Familia de asteroides

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Una familia de asteroides es un grupo de asteroides con un origen común que comparten similares elementos orbitales propios; esto es, tienen valores parecidos del semieje mayor, la excentricidad y la inclinación de la órbita. Los miembros de las familias son fragmentos de pasadas colisiones de asteroides. La expresión familia de asteroides hace referencia a un concepto más específico que grupo de asteroides cuyos miembros, aun compartiendo elementos orbitales propios, no tienen porqué tener un origen común.

Descubrimiento, desarrollo e investigación[editar]

El astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama fue el primero en identificar las familias de asteroides. En 1918 planteó 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.[1]​ Las familias que identificó son habitualmente conocidas como familias de Hirayama.[2]

En 1951, Dirk Brouwer reanudó los estudios de Hirayama, confirmando las familias identificadas por este y añadiendo otras nuevas.[3]​ 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.[2]James R. Arnold, en 1969, suponía que los asteroides se dispersan siguiendo una distribución de Poisson.[4]​ B. E. Lindblad y R. B. Southworth, en 1971, calibraron su método para que se ajustara a los resultados de Brouwer,[5]​ mientras A. Carusi y E. Massaro, en 1978, hicieron lo propio para encontrar las familias clásicas de Hirayama.[6]​ J. G. Williams, en 1979, se basó en la inspección visual y una prueba estadística a posteriori.[7]​ 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.[2]​ Investigaciones posteriores en 1989 señalaron inconsistencias químicas en varias de las nuevas familias incompatibles con un origen común.[2]

Número, variabilidad y situación[editar]

Existen de 20 a 30 familias de asteroides reconocidas de manera fiable y varias decenas de grupos menos seguros.<> El número de miembros de las familias varía de unas a otras. Las más grandes contienen cientos de miembros identificados (y un número indeterminado de objetos más pequeños aún no descubiertos), mientras que algunas de las más pequeñas tienen alrededor de una decena.<> Se cree que una tercera parte de los asteroides del cinturón de asteroides pertenece a alguna familia.<>

La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el interior del cinturón de asteroides, aunque algunos grupos como las familias de Palas, Hungaria o Focea presentan una inclinación orbital superior al plano del cinturón.<> Algunos estudios suponen la existencia de familias en el grupo de los asteroides troyanos.<>

Origen y evolución[editar]

Las familias de asteroides se forman a partir de las colisiones entre asteroides. En la mayoría de los casos el cuerpo progenitor se hizo pedazos tras la colisión, pero algunas familias se originaron de los escombros expulsados tras la formación de un cráter de impacto en el cuerpo progenitor, como es el caso de las familias de Vesta, Palas, Higía y Masalia. Estas familias están constituidas por un cuerpo grande y un enjambre de pequeños asteroides.<> Otras familias, como por ejemplo la familia de Flora, tienen estructuras internas complejas que solo se podrían explicar si se suponen varias colisiones en la misma región del espacio en diferentes momentos.<>

Debido a este proceso de formación, los miembros de las familias tienen composiciones similares. La excepción más notable es la familia de Vesta que se formó a partir de un cuerpo diferenciado.<>

El tiempo medio de vida de las familias es del orden de mil millones de años, un periodo más corto que la edad del Sistema Solar, por lo que es poco probable que sean restos de la nebulosa protosolar.<> La progresiva desaparición de las familias se produce por la dispersión orbital de los cuerpos más pequeños debido al efecto Yarkovsky, que los empuja a las resonancias gravitatorias con Júpiter, y a las perturbaciones orbitales jovianas y otros cuerpos mayores. A su vez, los asteroides más grandes se van reduciendo por ulteriores colisiones.<> Estas consideraciones permiten suponer que las familias más antiguas contendrán pocos miembros pequeños y se han usado para determinar las edades.<> Se han obtenido edades proviosionales para varias familias que varían desde los cientos de millones de años a los varios millones, como es el caso de la familia de Karin.[8]

Se supone que las familias más antiguas han perdido todos sus miembros pequeños y medianos, dejando solo los cuerpos más grandes. Un ejemplo de este tipo de familias son los asteroides Metis y Amaltea.<> Una evidencia adicional de la existencia de antiguas familias ahora dispersas o desaparecidas procede del análisis de la proporción de componentes químicos en los meteoritos ferrosos, que demuestra que hubo entre 50 y 100 cuerpos progenitores lo suficientemente grandes como para haberse diferenciado y cuyos núcleos quedaron expuestos tras sucesivos impactos para producir los meteoritos actuales.<>

Identificación de miembros e intrusos[editar]

Cuando se representan los elementos orbitales de los asteroides (normalmente inclinación de la órbita frente a excentricidad o frente a semieje mayor), aparecen una serie de concentraciones sobre la uniforme distribución de fondo. Estas concentraciones son las familias de asteroides.

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.<>

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) fue el primero en identificar familias de asteroides analizando los elementos orbitales propios.[2]​ En ocasiones, las familias de asteroides se llaman familias de Hirayama en su honor, pero más a menudo se reserva este nombre para las cinco familias descubiertas por él.<>

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

Los límites de las familias son un tanto vagos porque los bordes de las representaciones gráficas se funden con la densidad de fondo de los asteroides. Por este motivo, es incierta la pertenencia o no de un asteroide que bordea los límites de una 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 Ceres que es un 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. Todos estos tipos proceden de fuentes en inglés por lo que los términos correspondientes están en ese idioma.

Atendiendo al origen[editar]

Aquellas familias que se formaron con los desechos de un impacto meteorítico se llaman cratering families.<>

Atendiendo a la constitución[editar]

Cluster se usa para describir a una familia pequeña o con pocos miembros conocidos.[8]Clump son también familias con pocos miembros, pero perfectamente distinguibles del fondo. Clan son grupos que destacan muy poco del fondo o tienen una estructura compleja que no permite decidir si son varias familias superpuestas o un solo grupo complejo. Tribu representa a los grupos menos seguros porque no destacan sobre la densidad de fondo o porque hay incertidumbre en los parámetros orbitales.<>

Familias de asteroides[editar]

En las siguientes tablas se muestran datos estadísticos de algunas familias de asteroides.[9]

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. Hirayama, Kiyotsugu (1918). «Group of asteroids probably of common origin». The Astronomical Journal (en inglés) (743). Consultado el 11 de julio de 2015. 
  2. a b c d e 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. 
  3. 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. 
  4. Arnold, James R. (1969). «Asteroid Families and "jet Streams"». Astronomical Journal (en inglés) 74: 1235-1242. Consultado el 4 de julio de 2015. 
  5. 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. 
  6. 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. 
  7. Williams, J. G. (1979). «Proper elements and family memberships of the asteroids». Asteroids (en inglés). The University of Arizona Press. p. 1040-1063. 
  8. a b Nesvorný, David; Enke, Brian L.; Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Richardson, Derek C. (2006). «Karin cluster formation by asteroid impact». Icarus (en inglés) 183 (2): 296-311. Consultado el 1 de julio de 2015. 
  9. 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. 

Enlaces externos[editar]