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一般特性

大的、著名的小行星族包含數(shù)百顆被確認(rèn)的小行星(為數(shù)更多的更小成員未被分析或是尚未被發(fā)現(xiàn))，小的、緊密的家族可能只有10顆被辨認(rèn)出來的成員。在小行星帶大約33～35%的小行星分屬于不同的家族。

大約有20～30個(gè)小行星族已經(jīng)被明確的辨認(rèn)出來，不明確的則10倍于此數(shù)量。大部分的小行星族都存在于小行星帶內(nèi)，但依然有些家族，像是智神星族、匈牙利族和福后星族( Phocaea family)，有著很小的半長軸或相對于小行星帶有著較大的軌道傾角。還有些研究試圖發(fā)現(xiàn)在特洛依小行星中由碰撞形成 小行星族 的證據(jù)，但迄今仍沒有具有決定性的證據(jù)。

起源和發(fā)展

家族的形成被認(rèn)為是源自小行星之間的互撞。有許多或多數(shù)小行星家族的母體已經(jīng)被撞碎，但也有幾個(gè)家族的母體歷經(jīng)撞擊之后未遭毀壞（例如灶神星族、智神星族、健神星族和馬賽族）。像這類持續(xù)撞擊的家族，典型都會(huì)有一顆獨(dú)大的母體和為數(shù)眾多的小行星。有些家族（像是花神星族）在同一個(gè)區(qū)域內(nèi)有著目前還無法解釋的復(fù)雜內(nèi)部結(jié)構(gòu)，但也許可以歸結(jié)于在不同時(shí)間發(fā)生的幾次撞擊。

由于起源的方式，多數(shù)家族都有能緊密配合的結(jié)構(gòu)（組成），要注意的例外（像是灶神星族）是從大到已經(jīng)分化的母體分離所形成的家族。

小行星家族的生命期被認(rèn)為在十億年左右的等級上，但還會(huì)依據(jù)各種各樣的因素改變（例如：越小的越容易失去）。這與太陽系的年齡比較明顯短了許多，只有少數(shù)可能是太陽系早期的遺物。家族崩潰的兩個(gè)主要原因，一是由于木星或其他較大天體的擾動(dòng)造成軌道緩慢的散逸，另一則是小行星之間的互撞和磨碎成更小的個(gè)體。這些微小的個(gè)體則會(huì)受到亞爾科夫斯基效應(yīng)的擾動(dòng)，隨著時(shí)間不斷的被推擠向木星的共振軌道。而一旦進(jìn)入，它們便會(huì)很快的從小行星的主帶中被拋射出去。試探性的估計(jì)得到一些家族的年齡范圍，從少于幾百萬年到數(shù)億年都有，例如密實(shí)的凱倫族。老的家族被認(rèn)為只有少量的微小個(gè)體成員，而這也就是判斷年齡的依據(jù)。

非常老的家族則被假設(shè)已經(jīng)失去所有的較小，甚至中等大小的成員，而剩下的成員只有少數(shù)最大的小行星，穎神星和羊神星就被認(rèn)為是一對這樣的家族。進(jìn)一步的證據(jù)來自對鐵隕石的化學(xué)成分分析，認(rèn)為曾有為數(shù)眾多的家族（現(xiàn)在已經(jīng)散逸）。這表示，必定有50至100顆已經(jīng)分化的小行星，遭到撞擊碎裂而曝露出核心，并成為實(shí)際的隕石。（Kelley & Gaffey 2000）。

成員和闖入者的確認(rèn)

當(dāng)小行星的軌道元素被描繪出來時(shí)（傳統(tǒng)上是軌道傾角與離心率或是軌道半長軸對應(yīng)），一定數(shù)量的小行星在背景環(huán)境中有著相當(dāng)一致的集中度，這些集中性就造成了小行星的家族。

小行星的軌道元素：標(biāo)準(zhǔn)的軌道要素在左邊（家族不易區(qū)分）與特有的軌道元素在右邊（家族易于區(qū)分）。

更確實(shí)的說，家族和它們的成員是經(jīng)由分析所謂固有的軌道要素而非經(jīng)由流行的，在數(shù)萬年的時(shí)間尺度下通常會(huì)改變的共振軌道要素來確認(rèn)的。這些固有的軌道元素在數(shù)萬年或更長的時(shí)間尺度下依然會(huì)保持穩(wěn)定不變的運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。

日本天文學(xué)家平山清次（1874-1943）指出小行星固有的軌道元素，并且在1918年率先辨認(rèn)出一些最明顯的家族。

為了表示尊榮，有時(shí)小行星家族就稱為平山族，這特別適用于他所發(fā)現(xiàn)的五個(gè)特征鮮明的族群。

現(xiàn)在，計(jì)算機(jī)加入搜尋和分辨的工作，已經(jīng)分辨出數(shù)千顆小行星屬于不同家族的成員。最有效的分析方法是集團(tuán)叢集法（HCM ，Hierarchical Clustering Method），觀察軌道元素在距離上非常接近的小行星；還有子波分析法（WAM ，Wavelet Analysis Method），在軌道元素的空間中建立起小行星分布的密度圖，然后觀察密度的峰值。

有些小行星家族的疆域非常糢糊，因?yàn)樵谶吔缟蠒?huì)參雜入主帶的背景密度中而不易分辨。也因?yàn)檫@個(gè)緣故，在已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的小行星中只能知道大略的數(shù)量，而位在邊界附近的小行星通常不能確認(rèn)是否為家族的成員。

另一方面，一些來自背景環(huán)境中屬于異類的 闖入者 也可能位于家族的中心區(qū)域。 由于真正的家族成員來自于相互撞擊產(chǎn)生的碎片，可預(yù)期有相近的成分，大部分的闖入者可以經(jīng)由光譜上的差異區(qū)分出來。明顯的例子就是谷神星，他是最大的小行星，但卻是曾經(jīng)被稱為谷神星族，現(xiàn)在正名為Gefion族的闖入者。

光譜的特征也被用來確認(rèn)散失在家族疆域之外的小行星成員，例如灶神星族，它的成員都有獨(dú)特的成分。

家族類型

如早先所提及，撞擊沒有讓母體瓦解，只是拋出一些碎片，這樣形成的稱為 撞擊式家族 。其他的術(shù)語用于區(qū)別在統(tǒng)計(jì)上較不明確，或是"有名無實(shí)的家族"或"叢集"等等不同的類型。

叢 （Clumps）：相對上只有少數(shù)的成員，但從背景觀察特征卻很清楚，如婚神星族（叢）。

門 （Clans）： 是逐漸合并入背景密度之中，或是有復(fù)雜的內(nèi)部結(jié)構(gòu)使難以決定是一個(gè)復(fù)雜的小組還是無關(guān)系的僅是重疊在一起，例如花神星族。

種 （Tribes）：是在統(tǒng)計(jì)上較不肯定，或是密度小而與背景的差異不大，或是軌道參數(shù)不確定的小集團(tuán)。

注：國內(nèi)似乎未細(xì)分而一概稱為 族 或 家族 。

一些族群的列表

表的注解：

[A]: Mean of the "core" members found in HCM and WAM analyses by Zappala et al (1995), rounded to 2 significant digits. That analysis considered 12487 asteroids, but currently over 300,000 are known (an increase by a factor of over 25). Hence, the number of currently catalogued asteroids that are members of a given 族 is likely to be greater than the value in this column by a similar factor of roughly 25.

[B]: Reference elsewhere.

[C]: Most of these are families listed as "robustly" identified in Bendjoya and Zappala (2002). Exception: Karin 族.

相關(guān)條目

小行星(asteroid)

微型行星(minor planet)

小行星帶

平山族

固有軌道元素

Category:Asteroid groups and families

參考資料

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 (October 1918).

Nesvorny, 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 (June 2002).

Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Kne?evi?, Zoran; "Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment", Astronomical Journal , Vol. 100, p. 2030 (December 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 (February 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).

參見 Category:小行星的群和家族，一些名字不起眼和不確定的群組。

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