Семьи Massalia (прил. Massalian ; FIN : 404 ) представляет собой семейство из астероидов во внутреннем поясе астероидов , названный в честь его родительского тела , 20 Массалии . Он состоит из астероидов S-типа с очень низким наклонением , находящихся в резонансе 1: 2 с Марсом . Известно более 6000 массалийских астероидов. [1]
Характеристики [ править ]
Это определенное семейство кратеров, состоящее из 20 массалий и массы небольших фрагментов, выкопанных с поверхности массалии в результате удара. Массалия, безусловно, является самой большой пачкой 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 ничтожна, менее 1%, по сравнению с массалией.
Семья довольно молода, по оценкам, она была создана в результате удара 100–200 миллионов лет назад. Он имеет отчетливо двухлепестковый вид в собственном пространстве a - e , с одной долей с центром на больших полуосях 2,38 а.е., другой - примерно на 2,43 а.е., с самим родительским телом Massalia, расположенным между ними. Тела в долях в среднем меньше, чем в центральной части. Было показано, что эта структура, вероятно, вызвана медленным дрейфом большой полуоси, вызванным эффектами Ярковского и YORP . Детали долей были использованы для расчета возраста семьи. [2]
Сильный орбитальный резонанс 1: 2 с Марсом пересекает семью на высоте 2,42 а.е. , и, по-видимому, ответственен за некоторую «утечку» членов семьи из области на орбиты с более высоким наклонением. [2]
Семья Массалия или недавнее незначительное столкновение внутри нее может быть источником заметной полосы α- пыли , другой кандидат - недавнее столкновение в семье Фемиды . [2] [3]
Расположение и размер [ править ]
Массалианские астероиды расположены под очень низким углом наклона, находясь в резонансе 1: 2 с Марсом .
НСМ численный анализ с помощью Zappalà в 1995 году [4] определяли группу основных членов семьи, чье собственное орбитальные элементы лежат в приблизительных диапазонах
| а п | e p | я п | |
|---|---|---|---|
| мин | 2.37 AU | 0,143 | 1,2 ° |
| Максимум | 2,45 AU | 0,175 * | 1,75 ° |
- * Члены ядра Zappalà достигают только e = 0,170, но проверка более современных подходящих элементов показывает, что семейство простирается как минимум до e = 0,175
В настоящую эпохе , диапазон соприкасающихся орбитальных элементов этих основных элементов является
| а | е | я | |
|---|---|---|---|
| мин | 2.37 AU | 0,124 | 0,4 ° |
| Максимум | 2,45 AU | 0,211 | 2.35 ° |
Анализ, проведенный Заппала, обнаружил 42 основных члена в 1995 г. [4], в то время как анализ HCM, проведенный Несворным в 2014 г., выявил 6 424 астероида-члена на основе соответствующих элементов каталога из 398 000 тел. [1] : 23
Список [ править ]
| Имя / обозначение | Число | Собственная большая полуось (AU) | Правильный наклон (градусы) | Правильный эксцентриситет | Диаметр (км) | Группа |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Massalia | 20 | 2,409 | 1,421 | 0,162 | 150 (измерено) | Основной член |
| Мучачос | 2946 | 2,455 | 1,417 | 0,166 | 9 (оценка) | Нарушитель |
| Пуччини | 4579 | 2,400 | 1,392 | 0,163 | 8 (оценка) | Основной член |
| Рамо | 4734 | 2,416 | 1,359 | 0,164 | 5 (оценка) | Основной член |
| Швейцар | 5031 | 2,436 | 1,535 | 0,148 | 7 (оценка) | Нарушитель |
| Гессен | 5846 | 2,435 | 0,913 | 0,163 | 5 (оценка) | Нарушитель |
| 1990 RW3 | 7760 | 2,407 | 1,465 | 0,156 | 9 (оценка) | Основной член |
Злоумышленники [ править ]
Было идентифицировано несколько нарушителей , которые имеют те же орбитальные элементы, что и настоящие члены семьи, но не могут появиться в результате одного и того же кратера из-за спектральных (следовательно, композиционных) различий. 2946 Мучачо и некоторые другие тела были отмечены как нарушители во время детального изучения семейства [2], в то время как 2316 Джо-Энн, как видно из набора данных таксономии астероидов PDS, имеет неправильный спектр . Мучачос крупнее любого из настоящих членов семьи, кроме самой Массалии.
Ссылки [ править ]
- ^ a b Nesvorný, D .; Броз, М .; Карруба, В. (декабрь 2014 г.). Идентификация и динамические свойства семейств астероидов . Астероиды IV . С. 297–321. arXiv : 1502.01628 . Bibcode : 2015aste.book..297N . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch016 . ISBN 9780816532131.
- ^ a b c d Vokrouhlický, D .; Броз, М .; Боттке, ВФ; Несворны, Д .; Морбиделли, А. (май 2006 г.). "Ярковский / ЙОРП хронология семейств астероидов". Икар . 182 (1): 118–142. Bibcode : 2006Icar..182..118V . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.12.010 .
- ^ Несворны, Дэвид; Bottke, William F .; Левисон, Гарольд Ф .; Готово, Люк (июль 2003 г.). «Недавнее происхождение пылевых полос Солнечной системы» . Астрофизический журнал . 591 (1): 486–497. Bibcode : 2003ApJ ... 591..486N . DOI : 10.1086 / 374807 .
- ^ a b Zappalà, V .; Bendjoya, Ph .; Челлино, А .; Farinella, P .; Froeschlé, C. (август 1995 г.). «Семейства астероидов: поиск образца из 12 487 астероидов с использованием двух различных методов кластеризации». Икар . 116 (2): 291–314. Bibcode : 1995Icar..116..291Z . DOI : 10.1006 / icar.1995.1127 .
