Семейство Массалии
Семейство Массалии — это группа силикатных астероидов класса S во внутренней части главного пояса, движущихся по орбитам с очень малым наклоном к эклиптике. Около 0,8% всех известных астероидов главного пояса входят в состав этого семейства.
Содержание |
Характеристики семейства [править]
Данное семейство, также как и семейство Весты, состоит из астероида (20) Массалия и множество мелких фрагментов, выбитых из него в результате столкновения с крупным космическим телом. Массалия, имеющая около 150 км в поперечнике, является самым крупным и массивным представителем данного семейства, сосредоточивашая в себе более 99% массы всего семейства. Второй по величине астероид (7760) 1990 RW3 не превышает в диаметре 7 км, на него и остальные астероиды данной группы приходится меньше 1% от массы всего семейства.
Это очень молодое семейство, по оцекам учёных оно образовалось всего лишь 150 — 200 миллионов лет назад. Само семейство как бы разбито на две лопастевидные области, с большими полуосями равными 2,38 а. е. и 2,43 а. е.,между которыми находится астероид Массалия. При этом плотность астероидов в этих областях в целом меньше, чем в центральной зоне вокруг Массалии. Было выявлено, что такое распределение астероидов образовалось в результате медленного дрейфа больших полуосей под действием эффекта Ярковского и YORP-эффекта. Подробная информация об этих структурах была использована при расчёте возраста семейства[1].
Часть семейства двигающаяся по орбитам с большой полуосью 2,42 а. е. находится в сильном орбитальном резонансе с Марсом 1:2, что благоприятствует выходу некоторых астероидов из области в которой находится большинство астероидов семейства и их переход на более наклонную орбиту[1].
Семейство Массалии, а также семейство Фемиды, может быть источником межпланетной пыли (англ.)русск. в данной области пояса астероидов, возникающей в результате вторичных столкновений между астероидами в данных семействах[1][2]
Расположение и размер [править]
Семейство Массалии движется по резонансным с Марсом орбитам с небольшим наклоном к плоскости эклиптики.
По данным статистического анализа Zappalà был определён примерный диапазон распределения орбитальных элементов для астероидов этого семейства
| ap | ep | ip | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 а. е. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2,45 а. е. | 0,175 | 1,75° |
Для современной астрономической эпохи диапазон орбитальных элементов для оскулирующих орбит основной массы астероидов приведён в следующей таблице.
| a | e | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 а. е. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2,45 а. е. | 0,211 | 2,35° |
Анализ Zappalà 1995 выявил около 42 основных членов семейства, в то время как согласно более поздним данным за 2005 год[3], среди 96944 проанализированных астероидов было выявлено 761 объект, входящий в семейство, что составляет около 0,8% от всех известных астероидов главного пояса.
Исключения [править]
Посредством спектрального анализа было выявлено несколько астероидов, которые имеют те же орбитальные элементы, что и астероиды семейства, но тем не менее, из-за несовпадения спектральных характеристик, не являются его членами. Примером может являться астероид (2316) Джо-Энн Видно, который "не прошёл отбор" в это семейство как раз по своим спектральным параметрам. Другой астероид, (2946) Мучача, который по размерам превышает все астероиды семейства, кроме разве что Массалии[1], также не входит в это семейства, хотя и движется по схожей орбите.
См. также [править]
- Семейство астероидов
- Астероиды, сближающиеся с Землёй
- Троянские астероиды
- Дамоклоиды
- Кентавры
- Аполлоны
- Амуры
- Атоны
Примечания [править]
- ↑ 1 2 3 4 D. Vokrouhlickэ et al. (2006). «Yarkovsky/YORP chronology of asteroid families». Icarus 182: 118. DOI:10.1016/j.icarus.2005.12.010.
- ↑ D. Nesvorný et al. (2003). «Recent origin of the solar system dust bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486–497. DOI:10.1086/374807.
- ↑ Proper elements for 96944 numbered minor planets. AstDys site(недоступная ссылка — история). Проверено 9 мая 2006.
