小行星族群知识

(作者孙国佑,个人搜集整理,不是非常全面,希望大家指正)

 

 

主带小行星

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。

族群分类

灶神星族

是一个庞大且显赫的 小行星家族 ,在主带内侧,靠近灶神星附近光谱属于V型的小行星 几乎都是其家族成员。(有关小行星光谱分类的介绍,请见文末第五部分。)有6051颗(大约是6%)的小行星属于这个家族 。轨道根素:

 

a

e

i

最小值

2.26 AU

0.035

5.0°

最大值

2.48 AU

0.162

8.0°

花神星族

是小行星主带中的一个很大的小行星族,光谱上属于S型小行星,其起源和星族成员数量迄今仍不清楚,据估计主带中的4%-5%都属于这个星族。由于这个星族的边界不明确,而且8号小行星 花神星靠近边界,因此未将花神星纳入时这个星族也被称为线女星族(e.g. the WAM analysis by Zappala 1995)。 轨道根素:

 

a

e

i

最小值

2.17 AU

0.053

1.6°

最大值

2.33 AU

0.224

7.7°

司法星族

是一个庞大的S型的 小行星族,是最著名的小行星族之一,小行星带中大约有5%的小行星属于这个星族。 轨道根素:

 

a

e

i

最小值

2.53 AU

0.078

11.1°

最大值

2.72 AU

0.218

15.8°

司理星族

司理星族是平山清次在主带外侧部分发现的小行星族(有相似轨道要素小行星),介于火星和木星轨道之间,与太阳的平均距离是3.13天文单位,是成员较多的一个小行星族。它有一个被明确定义的核心,较大的小行星区域周围被许多较小的小行星环绕着。司理星族是规模最大和动力学识别上动态最长的小行星族,由C型小行星组成,成分被认为与碳质球粒陨石相似。如今,司理星族已经知道的小行星大约是535颗 。轨道根素:

 

a

e

i

最小值

3.08 AU

0.009

< 3°

最大值

3.24 AU

0.22

 

鸦女星族

是在火星与木星 轨道之间的小行星主带
内的一个家族。它们是在大约20亿年前的一次灾难性撞击下形成的,已知的最大成员直径约为41公里(25英里)。鸦女星族的群集沿着相似的轨道在空间中运行[链接] ,大约已经发现了300个成员,但只有约20颗的直径超过20公里。
 

小行星

直径

半长轴

轨道倾角

离心率

158 鸦女星

35.4 km

2.867 AU

1.00°

0.057

167 Urda

39.9 km

2.855 AU

2.21°

0.035

208 Lacrimosa

41.0 km

2.895 AU

1.751°

0.015

曙神星族
是主要的小行星家族之一,据信是在一次灾难性撞击后形成的一群小行星,并以221 曙神星为首来命名。
曙神星族的轨道半长径在2.99至3.03天文单位之间,离心率在0.01至0.13之间,轨道倾角在8°至12°之间,已知的成员约为480颗。

福后星族

轨道半长径在2.25到2.5天文单位之间,属于高倾角小行星。主要由S型的小行星组成,在靠近匈牙利族的附近有一些E型的小行星。

匈牙利族

这一族小行星是与太阳的距离在1.78至2.00天文单位之间的一群主带小行星,这群小行星有着低离心率(小于0.18)和介于16至34度之间的倾角,轨道周期大约为2.5年,与木星的周期有着9:2的共振,与火星则是3:2。它们是以家族中最大的匈牙利星命名的,并且是最内层的小行星分布密集区,横亘在主带小行星核心的内侧,在与柯克伍德空隙的4:1共振的外侧。

玛丽亚族
是半长轴在2.5至2.706天文单位之间,轨道倾角在12°至17°的一类小行星的总称。其中小行星170(170 Maria)是该族小行星的代表星。

 
侍神星族(也称为(135) Hertha族或(142) Polana族)
是在2.41至2.5天文单位距离上绕行太阳的一群主带小行星。在这个家族中的小行星的轨道离心率在0.12至0.21之间,轨道倾角在1.4至4.3度[1]。这个家族的名称是根据其中质量最大的(44) Nysa命名的,但也可以称为沃神星族。

健神星族
健神星为健神星族的主要成员,几乎占有家族全部的质量 (至少超过90%)。健神星是主带小行星内第四大的小行星,稍微有一些椭圆,直径大约有300-500公里,并且估计占有小行星带3%的质量 。健神星的远日点在小行星带的边缘,为与木星有3:2共振的希尔达族在近日点上提供了助力。

其他主带小行星种族

家族名称

主要代表

轨道要素

其他名称

 

 

轨道半长轴a

离心率

轨道倾角

估计数量(%)

 

其他值得注意的族群

导神星族

导神星

 

 

 

 

 

阿斯特丽德族

阿斯特丽德

 

 

 

 

 

Bower 族

Bower

 

 

 

 

安狄米恩族 , 安狄米恩

巴西利亚族

巴西利亚

 

 

 

 

 

Gefion 族

Gefion

2.74 to 2.82

0.08 to 0.18

7.4 to 10.5

0.8%

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

 

 

 

 

 

多拉星族

多拉星

 

 

 

 

 

Erigone 族

Erigone

 

 

 

 

 

希尔达族

希尔达

3.7 to 4.2

>0.07

<20°

-

 

凯伦族

凯伦

 

 

 

 

 

吕底亚族

Lydia

 

 

 

 

 

马赛族

马赛

2.37 to 2.45

0.12 to 0.21

0.4 to 2.4

0.8%

 

存女星族

存女星

 

 

 

 

 

Merxia 族

Merxia

 

 

 

 

 

Misa 族

Misa

 

 

 

 

 

Naëma 族

Naëma

 

 

 

 

 

复仇女神族

复仇女神

 

 

 

 

协和女神族

Rafita 族

Rafita

 

 

 

 

 

真理星族

真理星

 

 

 

 

Undina 族 , Undina

 

水星轨道内小行星

祝融型小行星(可能不存在)
祝融型小行星(Vulcanoid)是假设上存在于行星的水星轨道之内,在动力学稳定区内绕行太阳的小行星族群,与太阳距离介乎0.08至0.21个天文单位之间。它们的名称源自假设中的祝融星,但从1915年已经证明并不存在。迄今也尚未发现祝融型小行星,并且也不清楚是否有任何的存在。 如果它们存在,祝融型小行星很容易逃避掉检测,因为它们会很小,而且在明亮耀眼的太阳附近而被掩蔽掉。由于它们靠近太阳,从地面上的搜寻只能在曙暮光或日食过程中进行。任何一颗祝融型小行星的直径应该大约介于100米(330英尺)和60千米(37英里)之间,并且轨道位在重力稳定区的外侧边缘与非常接近圆形。 祝融型小行星,如果它们被发现,可能可以提供行星形成第一阶段的材料,以及洞察早期太阳系的一般状况。虽然在太阳系内其他的每一个重力稳定区内都已经发现有天体存在,非引力的作用,如亚尔科夫斯基效应或太阳系发展早期阶段迁移的影响,都可能耗尽这些区域可能存在的任何小行星。 由于广义相对论已经能解释水星近日点的进动,祝融星已经成为历史。 到现时为止,虽然美国国家航空航天局进行多次搜寻,但尚未有任何水内小行星被发现。此类搜寻因为太阳强光的影响,是极难进行的。纵使真的存在,根据预测它们的直径也不会超过60公里,否则在之前的搜寻中早已被发现。 人们搜寻过的空间在重力上是稳定的,因此认为此等小行星有可能存在。在太阳系其他稳定的地带也可以找到天体,还有水星表面满布的环形山可以说明,早期的太阳系有可能存在大量此类小行星。

近地小行星(NEOs)
(火星轨道内的小行星)


阿莫尔型小行星
是近地小行星的子类之一,该分类以小行星1221的名字“阿莫尔”(Amor) 来命名。这些小行星的近日点均在地球轨道以外,介乎 1.017 至 1.3 AU 之间,不会威胁到地球。火星的两颗卫星火卫一及火卫二,有可能原是属于阿莫尔型小行星,后来被火星的引力掳获,成为它的卫星。
现时已知的小行星中,有超过2100颗被分类为阿莫尔型,截至2007年12月,有349颗拥有永久编号,65颗拥有正式名称。
阿莫尔型小行星的分类, 依照与太阳之间的平均距离(半主轴),阿莫尔型小行星可以细分为以下四类:

阿莫尔I型
该型小行星的半主轴介乎地球与火星之间,即在 1.000 至 1.523 AU 之间,而数量方面则少于整个阿莫尔型的五分之一,阿莫尔I型的离心率也比另外三型低。一些阿莫尔I型的成员,如(15817) Lucianotesi,不会穿越火星轨道,可认为属于“地火带”天体。然而,并非所有位于地球与火星间的小行星皆属于阿莫尔型。横越过火星轨道的阿莫尔I型小行星(例如433号爱神星),会由内侧越过火星轨道。也有一些阿莫尔I型小行星,其半主轴非常接近地球轨道(例如小行星1992 JD),可以被归类为地球少女型小行星(Arjuna asteroid)。它们的离心率很低,因此轨道与地球相似。

阿莫尔II型
阿莫尔II型小行星的半主轴介乎火星与主小行星带之间,即在 1.52 至 2.12 AU 之间,数量方面约为全部阿莫尔型的三分之一。1221号阿莫尔小行星也是II型的一员。它们拥有中等离心率 (0.17 - 0.52),全数会越过火星轨道。

阿莫尔III型
阿莫尔III型小行星占整个阿莫尔型的一半,全数均来自小行星带,其半主轴介乎 2.12 至 3.57 AU 之间。它们的离心率较高 (0.4 - 0.6),可运行至地球轨道附近。由于离心率高,近三分之一的III型小行星会运行至距离木星轨道 1 AU 范围以内,例如有(719) Albert和(1036) Ganymed,更极端的甚至会穿过木星轨道,例如小行星5370。又由于它们均在小行星带以内,不少III型天体均属于小行星带的支类。例如艾琳达(887 Alinda) 又被划分为艾琳达家族。

阿莫尔IV型
阿莫尔Ⅳ型小行星的半主轴均在 3.57 AU 以上,数量很少。它们拥有很高的离心率 (0.65 - 0.75),全数能横过木星轨道,但轨道不及“达摩克型”和彗星般椭圆 (e ~ 0.9)。唯一拥有正式名称的阿莫尔IV型小行星是3552号唐吉诃德小行星。

阿波罗型小行星
是以小行星阿波罗为首命名的一群近地小行星,1862号小行星阿波罗则是这一群中最早被发现的小行星。它们是轨道长半径大于地球轨道半径,而横越地球轨道的小行星,其中有些非常接近地球,而对我们的地球造成威胁(轨道长半径越接近地球轨道半径,且轨道扁率越小的就会越靠近地球)。阿波罗型小行星中已知最大的是薛西佛斯(1866 Sisyphus),直径大约是10公里,与撞击在今墨西哥境内尤卡坦半岛并有可能造成了白垩纪第三世时代恐龙与生物大灭绝的陨石大小相近。

掠地小行星(ECAs)

一些小行星的轨道通常会在地球之外,但它们的近日点会处于地球的近日点 (0.9833AU) 和远日点 (1.0167AU) 之间,这些天体被称为“掠地小行星”,它们同时也分别是属于“阿波罗型”及“阿莫尔型”,当中前者的近日点均少于1AU。

潜在危险小行星(PHAs)

不少对地球潜在危险的小行星均属于“阿登型(也译作阿坦型)”或“阿波罗型”,它们会越过地球轨道,但有为数为十分之一的潜在危险小行星属于“阿莫尔型”。一颗天体的轨道,需距离地球轨道 0.05 AU 或以下,方能列入潜在危险天体。因此,一颗对地球有潜在危险的阿莫尔型小行星,其近日点需在 1.05 AU 以下。这类阿莫尔型天体,现时已知约有50颗。

越地小行星
虽然根据“阿莫尔型”的定义,不可能有任何此类天体会越过地球轨道,但当它们靠近地球、火星或木星时,会因引力摄动而改变轨道,并有机会越过地球轨道,而这些被改变轨道的天体也可能不再属于“阿莫尔型”,并会编入其他分类。

阿登型小行星
是近地小行星的子类之一,以第一颗被发现的成员“阿登”小行星 (Aten) 来命名。它们的半长轴均小于1天文单位,位于地球轨道以内。大多数已知的“阿登型”小行星中,其远日点均大于1 AU,少数例外的,只有(163693) 2003 CP20、2004 JG6、(164294) 2004 XZ130、2005 YQ96等小行星,它们的远日点均小于1 AU,因此又被分为地内小行星 (Apohele asteroid)。在所有成员天体中,拥有最短半长轴的是地内小行星2004 JG6 (0.635 AU)。而另一颗天体(66391) 1999 KW4,它的半长轴为0.642 AU,其近日点达0.200 AU,在水星的轨道以内。前者的半长轴虽然较短,但近日点仅能到达金星轨道以内,并未如后者般可超越水星轨道。对地球威胁最高的阿登型成员,是于2004年发现的小行星99942(毁神星Apophis),该天体有机会于2036年撞地球,酿成灾难。(后来更细致的观测表明不会造成撞击。)截至2007年12月,已知的阿登型小行星共有400多颗,当中有65颗拥有永久编号,有9颗拥有正式名称。


海王星内天体(Cis-Neptunian object)
包含半人马小行星,海王星特洛伊等类型

半人马小行星
被归类为轨道不稳定的小行星,并竞相以神话中半人马族的神祇命名。之所以选择这一族的名称是因为它们的行为一半像小行星,另一半则像彗星。半人马小行星的轨道会穿越或曾经穿越过一颗或数颗气体巨星的轨道,并且有数百万年的动力学生命期。 第一颗类似半人马小行星的天体是在1920年发现的小行星944(Hidalgo),但是在1977年发现凯龙之前,它们并未被认为是一个新的族群。已知最大的半人马小行星是1997年发现的女凯龙星,它的直径达到260公里,大小如同主带中的一颗中等大小的小行星。 没有半人马小行星曾经被拍摄过近照,但有证据显示在2004年被卡西尼号拍下特写镜头的费贝可能是被土星捕获的半人马小行星。另一方面,哈勃太空望远镜也已经获得一些飞龙星表面特征的资讯。 目前有三颗半人马小行星被发现有彗星状的彗发活动:凯龙、厄开克洛斯(Echeclus)和166P/尼特 (NEAT),因此凯龙和厄开克洛斯既属于小行星也归属于彗星。其它的半人马小行星,像Okyrhoe被怀疑有类似彗星的活动。任何一颗受到摄动而接近太阳至足够的距离内时,都可已被预期会成为彗星。

海王星特洛伊
这是一类近似于特洛伊小行星的天体,与海王星有着相同的轨道与周期,至2007年3月已经发现了6颗。这六颗小行星是2001 QR322,2004 UP10,2005 TN53,2005 TO74,2006 RJ103和2007 RW10,它们的位置在海王星轨道的L4 拉格朗日点上,是在海王星前方60°的细长弧形区域。
2005 TN53是在较高的倾角(>25°)上被发现的,因此人们推测特洛伊是一群较厚的云带,同时也认为较大的(半径约100 公里的)海王星特洛伊数量会超过木星特洛伊小行星的数量级。
如果未来能在轨道后方60°的L5上发现海王星特洛伊,也许有可能让计划在2014年探测冥王星与柯伊伯带天体的新视野号太空船也穿越此区域探测一下。

海王星外天体(TNOs)
包含柯伊伯带天体,黄道离散天体等类型

轨道在海王星之外的天体, 统称海外天体 (TNO) 。

柯伊伯带天体(Kuiper Belt Object,KBOs)
在天文学中,类QB1天体(Cubewano)是指运行轨道在海王星之外,且不与大行星产生轨道共振的柯伊伯带天体。这类天体的半长轴在40-50天文单位之间,且不会切入海王星的轨道,有时也称为传统的柯伊伯带天体。轨道接近圆形(离心率在0.15以下)。这个奇特的名称来自被发现的第一颗海王星外天体(除了冥王星与查龙),(15760) 1992 QB1,此后发现的类似天体均称作类QB1天体(原文为“QB1-o's”或直接发音为“Cubewanos”)。

黄道离散天体 
黄道离散天体(scattered disc objects)是在我们太阳系最远的区域(离散盘)内零星散布的、主要由冰组成的小行星,是范围更广阔的海王星外天体(trans-Neptunian objects, TNO)的一部分。离散盘最内侧的部分与柯伊伯带重叠,但它的外缘向外伸展并比一般的柯伊伯带天体更加远离黄道。
有些迹象显示半人马群只是单纯的从柯伊伯带被向内抛射,而不是向外抛射的天体,可以称为“内海王星天体”(cis-Neptunian object)。事实上,有些天体,像是1999 TD10已经模糊了这些观点,因此小行星中心已经将黄道离散天体和半人马群一并列表。依据这已经混淆不清的范畴,有些科学家已经改用“离散柯伊伯带天体”(scattered Kuiper belt object,SKBO)来涵盖或统称半人马群和离散盘内的天体。

特殊类型

特洛伊型
特洛伊天体是指轨道与某大型行星或卫星轨道交迭的小型行星或卫星。在此情况下,后者现于前者与其环绕的中心天体连线L外的某个稳定的拉格朗日点附近的空域。已知的由拉格朗日推算出的连线外拉格朗日点共有两点:即L4和L5,皆是以连线L为底构造的等边三角形的顶点,在其伴随的天体的前后60°轨道位置,特洛伊天体的运行速度与其伴随的天体一致,所以两者之间并不会发生碰撞。特洛伊天体最初用于指称分布于木星拉格朗日点附近的特洛伊小行星,而分布于其他行星的拉格朗日点附近的小行星则可被称为拉格朗日小行星。
特洛伊小行星通常特指木星附近的特洛伊小行星即木星特洛伊型小行星,其数量可能接近于小行星带上的小行星数。另外还有火星特洛伊海王星特洛伊,以及地球特洛伊(2010 TK7是第一颗被证实的地球特洛伊小行星)

达摩克型小行星
是指一类小行星如同达摩克里斯(5335 Damocles)及小行星(1996 PW)等两颗小行星运行长周期高偏心率的椭圆轨道,其轨道近似典型的周期性彗星比如哈雷彗星但却没有彗星特有的彗发。截至2009年5月,人们已知的达摩克型小行星共有41颗,当中有5颗拥有永久编号,其中两颗拥有正式名称。曾有一颗2001 OG108星体公认属于达摩克型小行星,但由于其在接近近日点开始出现彗星活动因此改名为龙尼欧彗星(C/2001 OG108 (LONEOS))。小行星只要符合以下两项条件的其中一项,即可将之列入达摩克型。1,轨道半短轴(q) < 5.2 AU、轨道半长轴(a) > 8.0 AU,以及轨道偏心率(e) > 0.75;2,轨道倾角(i) > 90°。

小行星的光谱分类

通过光谱分析所得到的资料,人们发现小行星的表面组成很不一样。按照光谱特性,小行星可以分成如下类别:
C-型小行星:这种小行星占所有小行星的75%,因此是数量最多的小行星。C-型小行星的表面含碳,反照率非常低,只有0.05左右。一般认为C-型小行星的构成与碳质球粒陨石(一种石陨石)的构成一样。一般C-型小行星多分布于小行星带的外层。
S-型小行星:这种小行星占所有小行星的17%,是数量第二多的小行星。S-型小行星一般分布于小行星带的内层。S-型小行星的反照率比较高,在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由硅化物组成。
M-型小行星:剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-型小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。
E-型小行星:这类小行星的表面主要由顽火辉石构成,它们的反照率比较高,一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石(另一类石陨石)相似。
V-型小行星:这类非常稀有的小行星的组成与S-型小行星差不多,唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层硅化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山,可能在它形成的过程中V-型小行星诞生了。地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石,HED-非球粒陨石,它们的组成可能与V-型小行星相似,它们可能也来自灶神星。
G-型小行星:它们可以被看做是C-型小行星的一种。它们的光谱非常类似,但在紫外线部分G-型小行星有不同的吸收线。
B-型小行星:它们与C-型小行星和G-型小行星相似,但紫外线的光谱不同。
F-型小行星:也是C-型小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同,而且缺乏水的吸收线。
P-型小行星:这类小行星的反照率非常低,而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的硅化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。
D-型小行星:这类小行星与P-型小行星类似,反照率非常低,光谱偏红。
R-型小行星:这类小行星与V-型小行星类似,它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石。
A-型小行星:这类小行星含很多橄榄石,它们,主要分布在小行星带的内层。
T-型小行星:这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗,但与P-型小行星和R-型小行星不同。