správné orbitální prvky leží v přibližných rozmezích
| Ap | Ep | ip | |
|---|---|---|---|
| min | 2.37 AU | 0.143 | 1.2° |
| max | 2,45 AU | 0.175* | 1.75° |
- * Členové jádra Zappalà dosahují pouze e = 0,170, ale kontrola modernějších správných prvků odhalí, že se rodina rozšíří alespoň na e = 0,175
V přítomnosti epocha, rozsah oscilační orbitální prvky těchto hlavních členů je
| A | E | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2.37 AU | 0.124 | 0.4° |
| max | 2,45 AU | 0.211 | 2.35° |
Analýza společnosti Zappalà našla v roce 1995 42 hlavních členů,[4] zatímco HCM analýza Nesvorného v roce 2014 přinesla 6 424 členských asteroidů na základě správných prvků a katalog 398 000 těl.[1]:23
Seznam
| Jméno / označení | Číslo | Správná poloviční osa (AU) | Správný sklon (stupně) | Správná výstřednost | Průměr (km) | Skupina |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Massalia | 20 | 2.409 | 1.421 | 0.162 | 150 (měřeno) | Primární člen |
| Muchachos | 2946 | 2.455 | 1.417 | 0.166 | 9 (odhad) | Vetřelec |
| Puccini | 4579 | 2.400 | 1.392 | 0.163 | 8 (odhad) | Základní člen |
| Rameau | 4734 | 2.416 | 1.359 | 0.164 | 5 (odhad) | Základní člen |
| Švejcar | 5031 | 2.436 | 1.535 | 0.148 | 7 (odhad) | Vetřelec |
| Hesensko | 5846 | 2.435 | 0.913 | 0.163 | 5 (odhad) | Vetřelec |
| 1990 RW3 | 7760 | 2.407 | 1.465 | 0.156 | 9 (odhad) | Základní člen |
Vetřelci
Počet Vetřelci byly identifikovány, které sdílejí stejné orbitální prvky jako skuteční členové rodiny, ale kvůli spektrálním (tedy kompozičním) rozdílům nemohou pocházet ze stejné události kráteru. 2946 Muchachos a některá další těla byla během podrobného studia rodiny zaznamenána jako vetřelci,[2] zatímco 2316 Jo-Ann je vidět, že má nesprávné spektrum kontrolou Soubor dat taxonomie asteroidů PDS. Muchachos je větší než kterýkoli ze skutečných členů rodiny, kromě samotné Massalia.
Reference
- ^ A b Nesvorný, D .; Broz, M .; Carruba, V. (prosinec 2014). Identifikace a dynamické vlastnosti rodin asteroidů. Asteroidy IV. 297–321. arXiv:1502.01628. Bibcode:2015aste.book..297N. doi:10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN 9780816532131.
- ^ A b C d Vokrouhlický, D .; Broz, M .; Bottke, W. F .; Nesvorný, D .; Morbidelli, A. (květen 2006). "Yarkovsky / YORP chronologie rodin asteroidů". Icarus. 182 (1): 118–142. Bibcode:2006Icar..182..118V. doi:10.1016 / j.icarus.2005.12.010.
- ^ Nesvorný, David; Bottke, William F .; Levison, Harold F .; Dones, Luke (červenec 2003). „Nedávný vznik prachových pásem sluneční soustavy“. Astrofyzikální deník. 591 (1): 486–497. Bibcode:2003ApJ ... 591..486N. doi:10.1086/374807.
- ^ A b Zappalà, V .; Bendjoya, Ph .; Cellino, A .; Farinella, P .; Froeschlé, C. (srpen 1995). "Rodiny asteroidů: Hledání vzorku 12 487 asteroidů pomocí dvou různých technik shlukování". Icarus. 116 (2): 291–314. Bibcode:1995Icar..116..291Z. doi:10.1006 / icar.1995.1127.