Familia de asteroides

Gráfica de inclinación estimada frente a la excentricidad para asteroides numerados.

Las grandes familias predominantes contienen varios centenares de asteroides reconocidos (y muchos más objetos aún más pequeños que puede ser que no se hayan analizado o incluso no descubiertos). Las familias pequeñas pueden tener del orden de unos diez miembros identificados. Se estima que alrededor del 33 % al 35 % de los objetos del cinturón de asteroides son miembros de alguna familia.

Se estima que existen alrededor de 20 a 30 familias reconocidas oficialmente o de manera fiable, así como varias decenas de grupos no definidos. La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el cinturón principal de asteroides, aunque varios grupos familiares como la familias de Palas, Focea o grupo de Hungaria se encuentran en un eje semi-mayor más pequeño o con una inclinación orbital superior al plano del cinturón principal.

Se ha identificado una familia asociada con el planeta enano Haumea.[1] Algunos estudios han tratado de encontrar evidencia de familias entre los asteroides troyanos, pero en la actualidad la evidencia no es concluyente.

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama fue el primero en identificar familias de asteroides al plantear, analizando los elementos orbitales propios, que la similitud entre sí de las órbitas de algunos asteroides no podía deberse a la casualidad y postuló un origen común para dichos asteroides. Estableció que los miembros de una familia son los fragmentos resultantes de una colisión catastrófica.[2] En su honor, las familias que identificó son habitualmente conocidas como familias de Hirayama,[3] aunque a menudo se reserva este nombre para las cinco familias descubiertas por él.

En 1951, Dirk Brouwer reanudó los estudios de Hirayama, confirmando las familias identificadas por este y añadiendo otras nuevas.[4] Hasta 1990, diversos estudiosos propusieron sus propios catálogos de familias, basados en análisis propios y usando bases de datos diferentes, que elevaron el número de familias, pero condujeron a resultados discrepantes. Además, existió cierto grado de subjetividad en las investigaciones.[3] James R. Arnold, en 1969, suponía que los asteroides se dispersan siguiendo una distribución de Poisson.[5] B. E. Lindblad y R. B. Southworth, en 1971, calibraron su método para que se ajustara a los resultados de Brouwer,[6] mientras A. Carusi y E. Massaro, en 1978, hicieron lo propio para encontrar las familias clásicas de Hirayama.[7] J. G. Williams, en 1979, se basó en la inspección visual y una prueba estadística a posteriori.[8] Kozai, en 1979, reconoce un alto grado de arbitrariedad en su técnica.<> Todo esto, unido a la discrepancia en los resultados, plantearon dudas de la fiabilidad de las nuevas familias, por lo que solo las familias originales de Hirayama se tomaron en consideración para los estudios físicos.[3] Investigaciones posteriores en 1989 señalaron inconsistencias químicas en varias de las nuevas familias incompatibles con un origen común.[3]

Se cree que las familias se forman como resultado de colisiones entre asteroides. En muchos o la mayoría de los casos, el cuerpo progenitor se despedazó tras la colisión, pero también hay varias familias que resultaron de los escombros expulsados tras la formación de un cráter de impacto en el cuerpo principal (por ejemplo, las familias Vesta, Palas, Higía y Masalia). Dichas familias están constituidas por un cuerpo grande y un enjambre de pequeños asteroides. Algunas familias (por ejemplo, la familia Flora) poseen estructuras internas complejas que solo se podrían explicar si se hubieran sucedido varias colisiones en el mismo punto pero en diferentes momentos.

Debido a este proceso de formación, los miembros de las familias tienen composiciones muy similares en la mayoría de las familias. Aunque existen excepciones (como la familia Vesta) que se formó a partir de un gran cuerpo diferenciado.

Se cree que las familias de asteroides tiene una vida media del orden de mil millones de años, dependiendo de varios factores (por ejemplo, los asteroides más pequeños se pierden más rápido). Esto es significativamente un tiempo más corto que la edad del Sistema Solar, por lo que muy pocas son reliquias de la nebulosa protosolar. La progresiva desaparición de las familias ocurre tanto por la dispersión de las órbitas debido a las perturbaciones de Júpiter u otros cuerpos mayores, como por las colisiones entre los asteroides que los trituran resultando cuerpos más pequeños. Estos pequeños asteroides quedan sujetos a perturbaciones como el efecto Yarkovsky que puede empujarlos hacia resonancias gravitarorias con Júpiter con el tiempo. Una vez allí, son expulsados relativamente rápido del cinturón de asteroides. A su vez, los asteroides más grandes se van reduciendo por ulteriores colisiones. Se han obtenido estimaciones de edad para algunas familias, que van desde cientos de millones de años a menos de varios millones de años como es el caso de la familia de Karin. Se estima que las familias antiguas contienen pocos miembros pequeños, siendo esta es la base de determinación de su edad.

Se supone que algunas de las familias más antiguas han perdido a todos los miembros más pequeños y medianos, quedando solo una minoría de los más grandes, intactos. Un ejemplo sugerido de tales restos familiares antiguos son (9) Metis y (113) Amaltea. Otra evidencia de un gran número de antiguas familias (ahora dispersas o desaparecidas) proviene del análisis de la proporción de componentes químicos en meteoritos ferrosos. Estos muestran que en algún momento existieron entre 50 a 100 cuerpos progenitores lo suficientemente grandes como para diferenciarse, que tras sucesivos impactos llegaron a desintegrarse y así sus núcleos quedaron expuestos, resultando los meteoritos actuales.

Cuando se trazan los elementos orbitales de los asteroides del cinturón principal (normalmente inclinación de la órbita frente a excentricidad o frente a semieje mayor), se observan algunas concentraciones distintas con relación a la distribución bastante uniforme del resto de asteroides en general. Estas concentraciones son las familias de asteroides.

Los intrusos son asteroides clasificados como miembros de la familia en función de sus llamados elementos orbitales, lo que sugiere que, al contrario de los verdaderos miembros de la familia, no se originaron en el mismo cuerpo parental que sufrió la colisión y fue fragmentado.

Descripción

Comparativa: elementos orbitales Keplerianos osculadores a la izquierda (familias indistinguibles) versus elementos propios a la derecha (familias visibles).

Estrictamente hablando, las familias y sus miembros se identifican por el análisis de los denominados elementos orbitales propios en vez de los actuales elementos orbitales que fluctúan en escalas de tiempo de decenas de miles de años. Los elementos propios son valores que permanecen constantes durante decenas de millones de años, y quizás más.

Los especialistas llaman a las familias de asteroides de diversas formas según su origen o constitución.

Como se mencionó anteriormente, las familias creadas a causa de un impacto que no desintegró el cuerpo del padre, sino que solo son los fragmentos expulsados del cráter, se denominan familias de cráteres. Se ha utilizado otra terminología para distinguir varios tipos de grupos que son menos distintos o menos estadísticamente ciertos de las "familias nominales" (o grupos) más prominentes.

En las siguientes tablas se muestran datos estadísticos de algunas familias de asteroides.[17]

• Bendjoya, Philippe; and Zappalà, Vincenzo; "Asteroid Family Identification", in Asteroids III, pp. 613–618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• V. Zappalà et al. "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", in Asteroids III, pp. 619–631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino et al. "Spectroscopic Properties of Asteroid Families", in Asteroids III, pp. 633–643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; "Groups of asteroids probably of common origin", Astronomical Journal, Vol. 31, No. 743, pp. 185-188 (octubre 1918).
• Nesvorný, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luke; and Levison, Harold F.; "The recent breakup of an asteroid in the main-belt region", Nature, Vol. 417, pp. 720-722 (junio de 2002).
• Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Knežević, Zoran; "Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment", Astronomical Journal, Vol. 100, p. 2030 (diciembre de 1990).
• Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Milani, Andrea; "Asteroid families II - Extension to unnumbered multiopposition asteroids", Astronomical Journal, Vol. 107, pp. 772-801 (febrero de 1994)
• V. Zappalà et al. Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques, Icarus, Vol. 116, p. 291 (1995.)
• M. S. Kelley & M. J. Gaffey 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, Icarus Vol. 144, p. 27 (2000).

• Planetary Data System - Asteroid Families dataset, análisis hecho por Zappalà en 1995
• Últimos cálculos de propiedades de elementos de planetas menores numerados en astDys.
• Grupos de Asteroides (y Cometas) Archivado el 5 de febrero de 2021 en Wayback Machine. por Petr Scheirich (con buenos apartados).
• Portal de familias de asteroides