Famiglia di asteroidi

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Il grafico confronta l'inclinazione e il semiasse maggiore proprio degli asteroidi dotati di numero; le famiglie asteroidali sono gli evidenti raggruppamenti.
Il grafico confronta l'inclinazione e l'eccentricità propria degli asteroidi dotati di numero. Anche qui si notano raggruppamenti evidenti.

Una famiglia di asteroidi è un raggruppamento arbitrario di asteroidi caratterizzati da parametri orbitali simili (tipicamente il semiasse maggiore, l'eccentricità orbitale o l'inclinazione). I componenti di una stessa famiglia condividono un'origine comune, e potrebbero essere frammenti originatisi da un'antica collisione fra asteroidi. Nel caso di un insieme di asteroidi dotati di parametri orbitali analoghi ma evidentemente privi di un'origine comune si preferisce parlare di gruppo di asteroidi.

Proprietà caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Le famiglie più numerose possono contenere fino a diverse centinaia di asteroidi conosciuti, e potenzialmente migliaia di corpi minori ancora non individuati; le famiglie minori possono non superare la dozzina di componenti. In totale, si stima che fra il 33% e il 35% degli asteroidi della fascia principale del sistema solare faccia parte di una famiglia asteroidale.

Nella fascia principale si individuano da 20 a 30 famiglie facilmente riconoscibili, e diverse decine di raggruppamenti meno certi e condivisi. Vi sono inoltre gruppi asteroidali simili a famiglie situati al di fuori della fascia, come il gruppo di Pallade, il gruppo di Hungaria e il gruppo di Focea, caratterizzati da orbite con semiassi maggiori più bassi o inclinazioni orbitali più elevate degli asteroidi della fascia.

Una famiglia è stata associata all'oggetto transnettuniano Haumea [1]. Alcuni studi, sinora privi di conferma, hanno cercato di individuare famiglie asteroidali fra gli asteroidi troiani dei giganti gassosi del sistema solare.

Formazione, evoluzione, struttura[modifica | modifica sorgente]

Si ritiene che le famiglie asteroidali siano il risultato di collisioni fra asteroidi; sebbene nella maggior parte dei casi non sia più presente nessuno dei corpi originari, vi sono alcune famiglie originatesi da impatti che non hanno distrutto l'asteroide principale (è il caso della famiglia Vesta, della famiglia Pallade, della famiglia Igea e della famiglia Massalia). Naturalmente, queste famiglie comprendono generalmente un corpo di grandi dimensioni, fortemente craterizzato, e numerosi asteroidi minori. Infine, alcune famiglie (come la famiglia Flora) presentano strutture più complesse che non sono facilmente giustificabili attraverso le attuali teorie.

A causa dell'origine comune dei componenti di una famiglia, essi presentano la stessa composizione chimica; un'importante eccezione è data da quelle poche famiglie (come la famiglia Vesta) che hanno avuto origine da un planetoide di discrete dimensioni dotato di strati geologici con diversa composizione chimica.

Si ritiene che la vita media di una famiglia asteroidale sia nell'ordine del miliardo di anni; pertanto forse nessuna delle famiglie attualmente osservabili risalgono alla formazione del sistema solare. I processi che possono portare alla disgregazione di una famiglia comprendono la lenta azione di perturbazione gravitazionale da parte di Giove e degli altri pianeti, oppure la possibilità di impatti successivi che riducano le dimensioni medie dei corpi, rendendoli soggetti alle deviazioni orbitali dovute all'effetto Yarkovsky.

Probabilmente le famiglie più antiche hanno ormai perso tutti i corpi di dimensioni ridotte o discrete; è forse il caso degli asteroidi Metide e Amaltea, forse capostipiti di un'antica famiglia.

Classificazione degli asteroidi[modifica | modifica sorgente]

Gli asteroidi vengono attribuiti alle diverse famiglie a seconda dei loro parametri orbitali propri, differenti dai parametri orbitali ordinari, che variano periodicamente su scale di tempo di decine di migliaia di anni. L'analisi dei parametri orbitali propri è stata introdotta dall'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama, che per primo individuò le principali famiglie asteroidali nel 1918. In suo onore, le famiglie di asteroidi sono anche note come famiglie Hirayama; l'espressione è talvolta utilizzata per riferirsi, più specificamente, alle cinque famiglie scoperte dall'astronomo.

Naturalmente la mera somiglianza dei parametri orbitali non è sufficiente a garantire l'appartenenza di un corpo alla famiglia; un esempio eclatante è quello di Cerere, anticamente considerato prototipo di una famiglia omonima, ma oggi semplicemente riconosciuto come un intruso all'interno della famiglia Gefion, con cui condivide i parametri orbitali ma non l'origine.

Solitamente si ricorre alle caratteristiche spettrali per verificare l'effettiva affinità chimico-geologica dei corpi situati all'interno delle famiglie.

Prospetto[modifica | modifica sorgente]

Nome della
famiglia
Prototipo Parametri orbitali Componenti Altre
designazioni
Semiasse
maggiore
Eccentricità
orbitale
Inclinazione
orbitale
Sul totale
degli asteroidi
Secondo Zappalà
(analisi HCM[A])
Famiglie principali all'interno della fascia principale
Eos 221 Eos 2,99-3,03 UA 0,01-0,13 8-12° 480
Eunomia 15 Eunomia 2,53-2,72 UA 0,08-0,22 11,1-15,8° 5% 370
Flora 8 Flora 2,15-2,35 UA 0,03-0,23 1,5-8,0° 4-5% 590 Famiglia Ariadne
Igea 10 Hygiea 3,06-3,24 UA 0,09-0,19 3,5-6,8° 1% 105
Coronide 158 Koronis 2,83-2,91 UA 0,00-0,11 0,0-3,5° 310
Maria 170 Maria 2,5-2,706 UA 12-17° 80
Nisa 44 Nysa 2,41-2,50 UA 0,12-0,21 1,5-4,3° 380 Famiglia Herta
Temi 24 Themis 3,08-3,24 UA 0,09-0.22 0-3° 530
Vesta 4 Vesta 2,26-2,48 UA 0,03-0,16 5,0-8,3° 6% 240
Altre famiglie rilevanti
Adeona 145 Adeona 65
Astrid 1128 Astrid 11
Bower 1639 Bower 13 Famiglia Endymion
Brasilia 293 Brasilia 14
Clori 410 Chloris 24
Dora 668 Dora 78
Erigone 163 Erigone 47
Gefion 1272 Gefion 2,74-2,82 UA 0,08-0,18 7,4-10.5° 0,8% 89 Famiglia Cerere,
Famiglia Minerva
Karin 832 Karin 39
Lydia 110 Lydia 38
Massalia 20 Massalia 2,37-2,45 UA 0,12-0,21 0,4-2,4° 0,8% 47
Melibea 137 Meliboea 15
Merxia 808 Merxia 28
Misa 569 Misa 26
Naëma 845 Naëma 7
Nemesi 128 Nemesis 29 Famiglia Concordia
Rafita 1644 Rafita 22
Veritas 490 Veritas 29 Famiglia Ondina
Famiglie di oggetti transnettuniani
Haumea Haumea ~43 ~0.19 ~28
  • [A]: Le analisi HCM e WAM di Zappalà et al. risalgono al 1995, e consideravano circa 12487 asteroidi; oggigiorno si conoscono oltre 300 000 asteroidi. Il numero indicato è quindi abbondantemente inferiore al valore effettivo.

Gruppi e famiglie minori sono categorizzati in Categoria:Gruppi e famiglie di asteroidi.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Michael E. Brown, Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L., A collisional family of icy objects in the Kuiper belt in Nature, vol. 446, marzo 2007, pp. 294–296.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

Asteroidi del sistema solare L'asteroide 951 Gaspra
Pianeti nani CererePlutoidi: Plutone ( ) · Haumea ( ) · Makemake · Eris ( )
Raggruppamenti asteroidali VulcanoidiNEA (Apollo · Aten · Amor) • Fascia principale • Planetosecanti (Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno) • Troiani (della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno) • CentauriTNO (Fascia di KuiperPlutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso) • Gruppi e famiglie (Famiglie collisionali)
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