Una familia de planetas menores , de la familia de asteroides , la familia Hirayama , o de la familia de colisión , es un conjunto de planetas menores que comparten elementos orbitales similares (como el eje semi-mayor , la excentricidad o inclinación orbital ) y que se supone que son fragmentos de colisiones pasadas entre asteroides.
Estas familias se encuentran en particular dentro del cinturón de asteroides principal , lo que explica por qué el término familia de asteroides es el más común. Los descubrimientos de familias entre los troyanos de Júpiter y, en 2006, dentro del cinturón de Kuiper conducen gradualmente a generalizar el concepto al de la familia de planetas menores.
Esta noción de familia debe distinguirse de la de grupo . En ambos casos, estos son conjuntos de planetas menores que comparten propiedades orbitales similares, pero los grupos surgen solo de fenómenos dinámicos (y no de colisiones) y juegan un papel más estructurador en la disposición de los planetas menores dentro del Sistema Solar .
El astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) fue el primero en teorizar la noción de familia. Su artículo fundador Grupos de asteroides probablemente de origen común , publicado en 1918, destaca, entre los 790 asteroides entonces referenciados, tres primeras familias que nombra después de sus miembros de menor número: Coronis (13 miembros identificados), Eos (19) y Themis. (22). Introduce el término familia y, sin nombrarlo, la noción de elementos orbitales específicos lo que le permite resaltar el origen común de los miembros de cada familia. Más tarde reconoció a otras familias, incluidas las de Flore y Maria .
Dirk Brouwer continuó este trabajo en la década de 1950 y perfeccionó los métodos estadísticos para identificar familias. Poco a poco se están identificando nuevas familias, pero existen diferencias significativas entre los astrónomos, tanto en los criterios que se utilizarán como en la lista de familias que se conservarán. En la década de 1980, el número de familias identificadas puede variar de 15 a 117 según los autores y el consenso se refiere solo a las familias "clásicas" identificadas por Hirayama.
El estudio de las familias hizo un buen trabajo en las décadas de 1990 y 2000 gracias al rápido aumento del número de planetas menores referenciados y, al mismo tiempo, a la potencia del procesamiento estadístico, pero también y sobre todo gracias a la aparición paulatina de un consenso sobre métodos de identificación más rigurosos (HCM, WAM, criterio D ...). Un estudio publicado en 1995 y basado en una muestra de alrededor de 12.500 asteroides identifica 26 familias bien caracterizadas.
El concepto de familia es el concepto genérico. Las familias pequeñas a menudo se denominan con el término en inglés cluster (o cluster en francés) . El término par se utiliza en el caso extremo de un conjunto reducido a solo dos objetos que gravitan conjuntamente. Algunos astrónomos han propuesto otros términos (clan, tribu, penacho ...) para describir la diversidad de situaciones (familias más o menos claras, más o menos aisladas ...) pero su uso sigue siendo infrecuente.
Coexisten varios usos. El uso más frecuente ha sido designar familias (así como grupos) por el nombre de sus miembros con el número más bajo. Otro uso es privilegiar el nombre del miembro más grande, lo cual es consistente con el hecho de que el miembro más grande a menudo se considera el "miembro principal".
Estos dos usos explican en parte por qué muchas familias son designadas con nombres diferentes según los tiempos o según los autores, a medida que se refinan los métodos de estudio: descubrimiento de un miembro nuevo y más grande, inclusión de un miembro nuevo con un número menor, exclusión del miembro que inicialmente dio su nombre a la familia, etc.
Los astrónomos David Nesvorný , Miroslav Brož y Valerio Carruba propusieron en 2015 un sistema para fijar una denominación estable y compartida a las familias mejor caracterizadas. Este sistema se basa en la asignación de un número de 3 dígitos llamado Número de identificación familiar o FIN. El primer número indica la zona del Sistema Solar en cuestión:
Desde entonces, este sistema ha sido adoptado por otros astrónomos.
El recuento exacto de familias es por naturaleza imposible. Su caracterización por métodos estadísticos genera muchos casos límite. Además, periódicamente se proponen nuevas familias y son objeto de debates antes de su aceptación o refutación. Algunos pueden seguir siendo hipotéticos durante mucho tiempo.
Los estudios de síntesis se publican regularmente y refinan gradualmente la lista de las familias mejor establecidas. Uno de ellos, publicado en 2015 por D. Nesvorny, M. Broz y V. Carruba, enumera 122 familias a las que podemos sumar la familia Eureka y la familia Hauméa, no tratadas en el marco del estudio. También propone una lista adicional de 19 familias candidatas.
Las familias se interpretan como resultado de colisiones entre asteroides. Esta interpretación se propone a partir de las obras fundacionales de K. Hirayama en la década de 1920 y se ha ido afirmando gradualmente. En la mayoría de los casos, se cree que la colisión provocó la destrucción de ambos cuerpos parentales. En algunos casos, por el contrario, la colisión se interpreta como un impacto de cráter . Este es, por ejemplo, el caso de las familias de Vesta (hipótesis de un vínculo con el cráter Rheasilvia en (4) Vesta ), de Juno , de Pallas , de Hygeia o de Massalia . A veces hablamos en este caso de familia de craterización .
El origen de colisión explica que, en la gran mayoría de los casos, los miembros de una familia tienen una composición homogénea (asumida a través de propiedades espectrales ). Este aspecto se utiliza, además de los elementos orbitales específicos, para afinar la identificación de familias e identificar posibles intrusos que no forman parte de una familia. Sin embargo, los casos de craterización de grandes cuerpos diferenciados pueden ser una excepción.
Familias muy pequeñas, en particular aquellas aisladas como la familia Eureka dentro de los troyanos de Marte, llevaron a considerar otros escenarios, por ejemplo roturas sucesivas de un cuerpo pequeño provocadas por el efecto YORP . Sin embargo, la hipótesis de una colisión sigue siendo la más preferida.
Durante una colisión, las velocidades relativas entre los fragmentos generados permanecen bajas en comparación con la velocidad de movimiento de los asteroides en sus órbitas. Esto explica por qué las familias tardan varios millones de años en dispersarse y, por lo tanto, siguen siendo identificables mediante el estudio de los elementos orbitales. Los fragmentos más pequeños generalmente se expulsan con mayor velocidad y, por lo tanto, se dispersan más rápidamente.
La influencia gravitacional de los planetas (en particular de Júpiter en el caso de las familias del cinturón principal) perturba las órbitas de los fragmentos de manera diferenciada y acelera la dispersión. El cálculo de los parámetros orbitales específicos permite superar este fenómeno y así identificar de manera más fácil y relevante a las familias, en particular las más antiguas.
Otros efectos no gravitacionales perturban las órbitas de los fragmentos de forma diferenciada, en particular los efectos Yarkovsky y YORP ligados a la luz solar. Estos fenómenos afectan particularmente a los pequeños miembros de la familia, reforzando aún más su ya más rápida dispersión. El estudio de la distribución de los fragmentos según su tamaño permite así estimar la edad de las familias, es decir, el momento del choque.
Estrictamente hablando, la adhesión de un asteroide a una familia determinada se realiza mediante el análisis de sus propios elementos orbitales, más que mediante sus elementos orbitales osculantes , estos últimos variando regularmente a lo largo de escalas de tiempo de varias decenas de miles de días 'años. En cuanto a los elementos orbitales específicos, son constantes vinculadas al movimiento que se supone que permanecen casi constantes durante períodos de al menos varias decenas de millones de años.
El cinturón principal se divide convencionalmente en varios subgrupos relacionados, en particular, con los Kirkwood Gaps . Son posibles varios cortes. Conservamos aquí el siguiente desglose:
La gran mayoría de familias conocidas se concentra en las zonas I, II y III del cinturón principal. La mayoría tiene una pendiente promedio de menos de 20 °.
Las regiones periféricas, mucho menos densas en asteroides, concentran pocas familias. Estas regiones se tratan en la sección Familias dentro de grupos periféricos .
Se estima que se sabe que entre un cuarto y un tercio de los asteroides del cinturón principal pertenecen a una familia.
Familia | FINAL | Asteroide de referencia | Zonificado | Número de miembros | Tipo espectral | Edad estimada | Observaciones |
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Vesta | 401 | (4) Vesta | Zona I | ~ 15,300 | V | ||
Flora | 402 | (8) Flora | Zona I | ~ 13,800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | Zona I | ~ 6.400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | Zona II | ~ 5.700 | S | ||
Maria | 506 | (170) María | Zona II | ~ 2900 | S | ||
Hygie | 601 | (10) Higía | Zona III | ~ 4.900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | Zona III | ~ 4.800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | Zona III | ~ 5.900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | Zona III | ~ 9800 | K |
El artículo Lista de familias de planetas menores ofrece una lista detallada de familias.
Familia | FINAL | Asteroide de referencia | Grupo | Número de miembros | Tipo espectral | Edad estimada | Observaciones |
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Periferia interna del cinturón principal | |||||||
Eureka | (5261) Eureka | Troyanos de Marte / L 5 | ~ 7 | A | ~ 1 Ga | Identificado en 2013. Contiene 7 de los 8 troyanos ubicados en L 5 (mayo de 2019). | |
Hungaria | 003 | (434) Hungría | Grupo de Hungaria | ~ 3000 | mi | Identificado en 1994. | |
Periferia exterior del cinturón principal | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Grupo Cybele | ~ 260 | X | ~ 1.2 o 4.2 Ga ? | Identificado en 2010. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Grupo Cybele | ~ 26 | X | ||
Huberta | (260) Huberta | Grupo Cybele | ~ 48 | ~ 1,1 Ga | Identificado en 2015. | ||
Hilda | 001 | (153) Hilda | Grupo Hilda | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Grupo Hilda | ~ 350 | VS | ||
Euribato | 005 | (3548) Euribato | Troyanos de Júpiter / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 a 4 Ga | |
Héctor | 004 | (624) Héctor | Troyanos de Júpiter / L 4 | ~ 90 | D | Primera familia tipo D identificada. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | Troyanos de Júpiter / L 5 | ~ 100 | ~ 1 a 2 Ga | Identificado en 2011. |
La hipótesis de una familia entre los troyanos de Marte que gravitan en L 5 fue formulada en 2013 al mismo tiempo por los astrónomos españoles C. y R. de la Fuente Marcos y por el astrónomo inglés Apostolos Christou. Se la denomina convencionalmente familia Eureka, en honor a su miembro tanto el número más grande como el más pequeño (5261) Eureka . Ahora se ha establecido que incluye 7 de los 8 asteroides que gravitan en L5.
El grupo de Hungaria es un grupo de asteroides de baja excentricidad e inclinación media (típicamente entre 15 y 35 °) ubicados entre Marte y el cinturón principal (típicamente 1.8 <a <2.0 au ). Distinguimos dentro de ella una familia de colisión designada como la familia Hungaria . Esta familia contiene la mayoría de los asteroides del grupo, pero de hecho son dos grupos distintos. La distinción entre grupo y familia no se propuso claramente hasta 1994.
El grupo Cybele está ubicado en la periferia exterior del cinturón principal, entre las vacantes de Kirkwood vinculadas a resonancias 2: 1 y 5: 3 con Júpiter, es decir, en el área 3.27 <a <3, 70 ua . Se han descubierto varias familias de colisiones en esta región. La primera en ser claramente identificada es la familia de Sylvia en 2010. Otras dos familias están bien documentadas hoy, la familia Ulla y la familia Huberta . Se han propuesto otras familias (por ejemplo, alrededor de los asteroides (522) Helga , (643) Scheherazade , (121) Hermione , (1028) Lydina , (3141) Buchar o (107) Camille ) pero no (o no) de nuevo) consenso.
El grupo de Hilda está directamente relacionado con un fenómeno de resonancia orbital con Júpiter, en el nivel de resonancia de 3: 2, alrededor de ~ 3.9 AU . En este grupo se identificaron dos familias en colisión: la familia de Hilda y la familia Schubart .
Estudiar las familias dentro de los troyanos de Júpiter ha resultado difícil. Los estudios publicados a fines de la década de 1980 y luego en la década de 1990 o 2000 propusieron primero pares de asteroides o grupos pequeños, luego familias más grandes. Pero un estudio publicado en 2011 posteriormente mostró que, de todos los considerados hasta ahora, solo se encontró que la familia Eurybate era estadísticamente sólida. Por lo tanto, hoy podemos considerar a la familia de Eurybates como la primera en haber sido claramente identificada dentro de los troyanos de Júpiter. Desde entonces, se han propuesto nuevas familias, especialmente familias que involucran principalmente pequeños troyanos descubiertos después de 2000.
Dos estudios resumidos publicados en 2015 y 2016, basados respectivamente en muestras de 4.016 y 5.852 troyanos, identifican 6 familias, incluidas 4 en L 4 y 2 en L 5 . En particular, podemos citar las familias de Eurybate (en L 4 , aproximadamente 310 miembros), Ennomos (en L 5 , aproximadamente 100 miembros) y Héctor (en L 4 , aproximadamente 90 miembros).
La familia de Héctor parece agrupar asteroides de tipo D , lo que la convertiría en la primera familia de colisión de este tipo identificada en el Sistema Solar.
Familia | FINAL | Asteroide de referencia | Grupo | Número de miembros | Tipo espectral | Edad estimada | Observaciones |
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Hauméa | (136108) Hauméa | Cinturón de Kuiper | ~ 10 | Identificado en 2006. |
La familia Hauméa es la primera familia identificada, en 2006, dentro del cinturón de Kuiper . En 2013, sigue siendo la única familia transneptuniana claramente identificada. Tiene unos diez miembros, incluidas probablemente las dos pequeñas lunas de Hauméa . Un estudio publicado en 2008 considera más probable que el origen de esta familia sea un choque entre dos objetos dispersos de fuerte excentricidad que entre dos objetos del propio cinturón de Kuiper.