Familia de asteroides

Las familias de asteroides son visibles como concentraciones distintas cuando los asteroides se desplazan en el espacio apropiado del elemento orbital (i_p vs a_p). 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

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

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

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

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

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

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

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

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

Atendiendo a la constitución

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

Familias más destacables

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

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	C P	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

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

Familias con 1000 miembros o más

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

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

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

↑ 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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Otras lecturas

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 (octubre 1918).
Nesvorný, 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 (junio de 2002).
Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Knežević, Zoran; "Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment", Astronomical Journal, Vol. 100, p. 2030 (diciembre de 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 (febrero de 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).

Enlaces externos

Planetary Data System - Asteroid Families dataset, análisis hecho por Zappalà en 1995
Últimos cálculos de propiedades de elementos de planetas menores numerados en astDys.
Grupos de Asteroides (y Cometas) Archivado el 5 de febrero de 2021 en Wayback Machine. por Petr Scheirich (con buenos apartados).
Portal de familias de asteroides

Datos: Q249083
Multimedia: Asteroid families / Q249083

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