Familia de asteroides

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Las familias de asteroides son visibles como concentraciones distintas cuando los asteroides se desplazan en el espacio apropiado del elemento orbital (ip vs ap). Algunas familias destacables son las familias Vesta, Eunomia, Coronis, Eos y Temis ubicadas en diferentes regiones (coloreadas) del cinturón de asteroides.

Una familia de asteroides es una población de asteroides con un origen común que comparten elementos orbitales similares como el semieje mayor, la excentricidad o la inclinación de la órbita.

Se cree que los miembros de las familias son fragmentos de colisiones de asteroides. La expresión familia de asteroides hace referencia a un concepto más específico que grupo de asteroides cuyos miembros, aun compartiendo algunas características orbitales, no tienen porqué tener un origen común.

Propiedades generales[editar]

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 semieje 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.

Descubrimiento, desarrollo e investigación[editar]

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]​

Origen y evolución[editar]

Family Flora of asteroids - 2007-01-19

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.

Identificación de miembros e intrusos[editar]

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[editar]

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.

Método de agrupamiento jerárquico[editar]

El empleo de técnicas asistidas por ordenador han permitido la identificación de más de cien familias. Los algorítmos más destacados en la búsqueda de nuevas familias son el método de agrupamiento jerárquico (HCM - Hierarchical Clustering Method), que busca agrupaciones a través de pequeñas distancias a los vecinos más próximos en el espacio de los elementos orbitales, y el método del análisis wavelet (WAM - Wavelet Analysis Method), que construye un mapa de densidad de los asteroides en el espacio del elemento orbital y busca picos de densidad.

Los límites de las familias son un tanto vagos porque en los bordes de las representaciones gráficas se funden con la densidad de fondo de los asteroides. Por este motivo, el número de miembros es incierto incluso entre los asteroides descubiertos, generalmente solo se conoce aproximadamente, y más para los que se encuentran en los límites de la familia.

Además, cabe la posibilidad de encontrar intrusos incluso en las regiones centrales de una familia bien delimitada. Puesto que se espera que los auténticos miembros de una familia tengan composiciones similares, la mayoría de intrusos se podrán reconocer en principio porque sus propiedades espectrales no coincidirán con las de la mayoría de los miembros de la familia. Un ejemplo notable es (1) Ceres que es intruso en la familia de Gefion que antaño llevó su nombre.

Las características espectrales también se utilizan para determinar la pertenencia o no de los asteroides de las zonas limítrofes de una familia, como se ha usado en el caso de la familia de Vesta cuyos miembros tienen una composición particular.

Tipos de familias[editar]

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.

Atendiendo al origen[editar]

Aquellas familias que se formaron con los restos de un impacto meteorítico se llaman cratering families.

Atendiendo a la constitución[editar]

El término grupo (cluster) se usa para describir a una familia pequeña o con pocos miembros conocidos, por ejemplo, el grupo de Karin.[9]​ También son conocidos como otro tipo de grupos (clumps) las familias con pocos miembros, pero claramente distintos del fondo, por ejemplo la familia de Juno. Los clanes (clans) son agrupaciones que destacan muy poco del fondo y/o tienen una estructura compleja que no permite decidir si son varias familias superpuestas o un solo grupo complejo, por ejemplo la familia de Flora. Las tribus (tribus) representan a los grupos menos seguros porque no destacan sobre la densidad de fondo o porque hay incertidumbre en los parámetros orbitales de los miembros.

Familias de asteroides[editar]

Familias más destacables[editar]

Distribución de las familias más destacadas, otras familias y resto de asteroides (hasta el número 398.000)[10]​
     Nysa: 19,073 (4.8%)      Vesta: 15,252 (3.8%)      Flora: 13,786 (3.5%)      Eos: 9,789 (2.5%)      Coronis: 5,949 (1.5%)      Eunomia: 5,670 (1.4%)      Higía: 4,854 (1.2%)      Temis: 4,782 (1.2%)      Hungaria: 2,965 (0.7%)      Resto de familias: 21,500 (5.4%)      Resto de asteroides: 295,000 (74.0%)

Entre las familias de asteroides, las familias de: Eos, Eunomia, Flora, Hungaria, Higía, Coronis, Nysa, Temis y Vesta son las que más destacan en el cinturón de asteroides.

Familia de Eos
La familia de Eos (adj. Eoan; con 9789 miembros conocidos, denominada así por (221) Eos)
Familia de Eunomia
La familia de Eunomia (adj. Eunomian; con 5670 miembros conocidos, denominada así por (15) Eunomia) es una familia de tipo S. Es la que más destaca en el cinturón de asteroides y la sexta familia más grande con aproximadamente el 1.4 % de todos los asteroides del cinturón principal.[10]​
Familia de Flora
La familia de Flora (adj. Florian; con 13 786 miembros conocidos, denominada así por (8) Flora) es la tercera familia más grande. En gran medida, no tiene límites claros y se desvanece gradualmente con los asteroides de fondo circundante. Existen varios grupos dentro de la familia, posiblemente creados por colisiones secundarias posteriores. También se ha descrito como un clan de asteroides.
Familia de Hungaria
La familia de Hungaria (adj. Hungarian; con 2965 miembros conocidos, denominada así por (434) Hungaria)
Familia de Higía
La familia de Higía (adj. Hygiean; con 4854 miembros conocidos, denominada así por (10) Hygiea)
Familia de Coronis
La familia de Coronis (adj. Koronian; con 5949 miembros conocidos, denominada así por (158) Koronis)
Familia de Nysa
La familia de Nysa (adj. Nysian; con 19 073 miembros conocidos, denominada así por (44) Nysa). También conocida como familia de Hertha por (135) Hertha.
Familia de Temis
La familia de Temis (adj. Themistian; con 4782 miembros conocidos, denominada así por (24) Themis)
Familia Vesta
La familia Vesta (adj. Vestian; con 15 252 miembros conocidos, denominada así por (4) Vesta)

Todas las familias[editar]

En un estudio realizado en 2015, los investigadores concluyeron que se habían identificado 122 familias con un total de, aproximadamente, 100 000 miembros, basado en todo el catálogo de planetas menores numerados, que contaba con casi 400 000 asteroides numerados en ese momento (véase el índice del catálogo para obtener una lista actual de planetas menores numerados).[10]​ Los datos están accesibles en el "Small Bodies Data Ferret".[11]​ La primera columna de esta tabla contiene el número de identificación familiar (FIN - Family Identifier Number), que es un modo de etiquetar numéricamente a las familias identificadas, independientemente del nombre utilizado actualmente, ya que el nombre de una familia puede cambiar con observaciones refinadas, lo que lleva múltiples nombres utilizados en la literatura y para posterior confusión.[10]​

FIN Familia Lbl # de Miembros Huecos de Kirkwood Taxonomía media-
albedo		 Cuerpo principal·Resumen Categoría
001 Grupo de Hilda HIL 409 rim C 0.04 (153) Hilda; adj. Hildian; encabeza el grupo con el mismo nombre.
(a–e–i: 3.7–4.2 AU; > 0.07; < 20°)		 cat
002 Familia de Schubart SHU 352 rim C 0.03 (1911) Schubart (incluida en el Grupo de Hilda) cat
003 Grupo de Hungaria H 2965 rim E 0.35 (434) Hungaria; ubicado dentro del grupo del mismo nombre.
(a–e–i: 1.78–2.0 AU; < 0.18; 16°–34°)		 cat
004 Familia de Hektor HEK 12 rim – – (624) Hektor (troyano de Júpiter) cat
005 Familia de Eurybates ERY 218 rim CP 0.06 (3548) Eurybates (troyano de Júpiter) cat
006 unnamed family 006 7 rim – 0.06 (9799) 1996 RJ (troyano de Júpiter) —
007 James Bond family[12]​ 007 1 inner ASP – (9007) James Bond —
008 Familia de Arkesilaos ARK 37 rim – – (20961) Arkesilaos (troyano de Júpiter) cat
009 Familia de Ennomos ENM 30 rim – 0.06 (4709) Ennomos (troyano de Júpiter) cat
010 unnamed family 010 13 rim – 0.09 (247341) 2001 UV209 (troyano de Júpiter) —
401 Familia de Vesta V 15252 inner V 0.35 (4) Vesta (adj. Vestian) cat
402 Familia de Flora
(Ariadne family)		 FLO 13786 inner S 0.30 (8) Flora (adj. Florian), también denominada como (43) Ariadne; es lo que se conoce como clan de asteroides. No es una familia de asteroides legítima según Carruba y Milani, en cambio, la región central de Flora está etiquetada como familia de Belgica y familia de Duponta, respectivamente.[13]​[14]​ También engloba a los componentes de la anterior familia de Matterania. cat
403 Familia de Baptistina BAP 2500 inner X 0.16 (298) Baptistina, se fusiona con la Familia de Bélgica a 100 m/s según Carruba[14]​ cat
404 Familia de Massalia MAS 6424 inner S 0.22 (20) Massalia, adj. Massalian, a-e-i: (2.37 to 2.45; 0.12 to 0.21; 0.4 to 2.4) cat
405 Familia de Nysa
(Familia de Herta; Familia de Eulalia)		 NYS 19073 inner SFC 0.28
0.06		 (44) Nysa/(142) Polana también conocida como Familia de Herta ((135) Hertha). Incluye la Familia de Eulalia (495 Eulalia) cat
406 Familia de Erigone ERI 1776 inner CX 0.06 (163) Erigone, adj. Erigonian cat
407 Familia de Clarissa CLA 179 inner X 0.05 (302) Clarissa cat
408 Familia de Sulamitis SUL 303 inner C 0.04 (752) Sulamitis cat
409 Familia de Lucienne LCI 142 inner S 0.22 (1892) Lucienne cat
410 Familia de Euterpe EUT 474 inner S 0.26 (27) Euterpe cat
411 Familia de Datura DAT 6 inner S 0.21 (1270) Datura cat
412 Familia de Lucascavin LCA 3 inner S – (21509) Lucascavin cat
413 Familia de Klio KLI 330 inner C 0.07 (84) Klio cat
414 Familia de Chimaera CIM 108 inner CX 0.06 (623) Chimaera cat
415 Familia de Chaldaea CHL 132 inner C 0.07 (313) Chaldaea; alt. named after (1715) Salli by Masiero cat
416 Familia de Svea SVE 48 inner CX 0.06 (329) Svea cat
417 unnamed family 417 9 inner – – (108138) 2001 GB11 —
701 Familia de Focea PHO 1989 inner S 0.22 (25) Phocaea cat
501 Familia de Juno JUN 1684 middle S 0.25 (3) Juno (adj. Junonian) cat
502 Familia de Eunomia EUN 5670 middle S 0.19 (15) Eunomia cat
504 Familia de Némesis NEM 1302 middle C 0.05 (128) Nemesis (adj. Nemesian); also named after (58) Concordia (adj. Concordian) and (3827) Zdenekhorský. Formerly Liberatrix family by Zappalà (1995) and Cellino (2002) cat
505 Familia de Adeona ADE 2236 middle C 0.07 (145) Adeona cat
506 Familia de María MAR 2940 middle S 0.25 (170) Maria; alternatively named after 472 Roma.[15]​ cat
507 Familia de Padua PAD 1087 middle X 0.10 (363) Padua; also known as Lydia family(110) Lydia·adj. Paduan; Lydian cat
508 Familia de Aeolia AEO 296 middle X 0.17 (396) Aeolia cat
509 Familia de Chloris CLO 424 middle C 0.06 (410) Chloris, adj. Chloridian cat
510 Familia de Misa MIS 702 middle C 0.03 (569) Misa, adj. Misian cat
511 Familia de Brangäne BRG 195 middle S 0.10 (606) Brangäne cat
512 Familia de Dora DOR 1259 middle C 0.05 (668) Dora, adj. Dorian cat
513 Familia de Merxia MRX 1215 middle S 0.23 (808) Merxia, adj. Merxian cat
514 Familia de Agnia AGN 2125 middle S 0.18 (847) Agnia cat
515 Familia de Astrid AST 489 middle C 0.08 (1128) Astrid, adj. Astridian cat
516 Familia de Gefion
(Ceres family; Minerva family)		 GEF 2547 middle S 0.20 (1272) Gefion, adj. Gefionian; a-e-i: (2.74 to 2.82; 0.08 to 0.18; 7.4 to 10.5); also known as Ceres family (adj. Cererian) after (1) Ceres; and Minerva (adj. Minervian) family after 93 Minerva (identified interloper) cat
517 Familia de König KON 354 middle CX 0.04 (3815) König cat
518 Familia de Rafita RAF 1295 middle S 0.25 (1644) Rafita, adj. Rafitian (namesake is a suspected interloper; not listed in family) cat
519 Familia de Hoffmeister HOF 1819 middle CF 0.04 (1726) Hoffmeister cat
520 Familia de Iannini IAN 150 middle S 0.32 (4652) Iannini cat
521 Familia de Kazuya KAZ 44 middle S 0.21 (7353) Kazuya cat
522 Familia de Ino INO 463 middle S 0.24 (173) Ino cat
523 Familia de Emilkowalski EMI 4 middle S 0.20 (14627) Emilkowalski cat
524 Familia de Brugmansia 524 3 middle S – (16598) Brugmansia cat
525 Familia de Schulhof SHF 5 middle S 0.27 (2384) Schulhof cat
526 unnamed family 526 58 middle C 0.06 (53546) 2000 BY6 —
527 Familia de Lorre LOR 2 middle C 0.05 (5438) Lorre cat
528 Familia de Leonidas LEO 135 middle CX 0.07 (2782) Leonidas; identical to the Vibilia family: VIB (and listed as such) cat
529 Familia de Vibilia VIB 180 middle C 0.06 (144) Vibilia; namesake only listed in family by Zappalà, but not by Nesvorý; identical to the Leonidas family: LEO. cat
530 Familia de Phaeo PAE 146 middle X 0.06 (322) Phaeo cat
531 Familia de Mitidika MIT 653 middle C 0.06 (2262) Mitidika (not listed in family itself) cat
532 Familia de Henan HEN 1872 middle L 0.20 (2085) Henan cat
533 Familia de Hanna HNA 280 middle CX 0.05 (1668) Hanna cat
534 Familia de Karma KRM 124 middle CX 0.05 (3811) Karma cat
535 Familia de Witt WIT 1618 middle S 0.26 (2732) Witt cat
536 Familia de Xizang XIZ 275 middle – 0.12 (2344) Xizang cat
537 Familia de Watsonia WAT 99 middle L 0.13 (729) Watsonia cat
538 Familia de Jones JNS 22 middle T 0.05 (3152) Jones cat
539 Familia de Aëria AER 272 middle X 0.17 (369) Aeria cat
540 Familia de Julia JUL 33 middle S 0.19 (89) Julia cat
541 Familia de Postrema POS 108 middle CX 0.05 (1484) Postrema cat
801 Familia de Palas PAL 128 middle B 0.16 (2) Pallas (adj. Palladian) cat
802 Familia de Gallia GAL 182 middle S 0.17 (148) Gallia cat
803 Familia de Hansa HNS 1094 middle S 0.26 (480) Hansa adj. Hansian; a-e-i: (~2.66; ~0.06; ~22.0°)[16]​ cat
804 Familia de Gersuind GER 415 middle S 0.15 (686) Gersuind cat
805 Familia de Barcelona BAR 306 middle S 0.25 (945) Barcelona cat
806 Familia de Tina TIN 96 middle X 0.34 (1222) Tina cat
807 Familia de Brucato BRU 342 middle CX 0.06 (4203) Brucato cat
601 Familia de Higía HYG 4854 outer CB 0.06 (10) Hygiea cat
602 Familia de Temis THM 4782 outer C 0.07 (24) Themis (adj. Themistian) cat
603 Familia de Sylvia SYL 255 outer X 0.05 (87) Sylvia; family within Cybele group cat
604 Familia de Meliboea MEL 444 outer C 0.05 (137) Meliboea, adj. Meliboean cat
605 Familia de Coronis KOR 5949 outer S 0.15 (158) Koronis, también conocida como familia de (208) Lacrimosa cat
606 Familia de Eos EOS 9789 outer K 0.13 (221) Eos cat
607 Familia de Emma EMA 76 outer C 0.05 (283) Emma cat
608 Familia de Brasilia BRA 579 outer X 0.18 (293) Brasilia, adj. Brazilian (namesake is a suspected interloper; not listed in family) cat
609 Familia de Veritas VER 1294 outer CPD 0.07 (490) Veritas, adj. Veritasian; alt: Undina (Undinian) family after 92 Undina cat
610 Familia de Karin KAR 541 outer S 0.21 (832) Karin. Recently formed family located within the Koronis family.[10]​: 8, 18  cat
611 Familia de Naëma NAE 301 outer C 0.08 (845) Naëma, adj. Naëmian cat
612 Familia de Tirela TIR 1395 outer S 0.07 (1400) Tirela (Klumpkea) cat
613 Familia de Lixiaohua LIX 756 outer CX 0.04 (3556) Lixiaohua cat
614 Familia de Telramund TEL 468 outer S 0.22 (9506) Telramund; alternatively named after (179) Klytaemnestra by Masiero and by Milani cat
615 unnamed family 615 104 outer CX 0.17 (18405) 1993 FY12 —
616 Familia de Charis CHA 808 outer C 0.08 (627) Charis cat
617 Familia de Theobalda THB 376 outer CX 0.06 (778) Theobalda, adj. Theobaldian; a-e-i: (3.16 to 3.19; 0.24 to 0.27; 14 to 15) cat
618 Familia de Terentia TRE 79 outer C 0.07 (1189) Terentia cat
619 Familia de Lau LAU 56 outer S 0.27 (10811) Lau cat
620 Familia de Beagle BGL 148 outer C 0.09 (656) Beagle. Recently formed family is located within the Themis family (all members are also listed as Themistians). Includes (7968) Elst–Pizarro.[10]​: 7, 8, 18  cat
621 Familia de Koronis K-2 246 outer S 0.14 (158) Koronis "second family" cat
622 Familia de Terpsichore TRP 138 outer C 0.05 (81) Terpsichore cat
623 Familia de Fringilla FIR 134 outer X 0.05 (709) Fringilla cat
624 Familia de Durisen DUR 27 outer X 0.04 (5567) Durisen cat
625 Familia de Yakovlev YAK 67 outer C 0.05 (5614) Yakovlev cat
626 Familia de San Marcello SAN 144 outer X 0.19 (7481) San Marcello cat
627 unnamed family 627 38 outer CX 0.05 (15454) 1998 YB3 —
628 unnamed family 628 248 outer S 0.10 (15477) 1999 CG1 —
629 unnamed family 629 58 outer S 0.21 (36256) 1999 XT17 —
630 Familia de Aegle AEG 99 outer CX 0.07 (96) Aegle cat
631 Familia de Ursula URS 1466 outer CX 0.06 (375) Ursula cat
632 Familia de Elfriede ELF 63 outer C 0.05 (618) Elfriede cat
633 Familia de Itha ITH 54 outer S 0.23 (918) Itha cat
634 Familia de Inarradas INA 38 outer CX 0.07 (3438) Inarradas cat
635 Familia de Anfimov ANF 58 outer S 0.16 (7468) Anfimov cat
636 Familia de Marconia MRC 34 outer CX 0.05 (1332) Marconia cat
637 unnamed family 637 64 outer CX 0.05 (106302) 2000 UJ87 —
638 Familia de Croatia CRO 93 outer X 0.07 (589) Croatia cat
639 Familia de Imhilde IMH 43 outer CX 0.05 (926) Imhilde cat
640 Familia de Gibbs GBS 8 outer – – 331P/Gibbs "P/2012 F5 (Gibbs)" — –
641 Familia de Juliana JLI 76 outer CX 0.05 (816) Juliana cat
901 Familia de Euphrosyne EUP 2035 outer C 0.06 (31) Euphrosyne cat
902 Familia de Alauda ALA 1294 outer B 0.07 (702) Alauda cat
903 Familia de Ulla ULA 26 outer X 0.05 (909) Ulla; family within Cybele group cat
904 Familia de Luthera LUT 163 outer X 0.04 (1303) Luthera; fam. is also named after 781 Kartvelia cat
905 Familia de Armenia ARM 40 outer C 0.05 (780) Armenia cat

Datos estadísticos de algunas familias de asteroides[editar]

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

Familias con 1000 miembros o más[editar]

Familia asteroidal Semieje mayor (ua) Excentricidad Inclinación (seno)
Nombre Miembros Mínimo Máximo Mínima Máxima Mínimo Máximo
(4) Vesta 7865 2,256 2,482 0,080 0,127 0,100 0,132
(5) Astraea 2120 2,552 2,610 0,146 0,236 0,054 0,095
(10) Hygiea 2402 3,067 3,241 0,100 0,166 0,073 0,105
(15) Eunomia 6845 2,521 2,731 0,117 0,181 0,203 0,256
(20) Massalia 4758 2,335 2,474 0,145 0,175 0,019 0,033
(24) Themis 3950 3,062 3,240 0,114 0,192 0,009 0,048
(93) Minerva 1833 2,720 2,816 0,115 0,155 0,147 0,169
(135) Hertha 11 428 2,288 2,478 0,134 0,206 0,032 0,059
(145) Adeona 1399 2,573 2,714 0,153 0,181 0,193 0,213
(158) Koronis 5601 2,816 2,985 0,016 0,101 0,029 0,047
(170) Maria 2030 2,523 2,673 0,067 0,128 0,231 0,269
(221) Eos 10 336 2,950 3,146 0,022 0,133 0,148 0,212
(434) Hungaria 1117 1,883 1,988 0,051 0,097 0,344 0,378
(490) Veritas 1136 3,143 3,196 0,049 0,079 0,151 0,172
(668) Dora 1101 2,744 2,811 0,188 0,204 0,129 0,143
(847) Agnia 2033 2,713 2,819 0,063 0,083 0,056 0,076
(1040) Klumpkea 1096 3,083 3,174 0,176 0,217 0,279 0,298
(1726) Hoffmeister 1315 2,754 2,818 0,041 0,053 0,066 0,088
(2076) Levin 1145 2,254 2,323 0,130 0,153 0,088 0,106

Familias con más de 100 miembros y menos de 1000[editar]

Familia asteroidal Semieje mayor (ua) Excentricidad Inclinación (seno)
Nombre Miembros Mínimo Máximo Mínima Máxima Mínimo Máximo
(25) Phocaea 944 2,261 2,415 0,160 0,265 0,366 0,425
(31) Euphrosyne 968 3,082 3,225 0,150 0,231 0,431 0,459
(87) Sylvia 139 3,459 3,564 0,046 0,073 0,162 0,179
(110) Lydia 729 2,696 2,779 0,026 0,061 0,084 0,106
(163) Erigone 392 2,332 2,374 0,200 0,218 0,081 0,098
(173) Ino 154 2,708 2,770 0,159 0,180 0,229 0,239
(179) Klytaemnestra 366 2,955 3,015 0,053 0,080 0,148 0,159
(194) Prokne 252 2,522 2,691 0,154 0,196 0,293 0,315
(283) Emma 369 3,029 3,084 0,107 0,124 0,155 0,166
(293) Brasilia 443 2,832 2,872 0,119 0,133 0,256 0,264
(298) Baptistina 131 2,261 2,288 0,146 0,161 0,100 0,114
(302) Clarissa 143 2,385 2,418 0,104 0,111 0,056 0,060
(375) Ursula 502 3,096 3,241 0,059 0,130 0,264 0,299
(396) Aeolia 242 2,731 2,750 0,164 0,170 0,057 0,062
(480) Hansa 839 2,538 2,721 0,008 0,101 0,364 0,385
(507) Laodica 149 3,124 3,207 0,049 0,075 0,181 0,198
(569) Misa 389 2,623 2,693 0,169 0,183 0,035 0,045
(606) Brangäne 153 2,573 2,594 0,179 0,183 0,166 0,168
(752) Sulamitis 158 2,421 2,484 0,084 0,095 0,085 0,092
(778) Theobalda 229 3,158 3,191 0,240 0,261 0,243 0,253
(808) Merxia 805 2,705 2,805 0,125 0,143 0,080 0,093
(845) Naëma 253 2,917 2,953 0,029 0,041 0,205 0,209
(883) Matterania 132 2,213 2,259 0,140 0,151 0,092 0,102
(945) Barcelona 219 2,599 2,659 0,190 0,289 0,506 0,521
(1128) Astrid 389 2,754 2,817 0,045 0,053 0,008 0,018
(1298) Nocturna 143 3,088 3,220 0,105 0,123 0,104 0,123
(1303) Luthera 179 3,193 3,236 0,106 0,144 0,310 0,337
(1338) Duponta 104 2,259 2,302 0,119 0,130 0,075 0,091
(1547) Nele 108 2,641 2,650 0,267 0,270 0,211 0,212
(1658) Innes 558 2,546 2,626 0,165 0,185 0,123 0,142
(1911) Schubart 280 3,964 3,967 0,159 0,222 0,041 0,055
(3330) Gantrisch 600 3,123 3,174 0,184 0,212 0,171 0,184
(3815) König 283 2,563 2,583 0,138 0,143 0,145 0,164
(3827) Zdeněkhorský 671 2,705 2,768 0,082 0,096 0,080 0,094
(5026) Martes 346 2,368 2,415 0,200 0,217 0,082 0,096
(10955) Harig 428 2,671 2,739 0,005 0,026 0,100 0,113
(12739) 1992 DY7 240 2,682 2,746 0,047 0,060 0,031 0,041
(13314) 1998 RH71 146 2,756 2,801 0,170 0,183 0,069 0,078
(18466) Hakodate 155 2,763 2,804 0,171 0,182 0,229 0,236
(19466) Darcydiegel 125 2,724 2,761 0,007 0,020 0,103 0,111

Familias con 100 miembros o menos[editar]

Familia asteroidal Semieje mayor (ua) Excentricidad Inclinación (seno)
Nombre Miembros Mínimo Máximo Mínima Máxima Mínimo Máximo
(2) Pallas 38 2,756 2,791 0,254 0,283 0,531 0,550
(63) Ausonia 70 2,383 2,401 0,118 0,127 0,107 0,118
(96) Aegle 100 3,036 3,070 0,176 0,189 0,280 0,289
(148) Gallia 95 2,712 2,812 0,116 0,150 0,420 0,430
(159) Aemilia 45 3,091 3,131 0,111 0,117 0,084 0,090
(410) Chloris 93 2,713 2,761 0,238 0,265 0,146 0,160
(618) Elfriede 46 3,177 3,200 0,056 0,059 0,270 0,277
(729) Watsonia 75 2,720 2,814 0,110 0,144 0,294 0,305
(780) Armenia 41 3,085 3,129 0,060 0,074 0,310 0,314
(1118) Hanskya 77 3,145 3,246 0,035 0,059 0,252 0,266
(1189) Terentia 38 2,904 2,936 0,071 0,075 0,192 0,194
(1222) Tina 68 2,769 2,803 0,068 0,113 0,350 0,359
(2782) Leonidas 92 2,657 2,701 0,185 0,197 0,061 0,072
(2967) Vladisvyat 52 3,150 3,224 0,092 0,124 0,295 0,303
(3110) Wagman 86 2,554 2,592 0,134 0,145 0,049 0,065
(3438) Inarradas 34 3,036 3,067 0,176 0,186 0,249 0,255
(3460) Ashkova 52 3,159 3,218 0,187 0,209 0,016 0,028
(3489) Lottie 57 2,390 2,413 0,090 0,096 0,103 0,109
(3811) Karma 49 2,547 2,579 0,101 0,110 0,185 0,190
(4945) Ikenozenni 71 2,570 2,596 0,235 0,244 0,087 0,096
(5651) Traversa 42 3,097 3,166 0,112 0,128 0,231 0,241
(6124) Mecklenburg 57 3,966 3,967 0,186 0,212 0,146 0,159
(6138) Hutton 48 2,343 2,357 0,204 0,215 0,039 0,045
(6769) Brokoff 45 2,398 2,431 0,148 0,155 0,051 0,056
(7220) Philnicholson 49 2,418 2,424 0,183 0,195 0,026 0,036
(7468) Anfimov 45 3,031 3,075 0,087 0,091 0,060 0,061
(7744) 1986 QA1 78 2,635 2,670 0,069 0,075 0,042 0,049
(8737) Takehiro 37 3,116 3,141 0,112 0,121 0,207 0,211
(8905) Bankakuko 49 2,599 2,620 0,181 0,190 0,084 0,091
(11882) 1990 RA3 66 2,683 2,708 0,059 0,066 0,031 0,040
(16286) 4057 P-L 68 2,846 2,879 0,038 0,047 0,102 0,111
(17392) 1981 EY40 75 2,645 2,679 0,059 0,070 0,036 0,042
(18405) 1993 FY12 85 2,832 2,858 0,103 0,110 0,158 0,162
(21344) 1997 EM 62 2,709 2,741 0,150 0,159 0,046 0,050
(21885) 1999 UY27 42 3,079 3,112 0,026 0,035 0,184 0,188
(22241) 4072 T-3 40 3,082 3,096 0,126 0,133 0,087 0,096
(25315) 1999 AZ8 53 2,575 2,596 0,243 0,251 0,090 0,096
(28804) 2000 HC81 46 2,589 2,601 0,146 0,156 0,063 0,070
(29841) 1999 FO14 53 2,639 2,668 0,052 0,059 0,033 0,040
(31811) 1999 NA41 90 3,096 3,138 0,060 0,075 0,178 0,188
(32418) 2000 RD33 48 2,763 2,795 0,255 0,261 0,152 0,156
(43176) 1999 XM196 47 3,109 3,152 0,065 0,074 0,174 0,183
(53546) 2000 BY6 47 2,709 2,735 0,170 0,174 0,247 0,251

Referencias[editar]

  1. ↑ Michael E. Brown, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (March 2007), pp 294-296.
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  3. ↑ a b c d Bendjoya, Ph.; Zapala, V. (2002). «Asteroid Family Identification». Asteroids III (en inglés) (1ª edición). The University of Arizona Press. pp. 613-618. ISBN 978-0-8165-2281-1. Consultado el 11 de julio de 2015. 
  4. ↑ Brouwer, Dirk (1951). «Secular variations of the orbital elements of minor planets». Astronomical Journal (en inglés) 56: 9-32. Consultado el 13 de julio de 2015. 
  5. ↑ Arnold, James R. (1969). «Asteroid Families and "jet Streams"». Astronomical Journal (en inglés) 74: 1235-1242. Consultado el 4 de julio de 2015. 
  6. ↑ Lindblad, B. A.; Southworth, R. B. (1971). «A Study of Asteroid Families and Streams by Computer Techniques». Physical Studies of Minor Planets (en inglés). National Aeronautics and Space Administration. pp. 337-352. Consultado el 13 de julio de 2015. 
  7. ↑ Carusi, A.; Massaro, E. (1978). «Statistics and mapping of asteroid concentrations in the proper elements space». Astronomy and Astrophysics Suppl. (en inglés) 34: 81-90. Consultado el 31 de julio de 2015. 
  8. ↑ Williams, J. G. (1979). «Proper elements and family memberships of the asteroids». Asteroids (en inglés). The University of Arizona Press. p. 1040-1063. 
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  11. ↑ «Small Bodies Data Ferret». Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0. Archivado desde el original el 2 de agosto de 2017. Consultado el 22 de julio de 2017. 
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  13. ↑ Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (septiembre de 2014). «Asteroid families classification: Exploiting very large datasets». Icarus 239: 46-73. Bibcode:2014Icar..239...46M. arXiv:1312.7702. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.039. Consultado el 17 de abril de 2018. 
  14. ↑ a b Carruba, V.; Domingos, R. C.; Nesvorný, D.; Roig, F.; Huaman, M. E.; Souami, D. (August 2013). «A multidomain approach to asteroid families' identification». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 433 (3): 2075-2096. Bibcode:2013MNRAS.433.2075C. arXiv:1305.4847. doi:10.1093/mnras/stt884. Consultado el 5 de diciembre de 2018. 
  15. ↑ Masiero, Joseph R.; Mainzer, A. K.; Bauer, J. M.; Grav, T.; Nugent, C. R.; Stevenson, R. (June 2013). «Asteroid Family Identification Using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE Physical Properties». The Astrophysical Journal 770 (1): 22. Bibcode:2013ApJ...770....7M. arXiv:1305.1607. doi:10.1088/0004-637X/770/1/7. Consultado el 25 de abril de 2018. 
  16. ↑ The Hansa Family: A New High-Inclination Asteroid Family
  17. ↑ Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (1 de septiembre de 2014). «Abstract: Asteroid families classification: exploiting very large data sets». Icarus (en inglés) (239): 46-73. Consultado el 12 de junio de 2015. 

Otras lecturas[editar]

Enlaces externos[editar]

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