Семья Массалия
Семейство Массалия (прил. ; FIN : 404 ) — семейство астероидов Массалиан внутреннего пояса астероидов , названное в честь тела родительского 20 Массалия . Он состоит из астероидов S-типа с очень малым наклонением 1:2 , находящихся в резонансе с Марсом . Известно более 6000 массалийских астероидов. [ 1 ]
Характеристики
[ редактировать ]
Это определенное семейство кратеров, состоящее из 20 кратеров Массалии и массы мелких фрагментов, выкопанных на поверхности Массалии в результате удара. Массалия на сегодняшний день является самым крупным членом с диаметром около 150 км, в то время как следующее по величине тело, (7760) 1990 RW 3, имеет диаметр всего около 7 км. Масса всех мелких членов незначительна, менее примерно 1%, по сравнению с Массалией.
Семья довольно молодая и, по оценкам, возникла в результате удара 100–200 миллионов лет назад. пространстве он имеет четко выраженный двухлепестковый вид В собственном а - е- : одна доля сосредоточена на большой полуоси на расстоянии 2,38 а.е., другая - примерно на 2,43 а.е., а между ними расположено само родительское тело Массалия. Тела в долях, как правило, в среднем меньше, чем в центральной области. Показано, что такая структура, вероятно, вызвана медленным дрейфом большой полуоси, вызванным эффектами Ярковского и YORP . Детали долей использовались для расчета возраста семьи. [ 2 ]
Сильный орбитальный резонанс 1:2 с Марсом пересекает семейство на расстоянии 2,42 а.е. и, по-видимому, является причиной некоторой «утечки» членов семейства из этой области на орбиты с более высоким наклонением. [ 2 ]
Семейство Массалия или недавнее незначительное столкновение внутри него могут быть источником заметной α- пылевой полосы , а другим кандидатом является недавнее столкновение внутри семейства Фемиды . [ 2 ] [ 3 ]
Расположение и размер
[ редактировать ]Массалианские астероиды расположены под очень малым наклоном, охватывая резонансы 1:2 с Марсом .
Численный анализ HCM , проведенный Заппалой в 1995 году, [ 4 ] определила группу основных членов семейства, собственные орбитальные элементы которых лежат в приближенных диапазонах
| п | е п | я п | |
|---|---|---|---|
| мин | 2,37 а.е. | 0.143 | 1.2° |
| Макс | 2,45 австралийских долларов | 0.175 * | 1.75° |
- * Ядро Заппала достигает только e=0,170, но рассмотрение более современных собственных элементов показывает, что семейство простирается по крайней мере до e=0,175.
В современную эпоху диапазон соприкасающихся орбитальных элементов этих членов ядра составляет
| а | и | я | |
|---|---|---|---|
| мин | 2,37 а.е. | 0.124 | 0.4° |
| Макс | 2,45 австралийских долларов | 0.211 | 2.35° |
Анализ, проведенный Заппалой, выявил в 1995 году 42 основных члена. [ 4 ] в то время как анализ HCM, проведенный Несворным в 2014 году, выявил 6424 астероида-члена на основе соответствующих элементов каталога из 398 000 тел. [ 1 ] : 23
Список
[ редактировать ]| Имя/обозначение | Число | Правильная большая полуось (AU) | Правильный наклон (градусы) | Правильный эксцентриситет | Диаметр (км) | Группа |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Массалия | 20 | 2.409 | 1.421 | 0.162 | 150 (измерено) | Основной член |
| Мальчики | 2946 | 2.455 | 1.417 | 0.166 | 9 (оценка) | нарушитель |
| Пуччини | 4579 | 2.400 | 1.392 | 0.163 | 8 (оценка) | Основной член |
| Ветвь | 4734 | 2.416 | 1.359 | 0.164 | 5 (оценка) | Основной член |
| швейцарский | 5031 | 2.436 | 1.535 | 0.148 | 7 (оценка) | нарушитель |
| Гессе | 5846 | 2.435 | 0.913 | 0.163 | 5 (оценка) | нарушитель |
| 1990 РВ3 | 7760 | 2.407 | 1.465 | 0.156 | 9 (оценка) | Основной член |
Нарушители
[ редактировать ]Было идентифицировано несколько Незваных гостей , которые имеют те же орбитальные элементы, что и настоящие члены семейства, но не могут произойти из одного и того же кратерного события из-за спектральных (следовательно, композиционных) различий. 2946 г. Мучачос и некоторые другие тела были отмечены как нарушители детального изучения семьи. [ 2 ] в то время как 2316 Джо-Энн имеет неправильный спектр при проверке набора данных таксономии астероидов PDS . Мучачос крупнее любого из настоящих членов семьи, за исключением самой Массалии.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Несворный, Д.; Броз, М.; Карруба, В. (декабрь 2014 г.). «Идентификация и динамические свойства семейств астероидов». Астероиды IV . стр. 297–321. arXiv : 1502.01628 . Бибкод : 2015aste.book..297N . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016 . ISBN 9780816532131 .
- ^ Jump up to: а б с д Вокруглицкий, Д.; Броз, М.; Боттке, ВФ; Несворный, Д.; Морбиделли, А. (май 2006 г.). «Ярковский / YORP хронология семейств астероидов». Икар . 182 (1): 118–142. Бибкод : 2006Icar..182..118V . дои : 10.1016/j.icarus.2005.12.010 .
- ^ Несворный, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Левисон, Гарольд Ф.; Донес, Люк (июль 2003 г.). «Недавнее происхождение пылевых полос Солнечной системы» . Астрофизический журнал . 591 (1): 486–497. Бибкод : 2003ApJ...591..486N . дои : 10.1086/374807 .
- ^ Jump up to: а б Заппала, В.; Бенджойя, доктор философии; Челлино, А.; Фаринелла, П.; Фрешле, К. (август 1995 г.). «Семейства астероидов: поиск образца из 12 487 астероидов с использованием двух разных методов кластеризации». Икар . 116 (2): 291–314. Бибкод : 1995Icar..116..291Z . дои : 10.1006/icar.1995.1127 .