Massalia ailesi a, aile ve asteroidler olarak iç asteroid kuşağından onun adını, ana gövde , (20), Massalia . Mars'la 1: 2 rezonansla örtüşen, çok düşük eğimli S-tipi asteroitlerden oluşur . Bu aileden 6000'den fazla asteroit biliyoruz.
(20) Massalia ve bir çarpma sonucu Massalia yüzeyinden kazılan birkaç küçük parçadan oluşan kanıtlanmış bir çarpışma ailesidir . Massalia, yaklaşık 150 km'lik bir çapla açık ara en büyük üye iken, bir sonraki en büyük gövde (7760) 1990 RW 3'ün çapı sadece yaklaşık 7 km'dir. Tüm küçük uzuvların kütlesi önemsizdir, Massalia'nınkinin% 1'inden daha azdır.
Aile nispeten genç ve 150-200 milyon yıl önce meydana gelen bir etkiyle yaratıldığı tahmin ediliyor. Uygun bir a - e uzayında kendine özgü iki loblu bir görünüme sahiptir , bir lob 2.38 AU'luk bir yarı ana eksende, diğeri yaklaşık 2.43 AU'da merkezlenmiş ve ana gövdesi Massalia'nın kendisi arasında yer almaktadır. her iki lobun gövdesi ortalama olarak merkezi bölgeninkinden daha küçük olma eğilimindedir. Bu yapının muhtemelen Yarkovsky ve YORP etkilerinin neden olduğu yarı büyük eksenin yavaş kaymasıyla oluştuğu gösterilmiştir . Lobların detayları ailenin yaşını hesaplamak için kullanıldı.
Mars ile güçlü bir 1: 2 yörünge rezonansı , 2.42 AU'da aileyi kesiyor ve bazı aile üyelerinin bölgeden keskin bir şekilde eğimli yörüngelere "uçuşundan" sorumlu gibi görünüyor.
Massalia ailesi veya içinde yakın zamanda meydana gelen küçük bir çarpışma, güçlü α toz bandının kaynağı olabilir , diğer aday ise Themis ailesi içinde yakın zamanda meydana gelen bir çarpışma olabilir .
Ailedeki asteroitlerin yörüngeleri, Mars'la 1: 2 rezonansla örtüşen çok düşük eğilime sahiptir .
1995 yılında Zappalà tarafından gerçekleştirilen bir dijital HCM analizi , kendi yörünge unsurları yaklaşık aralıklarda bulunan ailenin "merkezi" üyelerinden oluşan bir grubu belirledi :
bir p | e p | i p | |
---|---|---|---|
min | 2,37 AU | 0.143 | 1.2 ° |
max | 2,45 AU | 0.175 * | 1.75 ° |
Şu anda , bu "merkezi" uzuvların salınımlı yörünge elemanlarının kapsamı şöyledir:
-de | e | ben | |
---|---|---|---|
min | 2,37 AU | 0.124 | 0.4 ° |
max | 2,45 AU | 0.211 | 2.35 ° |
Zappalà'nın 1995'teki analizi 42 "çekirdek" üye tespit ederken, Nesvorný tarafından 2014 yılında gerçekleştirilen bir HCM analizi , 398.000 ceset kataloğundan alınan verilere dayalı olarak 6.424 üye asteroit sağladı.
İsim / tanım | Numara | Kendi kendine büyük yarı ana eksen (ua) | Kendi eğimi (°) | Temiz eksantriklik | Çap (km) | Grup |
---|---|---|---|---|---|---|
Massalia | 20 | 2.409 | 1.421 | 0.162 | 150 (ölçüldü) | Asıl üye |
Muchachos | 2946 | 2.455 | 1.417 | 0.166 | 9 (tahmini) | Davetsiz misafir |
Puccini | 4579 | 2.400 | 1.392 | 0.163 | 8 (tahmini) | Üye |
Şube | 4734 | 2.416 | 1.359 | 0.164 | 5 (tahmini) | Üye |
Švejcar | 5031 | 2.436 | 1.535 | 0.148 | 7 (tahmini) | Davetsiz misafir |
Hessen | 5846 | 2.435 | 0.913 | 0.163 | 5 (tahmini) | Davetsiz misafir |
1990 RW 3 | 7760 | 2.407 | 1.465 | 0.156 | 9 (tahmini) | Üye |
Gerçek aile üyeleriyle aynı yörünge unsurlarını paylaşan, ancak spektral (ve dolayısıyla kompozisyon) farklılıklar nedeniyle aynı çarpışmadan gelemeyen birkaç davetsiz misafir tespit edildi. (2946) Muchachos ve diğer birkaç ceset, ailenin ayrıntılı bir çalışması sırasında davetsiz misafir olarak tanımlanırken, (2316) Jo-Ann'in PDS asteroit taksonomi veri setini inceleyerek yanlış spektruma sahip olduğu gözlemlendi . Muchachos, Massalia dışında gerçek aile üyelerinden çok daha uzundur.