Een planetoïdenfamilie is een groep van planetoïden die gelijkaardige baanelementen hebben zoals de halfgrote as, excentriciteit en inclinatie van de baan. De leden van deze families zouden fragmenten zijn van botsingen met grotere planetoïden in het verleden. In dit artikel gaan we dieper in op het ontstaan van planetoïdenfamilies en de verschillende soorten.
Algemene eigenschappen
Grote families bevatten honderden erkende planetoïden (en vele kleinere objecten die nog niet geanalyseerd of nog niet ontdekt zijn). Kleine compacte families kunnen ongeveer 10 geïdentificeerde leden hebben. Ongeveer 33 tot 35% van de planetoïden in de asteroïdengordel behoren tot een familie. Er zijn zo'n 20 tot 30 vertrouwde erkende families met verscheidene groeperingen. De meeste planetoïdenfamilies worden gevonden in de grote asteroïdengordel, alhoewel er zich ook families bevinden in de Pallas, Hungaria en de Phocacea groep op de kleinere halfgrote-as of op een grotere inclinatie dan de hoofdgordel. Sommige studies hebben pogingen ondernomen om een bewijs te vinden van botsende families tussen de Trojaanse planetoïden. Tot op heden is hiervan echter geen bewijs gekend.
Oorsprong en evolutie
Algemeen wordt aangenomen dat de planetoïdenfamilies ontstaan zijn door botsingen met andere planetoïden. In vele gevallen werd het oorspronkelijke object versplinterd maar er zijn ook families die het resultaat zijn van vele inslagen die het lichaam zelf niet hebben doen versplinteren (zoals de Vesta, Pallas, Hygiea en Massalia families). Kraterfamilies bestaan voornamelijk uit één groot object en een hele zwerm van kleinere planetoïden die vele malen kleiner zijn. Sommige families zoals de Flora familie hebben een complexe interne structuur die nog niet echt te verklaren is maar waarschijnlijk het gevolg is van verscheidene inslagen in hetzelfde gebied op verschillende tijdstippen. De meeste leden van families hebben een gelijkaardige samenstelling, echter is dit bij de Vesta familie lichtjes anders. De Vesta familie werd gevormd door een hoofdlichaam dat erg verschillend was in samenstelling. Er zijn nog enkele families waar dit het geval is. Planetoïdenfamilies hebben een leeftijd van meer dan een miljard jaar, afhankelijk van vele factoren (kleinere planetoïden gaan sneller verloren). Dit is aanzienlijk korter dan de leeftijd van het zonnestelsel zelf. Er zijn weinig zaken bekend over het begin van ons zonnestelsel en dit is dan ook de plaats waar we informatie kunnen verzamelen. Verkleining van de families gebeurt ook over een lange tijdspanne door de trage desintegratie van de banen door verstoringen van Jupiter of andere grote hemellichamen. Aangezien botsingen tussen planetoïden niet uit te sluiten zijn, verkleinen deze telkens. Kleine planetoïden kunnen het onderwerp worden van verstoringen zoals het Yarkovsky effect dat hen wegduwt naar baanresonanties met Jupiter. Eens ze daar zijn, worden deze relatief snel uit de asteroïdengordel geslingerd. Enkele leeftijdsbepalingen van enkele families geven een leeftijd aan die varieert tussen honderd en enkele miljoenen jaren. Men stelt dat vele erg oude families veel van de kleinere en gemiddeld grote leden verloren hebben en dat slechts enkelen van hen nog intact zijn overgebleven. Voorbeelden van zo'n familierestanten zijn 9 Metis en 113 Amalthea. Verdere bewijzen voor een groot aantal van oude families die nu verdwenen zijn, komen van analyses van chemische verhoudingen in ijzermeteorieten. Deze tonen aan dat er op zijn minst 50 tot 100 moederobjecten groot genoeg zijn om uit elkaar getrokken te worden en te versplinteren om zo meteorieten te produceren.
Identificatie van de leden
Wanneer de baanelementen van de asteroïdengordel afgedrukt worden in een grafiek worden een aantal concentraties gezien tegen de uniforme achtergrond van andere planetoïden. Deze concentraties zijn de planetoïdenfamilies.
(De donkere vlekken stellen planetoïdenfamilies voor)
Strikt gesproken worden families en hun leden geïdentificeerd door het analyseren van de algemene baanelementen van planetoïden in plaats van de oscillerende baanelementen die regelmatig fluctueren op de tijdschaal van enkele duizenden jaren. De algemene baanelementen zijn meestal constant voor op zijn minst enkele miljoenen jaren en misschien zelfs langer. De Japanse astronoom Kiyotsugu Hirayama pionierde in de schatting van de algemene baanelementen voor planetoïden. De eerste identificatie van verscheidene families gebeurde al in 1918. Als eerbetoon worden de planetoïdenfamilies soms ook de Hirayama families genoemd. De Japanse astronoom ontdekte vijf bekende families. Huidige computeranalyses van de families hebben nog meer families blootgelegd. Het meest gebruikte algoritme is de hiërarchische groeperingmethode of Hierarchical Clustering Method die zoekt naar groeperingen met kleinere geburen, afstanden in baanelementen en de analyse methode van de wavelets die een dichtheidsmap maken van de baanelementen in de ruimte en zoekt naar dichtheidspieken. De randen van de families zijn nogal vaag aangezien de randen meestal verdwijnen op de achtergrond van de andere planetoïden in de asteroïdengordel. Het correcte aantal leden in een familie is dan ook ongekend. Nabij de randen is het dus moeilijk om uit te maken of ze nog deel uitmaken van de familie en om deze dan ook te herkennen als lid van de familie Hierbij komt nog dat sommige interlopers van planetoïden van de heterogene achtergrondpopulatie in het centrale gebied van een regio of familie kunnen verwacht worden. Van de echte familieleden die gevormd zijn door een inslag, wordt gelijkaardige samenstellingen verwacht. De meeste van deze 'interlopers' kunnen in principe herkend worden aan de spectrale eigenschappen die niet overeenkomen met de rest van de familieleden. Een goed voorbeeld hiervan is 1 Ceres, de grootste planetoïde, die een interloper is in de gelijknamige familie (de Ceres familie die nu gekend is als de Gefion familie). Spectrale karakteristieken kunnen ook het lidmaatschap bepalen van planetoïden in de buitenste gebieden van een familie zoals dit het geval was bij de Vesta familie welke leden een ongewone samenstelling hebben.
Familietypes
Zoals eerder in het artikel vermeld, zijn families die gevormd werden door een botsing (die de kern niet verstoord hebben maar enkel fragmenten hebben afgestoten) kraterfamilies. Andere termen werden gegeven aan andere groepen die minder voorkomen dan de meeste nominale families (of clusters):
- Klompen zijn groeperingen die relatief weinig leden hebben maar goed afsteken ten opzichte van de achtergrond (zoals de Juno klomp).
- Clans zijn groeperingen die erg geleidelijk samensmelten in de achtergronddensiteit en een complexe interne structuur hebben waardoor het moeilijk is om te bepalen of het om één complexe groep gaat of verscheidene niet-gerelateerde overlappende groepen (zoals de Flora familie).
- Stammen zijn groepen die minder goed zichtbaar zijn op de achtergrond door hun lage dichtheid of grote onzekerheid in de baanelementen van de leden.
