小行星族

小行星族是一些有相似的轨道要素，例如半长轴、扁率、轨道倾角的小行星。族内的成员被认为是过去小行星碰撞所产生的碎片。

知名的小行星家族独特的倾角对应于轨道半长轴图，可以看出小行星的家族成为明显的丛集

知名的小行星家族独特的倾角对应于离心率图

一般特性

大的、著名的小行星族包含数百颗被确认的小行星(为数更多的更小成员未被分析或是尚未被发现)，小的、紧密的家族可能只有10颗被辨认出来的成员。在小行星带大约33～35%的小行星分属于不同的家族。

大约有20～30个小行星族已经被明确的辨认出来，不明确的则10倍于此数量。大部分的小行星族都存在于小行星带内，但依然有些家族，像是智神星族、匈牙利族和福后星族( Phocaea family)，有着很小的半长轴或相对于小行星带有着较大的轨道倾角。还有些研究试图发现在特洛依小行星中由碰撞形成小行星族的证据，但迄今仍没有具有决定性的证据。

起源和发展

家族的形成被认为是源自小行星之间的互撞。有许多或多数小行星家族的母体已经被撞碎，但也有几个家族的母体历经撞击之后未遭毁坏（例如灶神星族、智神星族、健神星族和马赛族）。像这类持续撞击的家族，典型都会有一颗独大的母体和为数众多的小行星。有些家族（像是花神星族）在同一个区域内有着目前还无法解释的复杂内部结构，但也许可以归结于在不同时间发生的几次撞击。

由于起源的方式，多数家族都有能紧密配合的结构（组成），要注意的例外（像是灶神星族）是从大到已经分化的母体分离所形成的家族。

小行星家族的生命期被认为在十亿年左右的等级上，但还会依据各种各样的因素改变（例如：越小的越容易失去）。这与太阳系的年龄比较明显短了许多，只有少数可能是太阳系早期的遗物。家族崩溃的两个主要原因，一是由于木星或其他较大天体的扰动造成轨道缓慢的散逸，另一则是小行星之间的互撞和磨碎成更小的个体。这些微小的个体则会受到亚尔科夫斯基效应的扰动，随着时间不断的被推挤向木星的共振轨道。而一旦进入，它们便会很快的从小行星的主带中被抛射出去。试探性的估计得到一些家族的年龄范围，从少于几百万年到数亿年都有，例如密实的凯伦族。老的家族被认为只有少量的微小个体成员，而这也就是判断年龄的依据。

非常老的家族则被假设已经失去所有的较小，甚至中等大小的成员，而剩下的成员只有少数最大的小行星，颖神星和羊神星就被认为是一对这样的家族。进一步的证据来自对铁陨石的化学成分分析，认为曾有为数众多的家族（现在已经散逸）。这表示，必定有50至100颗已经分化的小行星，遭到撞击碎裂而曝露出核心，并成为实际的陨石。（Kelley & Gaffey 2000）。

成员和闯入者的确认

当小行星的轨道元素被描绘出来时（传统上是轨道倾角与离心率或是轨道半长轴对应），一定数量的小行星在背景环境中有着相当一致的集中度，这些集中性就造成了小行星的家族。

小行星的轨道元素：标准的轨道要素在左边（家族不易区分）与特有的轨道元素在右边（家族易于区分）

更确实的说，家族和它们的成员是经由分析所谓固有的轨道要素而非经由流行的，在数万年的时间尺度下通常会改变的共振轨道要素来确认的。这些固有的轨道元素在数万年或更长的时间尺度下依然会保持稳定不变的运动状态。

日本天文学家平山清次（1874-1943）指出小行星固有的轨道元素，并且在1918年率先辨认出一些最明显的家族。

为了表示尊荣，有时小行星家族就称为平山族，这特别适用于他所发现的五个特征鲜明的族群。

现在，计算机加入搜寻和分辨的工作，已经分辨出数千颗小行星属于不同家族的成员。最有效的分析方法是集团丛集法（HCM ，Hierarchical Clustering Method），观察轨道元素在距离上非常接近的小行星；还有子波分析法（WAM ，Wavelet Analysis Method），在轨道元素的空间中建立起小行星分布的密度图，然后观察密度的峰值。

有些小行星家族的疆域非常糢糊，因为在边界上会参杂入主带的背景密度中而不易分辨。也因为这个缘故，在已经发现的小行星中只能知道大略的数量，而位在边界附近的小行星通常不能确认是否为家族的成员。

另一方面，一些来自背景环境中属于异类的闯入者也可能位于家族的中心区域。 由于真正的家族成员来自于相互撞击产生的碎片，可预期有相近的成分，大部分的闯入者可以经由光谱上的差异区分出来。明显的例子就是谷神星，他是最大的小行星，但却是曾经被称为谷神星族，现在正名为Gefion族的闯入者。

光谱的特征也被用来确认散失在家族疆域之外的小行星成员，例如灶神星族，它的成员都有独特的成分。

家族类型

如早先所提及，撞击没有让母体瓦解，只是抛出一些碎片，这样形成的称为撞击式家族。其他的术语用于区别在统计上较不明确，或是"有名无实的家族"或"丛集"等等不同的类型。

• 丛 （Clumps）：相对上只有少数的成员，但从背景观察特征却很清楚，如婚神星族（丛）。
• 门（Clans）： 是逐渐合并入背景密度之中，或是有复杂的内部结构使难以决定是一个复杂的小组还是无关系的仅是重叠在一起，例如花神星族。
• 种（Tribes）：是在统计上较不肯定，或是密度小而与背景的差异不大，或是轨道参数不确定的小集团。

注：中国国内似乎未细分而一概称为族或家族。

一些族群的列表

家族名称	名自于	轨道要素			尺寸		别称
		轨道半长轴a (天文单位)	扁率e	轨道倾角 i (°)	估计数量(%)	members in Zappalà HCM analysis[A]
在小行星带中最著名的族群有：
曙神星族	曙神星	2.99 to 3.03	0.01 to 0.13	8 to 12		480
司法星族	司法星	2.53 to 2.72	0.08 to 0.22	11.1 to 15.8	5%	370
花神星族	花神星	2.15 to 2.35	0.03 to 0.23	1.5 to 8.0	4-5%	590	爱女星族 after 爱女星
健神星族	健神星	3.06 to 3.24	0.09 to 0.19	3.5 to 6.8	1%	105
鸦女星族	鸦女星	2.83 to 2.91	0 to 0.11	0 to 3.5		310
玛丽亚族	玛丽亚	2.5 to 2.706		12 to 17		80
侍神星族	侍神星	2.41 to 2.5	0.12 to 0.21	1.5 to 4.3		380	沃神星 族 after 沃神星
司理星族	司理星	3.08 to 3.24	0.09 to 0.22	0 to 3		530
灶神星族	灶神星	2.26 to 2.48	0.03 to 0.16	5.0 to 8.3	6%	240
其他值得注意的族群[C]:
导神星族	导神星					65
阿斯特丽德族	阿斯特丽德					11
Bower 族	Bower					13	安狄米恩族 after 安狄米恩
巴西利亚族	巴西利亚					14
Gefion 族	Gefion	2.74 to 2.82	0.08 to 0.18	7.4 to 10.5	0.8%	89	原先以谷神星为首称为谷神星族， 也曾以慧神星为代表称为慧神星族
Chloris 族	Chloris					24
多拉星族	多拉星					78
Erigone 族	Erigone					47
希尔达族	希尔达	3.7 to 4.2	>0.07	<20°	-
凯伦族	凯伦					39[B]
吕底亚族	Lydia					38
马赛族	马赛	2.37 to 2.45	0.12 to 0.21	0.4 to 2.4	0.8%	47
存女星族	存女星					15
Merxia 族	Merxia					28
Misa 族	Misa					26
Naëma 族	Naëma					7
复仇女神族	复仇女神					29	协和女神族 after 协和女神
Rafita 族	Rafita					22
真理星族	真理星					29	Undina 族 after Undina

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.

相关条目

• 小行星(asteroid)
• 微型行星(minor planet)
• 小行星带
• 平山族
• 固有轨道元素
• Category:Asteroid groups and families

参考资料

• 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). （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 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 (June 2002). （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 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 (December 1990). （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 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) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 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).

外部链接

• Planetary Data System - Asteroid Families dataset （页面存档备份，存于互联网档案馆）, as per the Zappalà 1995 analysis.
• Latest calculations of proper elements for numbered minor planets at astDys.
• Asteroid (and Comet) Groups （页面存档备份，存于互联网档案馆） by Petr Scheirich.