ヒルダ一家

ヒルダ族( 001 ^[1] ) は、少なくとも409個の既知の小惑星^[2]からなる古代の衝突小惑星族で、その最大のメンバーである直径170キロメートル (110マイル) の小惑星153 ヒルダにちなんで名付けられました。ヒルダ小惑星は、木星と3:2の軌道共鳴にある小惑星のグループである、より大きなヒルダ小惑星力学グループに属しています。この族のすべてのメンバーは、アルベドが約0.06の暗いP型小惑星です。ヒルダ力学グループの別の小惑星族は、最大のメンバーである1911 シューバルトにちなんで名付けられたシューバルト族です。

小惑星族は、通常、元のより大きな小惑星との衝突によって生成された、物理的に関連する小惑星のグループであり、破片は元の小惑星と同様の軌道を周回します。これは、惑星との重力相互作用により小惑星が特定の軌道範囲に集中するため、力学グループのメンバーが同様の軌道を共有するだけであるという点で、力学グループとは異なります。ヒルダ族のメンバーは、より広いヒルダ力学グループの一部であると同時に、153 ヒルダの破片でもあります。この族は、最大のメンバーである 153 ヒルダが族全体の質量のほぼ 3/4 を占めているため、非壊滅的な小惑星族であると考えられており、元の破壊された小惑星の小さな一部を構成する多数の破片の中で最大のものであるというだけではありません。^[3]

このファミリーは、これまでに発見された衝突ファミリーの中で最も古いものの一つであると考えられており、その年齢はおそらく40億年と推定されています。^[4]^[5]現代の太陽系に基づくモデルでは、153ヒルダほどの大きさの小惑星が、他の小惑星との数十億年にわたる遭遇を経ても、そのファミリーを形成するほどの衝突を起こす可能性は非常に低いことが示されています。そのため、2011年の研究では、ファミリーを形成する衝突イベントは、太陽系の衝突率が一時的にはるかに高かった後期重爆撃期に発生したと提案されています。 ^[6]

大規模会員

153 ヒルダ：51.8 (71.4%)
1212 フランセット: 3.97 (5.5%)
1746 ブラウワー：2.45（3.4％）
1529 オテルマ: 2.48 (3.4%)
3134 コスティンスキー: 1.14 (1.6%)
1038 トゥッキア: 0.969 (1.3%)
3990 ヘイムダル: 0.573 (0.8%)
4317 ガリバルディ: 0.566 (0.8%)
3571 ミランシュテファニク: 0.423 (0.6%)
3561 ディヴァイン: 0.417 (0.6%)
その他全員: 7.74 (10.7%)

ヒルダ科の質量分布（同様の密度を想定）

ヒルダ家の最も賢い10人^[2]
名称	絶対等級	大きさ（km）	固有平方キロメートル（AU）	固有平方キロメートル	適切な i
153 ヒルダ	7.8	171	3.9653	0.174	8.917
1212 フランセット	9.6	76	3.9674	0.230	7.237
1746 ブラウワー	10.0	63	3.9631	0.141	9.251
オテルマ1529	10.0	56	3.9643	0.154	7.870
コスティンスキー3134	10.5	50	3.9658	0.184	8.966
トゥッキア1038	10.7	58	3.9648	0.164	8.239
ヘイムダル3990	11.0	36	3.9651	0.168	9.641
4317 ガリバルディ	11.1	39	3.9670	0.213	9.165
3571 ミランシュテファニク	11.3	35	3.9620	0.127	9.210
3561 ディヴァイン	11.3	33	3.9623	0.133	8.581

参考文献

^ Nesvorny, D.; Broz, M.; Carruba, V. (2015). Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families . arXiv : 1502.01628 . Bibcode :2015aste.book..297N. doi :10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN 978-0-8165-3213-1。 {{cite book}}：|journal=無視されました（ヘルプ）
^ ab Nesvorný, David (2020年8月14日). 「ネスヴォルニーHCM小惑星族 | PDS SBN小惑星/ダストサブノード」NASA惑星データシステム. doi :10.26033/6cg5-pt13.
^ Holsapple, KA; Housen, KR (2019年12月). 「小惑星の壊滅的な破壊：歴史、特徴、新たな制約、そして解釈」. Planetary and Space Science . 179 104724. Bibcode :2019P&SS..17904724H. doi :10.1016/j.pss.2019.104724.
^ Brož, M.; Vokrouhlický, D. (2008年10月21日). 「木星との一次共鳴における小惑星族」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 390 (2): 715– 732. arXiv : 1104.4004 . Bibcode :2008MNRAS.390..715B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x .
^ 「小惑星ファミリーの年齢」AstDyS . 2024年7月28日閲覧。
^ Brož, M.; Vokrouhlický, D.; Morbidelli, A.; Nesvorný, D.; Bottke, WF (2011年5月2日). 「ヒルダ衝突族は後期重爆撃期に形成されたのか？」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2716– 2727. arXiv : 1109.1114 . Bibcode :2011MNRAS.414.2716B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18587.x .

[Nesvorny2015-1] Nesvorny, D.; Broz, M.; Carruba, V. (2015). Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families . arXiv : 1502.01628 . Bibcode :2015aste.book..297N. doi :10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN 978-0-8165-3213-1。 {{cite book}}：|journal=無視されました（ヘルプ）

[Nesvorny2020-2] Nesvorný, David (2020年8月14日). 「ネスヴォルニーHCM小惑星族 | PDS SBN小惑星/ダストサブノード」NASA惑星データシステム. doi :10.26033/6cg5-pt13.

[3] Holsapple, KA; Housen, KR (2019年12月). 「小惑星の壊滅的な破壊：歴史、特徴、新たな制約、そして解釈」. Planetary and Space Science . 179 104724. Bibcode :2019P&SS..17904724H. doi :10.1016/j.pss.2019.104724.

[Broz2008-4] Brož, M.; Vokrouhlický, D. (2008年10月21日). 「木星との一次共鳴における小惑星族」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 390 (2): 715– 732. arXiv : 1104.4004 . Bibcode :2008MNRAS.390..715B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x .

[5] 「小惑星ファミリーの年齢」AstDyS . 2024年7月28日閲覧。

[Broz2011-6] Brož, M.; Vokrouhlický, D.; Morbidelli, A.; Nesvorný, D.; Bottke, WF (2011年5月2日). 「ヒルダ衝突族は後期重爆撃期に形成されたのか？」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2716– 2727. arXiv : 1109.1114 . Bibcode :2011MNRAS.414.2716B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18587.x .