小惑星族

小惑星族とは、半径、離心率、軌道傾斜角などの類似した固有軌道要素を共有する小惑星の集団です。族のメンバーは、過去の小惑星衝突の破片であると考えられています。小惑星族は小惑星グループよりも具体的な用語であり、そのメンバーは、いくつかの広範な軌道特性を共有しながらも、それ以外は互いに無関係である可能性があります。

大きな著名なファミリーには、数百の認識された小惑星（およびまだ分析されていないか、まだ発見されていない可能性のある、より多くの小さな物体）が含まれます。小さくコンパクトなファミリーには、約 10 個の確認されたメンバーのみが含まれる場合があります。メインベルトの小惑星の約 33% から 35% がファミリーのメンバーです。

確実に認識されているファミリーは約 20 から 30 あり、それほど確実ではないグループが数十あります。ほとんどの小惑星ファミリーは主小惑星帯で発見されていますが、パラス ファミリー、ハンガリア ファミリー、フォカイア ファミリーなどのファミリーのようなグループが主小惑星帯よりも 小さい軌道長半径または大きい軌道傾斜角に位置しています。

準惑星 ハウメアに関連する1つのファミリーが特定されています。^{[1]いくつかの研究では}トロヤ群小惑星の衝突ファミリーの証拠を見つけようとしましたが、現時点では決定的な証拠はありません。

これらの族は小惑星同士の衝突の結果として形成されたと考えられている。多くの場合、またはほとんどの場合、親天体は粉砕されたが、親天体を破壊しなかった大規模なクレーター形成イベントによって形成された族もいくつかある（例：ベスタ、パラス、ヒギエア、マッサリア族）。このようなクレーター形成族は通常、1つの大きな天体とそれよりはるかに小さな小惑星の群れから構成される。一部の族（例：フローラ族）は複雑な内部構造を持っており、現時点では十分に説明されていないが、異なる時期に同じ領域で複数の衝突が起こったことが原因である可能性がある。

起源の経緯により、ほとんどの科のすべてのメンバーは、構成がほぼ一致しています。注目すべき例外は、大きく分化した親天体から形成された科 (ベスタ科など) です。

小惑星族の寿命は、さまざまな要因にもよるが、10億年程度であると考えられている（たとえば、小惑星が小さいほど早く失われる）。これは太陽系の年齢よりもかなり短いため、初期の太陽系の名残であるものはほとんどない。族の崩壊は、木星や他の大きな天体からの摂動による軌道のゆっくりとした消散と、小惑星同士の衝突による小天体への粉砕の両方によって起こる。このような小さな小惑星は、時間の経過とともに木星との軌道共鳴に向かう可能性があるヤルコフスキー効果などの摂動を受ける。一旦そこに到達すると、それらは比較的急速に小惑星帯から放出される。いくつかの族については暫定的な年齢推定が得られており、コンパクトなカリン族のように数億年から数百万年未満までの範囲である。古い族には小さなメンバーがほとんど含まれないと考えられており、これが年齢決定の基礎となっている。

非常に古いファミリーの多くは、小型および中型のメンバーをすべて失い、最も大型のものはわずかしか残っていないと考えられています。そのような古いファミリーの残骸の例として、9 Metisと113 Amalthea の 小惑星ペアが挙げられます。多数の過去のファミリー (現在は分散) のさらなる証拠は、鉄隕石の化学比率の分析から得られます。これにより、分化できるほどの大きさの親天体が少なくとも 50 から 100 個存在し、その後粉砕されて核が露出し、実際の隕石が生成されたことがわかります (Kelley & Gaffey 2000)。

メインベルト小惑星の軌道要素をプロットすると(通常は軌道傾斜角対離心率、または軌道長半径対)、非ファミリー背景小惑星のかなり均一な分布に対して、いくつかの明瞭な集中が見られる。これらの集中が小惑星ファミリーである(上記参照)。侵入小惑星は、いわゆる固有軌道要素に基づいてファミリーのメンバーとして分類されるが、ファミリーの大部分とは異なる分光特性を持つ小惑星であり、真のファミリーのメンバーとは反対に、衝突により一度分裂した 同じ親天体から発生したのではないことを示唆している。

厳密に言えば、族とそのメンバーシップは、数万年のタイムスケールで定期的に変動する現在の接触 軌道要素ではなく、固有軌道要素を分析することによって識別されます。固有要素は、少なくとも数千万年、おそらくそれ以上、ほぼ一定のままである関連する運動定数です。

日本の 天文学者 平山清次（1874-1943）は、小惑星の固有元素の推定の先駆者であり、1918年に最も有名なファミリーのいくつかを初めて特定しました。彼に敬意を表して、小惑星ファミリーは平山ファミリーと呼ばれることがあります。これは特に、彼が発見した5つの主要なグループに適用されます。

今日のコンピュータ支援による検索では、100 を超える小惑星族が特定されています。最も有名なアルゴリズムは、軌道要素空間で最も近い距離が小さいグループを探す階層的クラスタリング法( HCM ) と、軌道要素空間で小惑星の密度マップを作成し、密度のピークを探すウェーブレット解析です。

ファミリーの境界は、端ではメインベルト内の小惑星の背景密度に溶け込むため、いくぶん曖昧です。このため、発見された小惑星であっても、そのメンバーの数は大まかにしか分からないのが普通で、端に近い小惑星のメンバーシップは不確かです。

さらに、異質な背景小惑星群からの侵入者が、ファミリーの中心領域にさえ存在すると予想されている。衝突によって生じた真のファミリーメンバーは同様の組成を持つと予想されるため、そのような侵入者のほとんどは、ファミリーメンバーの大部分と一致しないスペクトル特性によって原理的に認識できる。顕著な例は、最大の小惑星である1 Ceresで、かつてその名が付けられたファミリー ( Ceres ファミリー、現在はGefion ファミリー)の侵入者である。

スペクトル特性は、例えばメンバーが異常な構成を持つ ベスタ族の場合のように、族の外側の領域にある小惑星のメンバーシップ（またはそうでない）を決定するためにも使用できます。

前述のように、衝突によって母天体が破壊されずに破片のみが放出されたことで生じたファミリーは、クレーターファミリーと呼ばれます。他の用語は、最も顕著な「名目上のファミリー」（またはクラスター）とあまり明確でない、または統計的に確実でないさまざまな種類のグループを区別するために使用されています。

クラスターという用語は、カリン星団のような小さな小惑星族を表すのにも使われる。^[2] クランプとは、比較的メンバーが少ないものの、背景とは明らかに区別される集団である（例：ジュノークランプ）。クランとは、背景の密度に徐々に溶け込んでいく集団、および/または複雑な内部構造を持つ集団であり、1つの複雑な集団なのか、それとも無関係な複数の重なり合った集団なのかを判断するのが難しい（例：フローラ族はクランと呼ばれている）。部族とは、メンバーの密度が小さいか、軌道パラメータの不確実性が大きいために、背景に対して統計的に有意であることが確実性の低い集団である。

•  ニサ：19,073（4.8％）
•  ベスタ: 15,252 (3.8%)
•  植物: 13,786 (3.5%)
•  イオス: 9,789 (2.5%)
•  コロニス: 5,949 (1.5%)
•  ユーノミア: 5,670 (1.4%)
•  ヒュギエイア: 4​​,854 (1.2%)
•  テミス: 4,782 (1.2%)
•  ハンガリー: 2,965 (0.7%)
•  その他の家族: 21,500 (5.4%)
•  背景: 295,000 (74.0%)

最も顕著なファミリー、その他のファミリー、背景小惑星の分布（最大398,000個）^{[3] ：23}

多くの小惑星族の中で、エオス、エウノミア、フローラ、ハンガリア、ヒュギエア、コロニス、ニサ、テミス、ベスタ族が小惑星帯で最もよく知られています。完全なリストについては、§ すべての族を参照してください。

Eosファミリー

エオス一族（形容詞：エオアン、9,789人、221人のエオスにちなんで名付けられた）

ユーノミア家

ユーノミア族（形容詞：ユーノミアン、5,670個が知られており、ユーノミア15にちなんで命名された）は、 S型小惑星の族である。これは、中間小惑星帯で最も重要な族であり、すべての主小惑星帯小惑星の約1.4％を占める6番目に大きい族である。^{[3] : 23}

フローラファミリー

フローラ族(形容詞: フロリアン、13,786 個、8 番目のフローラにちなんで命名) は、3 番目に大きい族です。範囲が広く、明確な境界はなく、徐々に周囲の背景集団に溶け込んでいきます。この族にはいくつかの異なるグループがあり、おそらく後の二次衝突によって形成されました。小惑星族とも呼ばれています。

ハンガリーの家族

ハンガリア家(形容詞: ハンガリー語、メンバー数 2,965 人、434 人のハンガリーにちなんで名付けられました)

ヒュギエア科

ヒュギエイア家(形容詞：ヒュギエアン、4,854 人、10 人のヒュギエイアにちなんで名づけられた)

コロニス家

コロニス家(形容詞：コロニアン、5,949 人、158 人のコロニスにちなんで名付けられた)

ニサ家

Nysa 家(形容詞Nysian、構成員数 19,073 人、44 人​​の Nysaにちなんで名付けられました)。別名、135 人の Herthaにちなんで Hertha 家とも呼ばれます。

テミス家

テミス一族（形容詞：テミス派、4,782人、24人のテミスにちなんで名付けられた）

ベスタファミリー

ベスタ族（形容詞：ベスティアン、メンバー数15,252人、4人のベスタにちなんで名づけられた）

2015年、ある研究では、当時40万個近くの番号付き天体で構成されていた番号付き小惑星の全カタログに基づいて、合計約10万個の小惑星を含む122の注目すべきファミリーを特定しました（番号付き小惑星の最新のリストについてはカタログインデックスを参照） 。^{[3] ： 23}データは「Small Bodies Data Ferret」で公開されています。^[4]この表の最初の列には、ファミリー識別番号またはファミリー識別番号（FIN）が含まれています。これは、現在使用されている名前とは関係なく、特定されたファミリーを数値でラベル付けする試みです。ファミリーの名前は、精密な観察によって変更される可能性があり、文献で複数の名前が使用され、その後混乱が生じる可能性があるためです。^{[3] ： 17}

その他のさまざまなソースからの小惑星族（上の表に記載されていない）、および小惑星以外の族には次のものがあります。

• 固有軌道要素
• カテゴリ:小惑星群とファミリー

• 惑星データ システム - Zappalà 1995 分析による小惑星ファミリー データセット。
• astDys における番号付き小惑星の適切な要素の最新の計算。
• 小惑星（および彗星）グループが、Wayback Machineで 2021 年 2 月 5 日にPetr Scheirich によってアーカイブされました（優れたプロット付き）。
• 小惑星ファミリーポータル