FAMIGLIE ASTEROIDALI PRIMORDIALI. Di M. Delbo', K. Walsh, B. Bolin, C. Avdellidou, A. Morbidelli, tradotto da R. Andreotti - INSA.

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Aggiornato il 11/08/2020

FAMIGLIE ASTEROIDALI 
PRIMORDIALI

L'identificazione di una famiglia di asteroidi primordiali, limita il numero della popolazione planetesimale originale:
Di: Marco Delbo', Kevin Walsh, Bryce Bolin, Chrysa Avdellidou, Alessandro Morbidelli.
Tradotto da: Andreotti Roberto - INSA.
                                                                                   

I legami familiari rivelano i planetesimi originali:
La fascia degli asteroidi ha avuto origine da detriti rimasti dalla formazione del nostro sistema solare, inclusi oggetti che non sono mai diventati abbastanza grandi da diventare pianeti.
Le collisioni distruttive portarono all'attuale proliferazione di asteroidi ed i gruppi che inizialmente facevano parte dello stesso corpo hanno orbite correlate e sono noti come famiglie.
Delbo' et al. hanno identificato un'antica famiglia composta principalmente da asteroidi scuri che in precedenza non erano stati collegati alle altre famiglie.
Da questo, hanno calcolato la popolazione originale della cintura, dimostrando che conteneva diverse dozzine di corpi di medie dimensioni noti come planetesimi.

Riassunto:
Un quarto degli asteroidi conosciuti è associato a più di 100 famiglie di asteroidi distinte, il che significa che questi asteroidi hanno origine come frammenti di impatto dai corpi che sono i genitori della famiglia stessa.
La determinazione di quali asteroidi della popolazione rimanente sono membri di famiglie non scoperte, o accumulati come planetesimi dal disco protoplanetario, migliorerebbe la comprensione di una fase critica della formazione planetaria svelando la distribuzione delle dimensioni planetarie sconosciute. Abbiamo scoperto una famiglia di asteroidi di 4 miliardi di anni che si estende su tutta la parte interna della fascia principale i cui membri includono la maggior parte degli asteroidi scuri precedentemente non collegati alle famiglie.
Questo ci permette di identificare alcuni planetesimi originali, che sono tutti più grandi di 35 km, supportando la teoria che gli asteroidi nascono grandi.
Il loro numero corrisponde ai corpi dei genitori noti e distinti dei meteoriti.

(Zona interna della fascia principale, con principali famiglie e con gli asteroidi non-familiari in nero).

Relazione:
Comprendere la formazione dei planetesimi, i mattoni dei pianeti, è un problema cruciale nella scienza planetaria. Tradizionalmente, viene invocato un processo di coagulazione, in cui l'accumulo di collisioni crea corpi di tutte le dimensioni fino a diverse centinaia di chilometri. Tuttavia, nuovi modelli propongono che i planetesimi possano formarsi preferenzialmente da 100 a 10.000 km di diametro direttamente dall'ammasso di particelle di polvere nel disco protoplanetario, essenzialmente saltando la formazione di corpi chilometrici e più piccoli.
Tuttavia, la distribuzione dimensionale planetaria risultante prevista da questi nuovi modelli dipende dalla risoluzione delle simulazioni e quindi non è ancora nota quantitativamente.

Un approccio alternativo consiste nel limitare in modo osservativo la distribuzione dimensionale originale dei planetesimi rimasti nella fascia principale degli asteroidi.
Sfortunatamente, 4,5 miliardi di anni di collisioni hanno distrutto diversi asteroidi originali (i planetesimi) e prodotto generazioni di frammenti di asteroidi più giovani, quindi la distribuzione delle dimensioni originali non può più essere distinta da quella prodotta dalle collisioni.
In linea di principio, i frammenti di asteroidi dovrebbero essere identificabili come famiglie di asteroidi: ammassi nello spazio orbitale con una densità significativamente maggiore di quella dello sfondo locale. Tuttavia, queste famiglie si disperdono nel tempo; il semiasse maggiore proprio orbitale di ogni frammento, va alla deriva variando a causa della forza della radiazione termica per effetto Yarkovsky, mentre l'eccentricità e l'inclinazione sono influenzate dalle risonanze orbitali con i pianeti, le cui posizioni sono attraversate dagli asteroidi mentre si spostano attraverso la cintura. Questo rende le famiglie più difficili da identificare in riguardo all'età, perché i loro membri vengono sparsi nello spazio in modo che essi si confondono con lo sfondo.
La dispersione dei frammenti familiari è ulteriormente complicata dal fatto che ad un certo punto della storia del sistema solare, i pianeti giganti hanno subito un'instabilità orbitale migrando e sconquassando il sistema solare.
Ciò ha spostato le posizioni delle risonanze e ha provocato la dispersione incoerente di eccentricità ed inclinazione di qualsiasi famiglia di asteroidi primordiali preesistenti nella fascia principale.
Tutti questi effetti sono tali che le famiglie di età superiore da 2,0 miliardi a 2,5 miliardi di anni sono raramente identificate rispetto a quelle più giovani, il che implica che il campione di famiglie conosciute è osservazionalmente incompleto.

Abbiamo cercato famiglie di asteroidi vecchie e disperse utilizzando un metodo che cerca di identificare gruppi di asteroidi a forma di V nello spazio in un grafico (a , 1/D ), dove D è il diametro dell'asteroide ( Fig.1 ). Una caratteristica forma a V è la firma prevista di una famiglia di asteroidi creato dalla frammentazione di un corpo unico genitore, seguita dalla successiva deriva dei frammenti dal centro dei parametri della famiglia a causa dell'effetto Yarkovsky non gravitazionale, che si verifica ad una velocità (da/dt - t è il tempo) proporzionale al diametro inverso, 1/D.
Abbiamo applicato il nostro metodo di ricerca della forma a V agli asteroidi con albedo visibile geometrica bassa pV <0,12 situati nella cintura principale interna: da 2,1 < a <2,5 UA.
Questa soglia di albedo seleziona preferenzialmente asteroidi con composizione carboniosa, classificati nel complesso C spettroscopico. Abbiamo trovato una forma a V precedentemente non identificata ( Fig.2 ), il cui lato interno è visibile in Fig.1 .
Anche il lato esterno è localizzato dal nostro metodo di ricerca della forma a V , ma il suo rilevamento è debole perché si sovrappone alle forme a V di altre famiglie note.
Il momento in cui la famiglia si è formata è determinato dalla pendenza del lato interno della sua forma a V, che lo piazza a 4 miliardi di anni fa, rendendolo più antico della maggior parte delle famiglie conosciute.

( Fig. 1 Distribuzione degli asteroidi maggiori di 5 km nella cintura principale interna. Le linee tratteggiate, convergenti a 2.2 UA, delimitano la famiglia Flora ad alto albedo. La sua pendenza a forma di V, (km –1 x AU –1) , è derivato dal valore C di riferimento con albedo visibile geometrica media della famiglia pV = 0,28. Sotto la linea tratteggiata ( K = –0,59 km –1 AU –1 ), c'è un vuoto contenente pochi asteroidi a bassa albedo, senza corpi scuri con D <50 km, ad eccezione dell'asteroide D ~ 12 km (1492) Oppolzer. Questo asteroide è classificato nel complesso S sulla base dei suoi colori della luce visibile, e appartiene alla famiglia Flora ad alto albedo, che sono due indicazioni che la sua pV = 0,09 +/- 0,03 potrebbe essere sottostimato. Gli asteroidi ad alto albedo all'interno del confine della famiglia primordiale sono all'interno della forma a V della famiglia Flora o hanno D > 35 km. La dimensione di (298) Baptistina viene corretta in modo conservativo aggiungendo il volume dei membri della sua famiglia. Per quegli asteroidi con D sconosciuta , tracciamo le barre di errore i cui limiti sono ottenuti calcolando i loro diametri dalla magnitudine assoluta (H). Il limite superiore e inferiore sono dati assumendo pV = 0,12 e 0,05, rispettivamente. Tuttavia, pochissimi di questi oggetti di diametro sconosciuto potrebbero essere localizzati nella zona vuota).

( Fig. 2 - Uscita del metodo di ricerca della forma a V. Il valore di N è rappresentato a colori in funzione della pendenza ( K ) e del semiasse maggiore del vertice di una forma a V ( a c ). I massimi in questa quantità corrispondono a famiglie probabili a causa di un eccesso di valore di N al di sopra del suo sfondo locale. Queste sono le famiglie precedentemente identificate di Eulalia e Nysa-Polana. La forma a V della famiglia primordiale ha un c = 2.366 AU, con pendenza (1/km 1/AU) dando un'età di ~ 4 miliardi di anni. Da cui viene calcolato il valore del parametro C utilizzando un albedo visibile geometrico pV = 0,055 ).

Per verificare la realtà della famiglia primordiale appena identificata, abbiamo prima studiato l'omogeneità delle proprietà fisiche dei suoi membri perché l'albedo e gli spettri dovrebbero essere simili per gli asteroidi che condividono un'origine da un corpo genitore comune; questo è spesso usato per eliminare gli intrusi familiari. Successivamente, abbiamo valutato la significatività statistica della famiglia. Nella regione di spazio che è specifico per la forma a V qui rilevata (la sezione di spazio tra il suo bordo interno e quello della famiglia Nysa-Polana) ( Fig.1), la distribuzione dell'albedo dei 125 asteroidi scuri corrisponde a quella del complesso C spettroscopico.
Degli oggetti con classi spettrali note, 17 su 19 appartengono al complesso C, e la variazione nei loro spettri di lunghezza d'onda visibile è simile a quella di altre famiglie a bassa albedo.
L'asteroide più grande e con il numero più basso di questa popolazione è (51) Nemausa.
Nella regione in cui i membri della famiglia primordiale si sovrappongono a quelli di altre famiglie note, oltre al rilevamento del bordo esterno a forma di V , abbiamo anche utilizzato una procedura basata sull'abbinamento delle dimensioni distribuzione, albedo e spettri ( Fig. 3 ) per mostrare che tutti i 64 asteroidi a bassa albedo nella cintura principale interna e non associati ad altre famiglie potrebbero anche essere membri della famiglia di 4 miliardi di anni.

( Fig. 3 - Distribuzioni dimensionali e diffusione nella corretta eccentricità e inclinazione dei membri primordiali della famiglia. ( A ) Distribuzioni dimensionali cumulative degli asteroidi a bassa albedo situati nella sezione tra i bordi interni della famiglia primordiale a forma di V e la famiglia Nysa-Polana (cerchi aperti), e asteroidi a bassa albedo che non appartengono ad altre famiglie nella regione di spazio sopra e oltre il confine interno della famiglia Nysa-Polana (cerchi pieni). Non ci sono asteroidi conosciuti con D <3,82 km nella prima popolazione. La pendenza della distribuzione dimensionale della seconda popolazione cambia a D ~ 13 km. ( B e C) Distribuzione orbitale dei membri primordiali della famiglia, che sono distribuiti su tutta la cintura principale interna. Per la prima popolazione (cerchio aperto), solo gli asteroidi con D <50 km vengono visualizzati in (B) e (C). Per la seconda popolazione (cerchi pieni), vengono tracciati solo gli oggetti con 13 < D <50 km. I punti grigi rappresentano tutti gli altri asteroidi conosciuti, indipendentemente dai loro valori di albedo ).

La forma a V della famiglia primordiale non mostra un'eccessiva densità di asteroidi su uno sfondo diffuso, tipico delle famiglie più giovani.
Invece, il bordo interno dei marchi di forma V confina con un vuoto triangolare asteroidi scuri, con 2,15 < a <2.366 AU e 0,02 <1/D <0,125 km-1 (50> D > 8 km) ( Fig. 1 ).
C'è un solo asteroide, ma probabilmente classificato erroneamente come albedo basso, con a = 2,174 UA e 1/D = 0,081 km –1 nel vuoto.
A causa dell'assenza di background, avevamo bisogno di sviluppare metodi per valutare la significatività statistica del vuoto e della forma a V. Innanzitutto, abbiamo eseguito una serie di test che mostrano che la probabilità è inferiore a 10E−6 di produrre dalle distribuzioni indipendenti dalla dimensione dei semiassi orbitali degli asteroidi una forma a V e un vuoto simili a quelli formati dagli asteroidi a bassa albedo. Successivamente, abbiamo verificato se il vuoto degli asteroidi e la forma a V primordiale potessero essere il risultato di 4 miliardi di anni di evoluzione dinamica di una distribuzione inizialmente casuale dei corpi.
Lo abbiamo fatto indagando se le deboli risonanze orbitali con i pianeti, che gli asteroidi possono attraversare quando il loro semiasse maggiore si sposta a causa dell'effetto Yarkovsky, possono aumentare le eccentricità orbitali a valori estremi, rimuovendo abbastanza asteroidi per creare il vuoto, la cui larghezza dipende dalla dimensione dell'asteroide.
Abbiamo effettuato integrazioni numeriche dell'evoluzione orbitale degli asteroidi nell'arco di 4 miliardi di anni, incluso l'effetto Yarkovsky, i pianeti e i principali asteroidi sulle loro orbite attuali. Abbiamo scoperto che solo il 50% circa degli asteroidi iniziali è stato rimosso, senza alcuna preferenza per la rimozione degli asteroidi dalla posizione del vuoto.
Pertanto, questo processo non è in grado di riprodurre le osservazioni, implicando che non esiste una ragione dinamica per la presenza del vuoto.

I pochi asteroidi scuri sotto il vuoto ( Fig. 1 ), all'interno e all'esterno del confine della famiglia primordiale, hanno D > 50 km.
Allo stesso modo, gli oggetti ad alto albedo nella stessa regione di spazio che non sono inclusi in altre forme della famiglia V hanno D > 35 km.

Conclusioni:
Concludiamo che la cintura principale interna contiene asteroidi di due origini diverse:
(i) quelli che sono frammenti collisionali di altri asteroidi e sono all'interno di forme a V .
(ii) quelli che sono all'esterno di forme a V, indicando che questi asteroidi originali non sono stati creati come frammenti collisionali nella fascia principale e sono, quindi, planetesimi accresciti direttamente dal disco protoplanetario. 
Questa popolazione planetaria ha solo corpi D > 35 km e una distribuzione dimensionale superficiale (Fig.4 ), il che implica che gli asteroidi si siano accresciuti. Ciò supporta studi teorici dell'evoluzione collisionale della cintura principale, che indicava una dimensione iniziale preferita di D ~ 100 km. Per limitare la popolazione originaria di planetesimi, la popolazione planetaria attualmente osservata deve essere corretta per la perdita di corpi dipendente dalla dimensione dovuta all'evoluzione dinamica collisionale e guidata da Yarkovsky.
Abbiamo calcolato un limite superiore per la distribuzione dimensionale originale dei planetesimi, tenendo conto della perdita di asteroidi come processo stocastico.
La distribuzione dimensionale originale risultante ( Fig.4 ) è ancora meno profonda di quella prevista da alcuni attuali modelli di accrescimento.
La distribuzione potrebbe essere ancora più superficiale se consideriamo un ambiente collisionale meno efficace per la distruzione catastrofica degli asteroidi.

( Fig. 4 - Distribuzione dimensionale cumulativa dei planetesimi. La distribuzione delle dimensioni cumulative di quegli asteroidi che sono al di fuori delle forme a V a meno che non siano genitori di famiglia, come (8) Flora (quadrati pieni), viene corretta per il numero massimo di oggetti che sono stati persi a causa dell'evoluzione collisionale e dinamica, in ordine per ottenere un limite superiore per la distribuzione dei planetesimi (quadrati aperti). Le funzioni della forma N (> D ) = N 0 D β , dove N è il numero cumulativo di asteroidi, sono inserite a tratti negli intervalli di dimensioni D > 100 km, 35 < D <100 km e 8 < D<35 km. Per la distribuzione dimensionale dei planetesimi originali, otteniamo i valori di β riportati dalle etichette nel grafico. Nell'intervallo di dimensioni tra 8 e 35 km, diamo i limiti superiori 1σ e 3σ sulla distribuzione dimensionale dei planetesimi. Le dimensioni di (8) Flora, (27) Euterpe e (298) Baptistina vengono corrette in modo conservativo aggiungendo il volume dei rispettivi membri della famiglia ).

Abbiamo identificato 17 asteroidi primordiali tra 2,20 e 2,33 UA, per un totale di 170 se scalati all'intero intervallo della fascia principale (da 2,2 a 3,5 UA). Questo è molto simile al numero stimato, da 100 a 150, dei corpi genitori distinti per composizione che sono rappresentati nell'intera collezione di meteoriti.

L'origine degli asteroidi non associati a famiglie, precedentemente visti come sfondo, non è mai stata chiaramente identificata. I nostri risultati mostrano che l'estensione della famiglia primordiale e quella delle altre famiglie note a basso albedo copre l'intera fascia principale interna.
Ciò significa che tutti gli asteroidi scuri con D <50 km in quella regione sono probabilmente membri della famiglia primordiale o di altre famiglie.
L'implicazione è che lo sfondo di asteroidi non affiliati è rappresentato solo dai planetesimi, mentre gli asteroidi più piccoli a bassa albedo potrebbero essere ricondotti a una manciata di abitanti originari. Sospettiamo che questa possa essere una caratteristica generale della cintura principale, che abbiamo mostrato qui solo per 2,1 < a <2,5 UA.

A differenza di altre vecchie famiglie, l'eccentricità e l'inclinazione dei membri della famiglia primordiale non sono correlate, coprendo l'intero spazio dell'elemento orbitale della cintura principale interna ( Fig. 3, B e C ). Le distribuzioni di eccentricità ed inclinazione dei membri della famiglia primordiale sono simili ai modelli di famiglie che potrebbero essersi formate prima dell'instabilità causata dalla migrazione dei pianeti giganti.
Il momento preciso di insorgenza dell'instabilità rimane oggetto di discussione e ricerca continua, ma i nostri risultati indicano che questa famiglia precede l'instabilità indipendentemente dalla sua data perché l'età calcolata inserendo l'effetto Yarkovsky consente alla famiglia di essere vecchia quanto il sistema solare. Sebbene ci siano prove di questa instabilità in tutto il sistema solare, la famiglia primordiale rappresenta una registrazione dell'evoluzione collisionale della fascia principale prima di questo evento. L'esistenza di questa famiglia implica che la fascia principale prima dell'instabilità planetaria fosse sufficientemente eccitata dinamicamente da produrre almeno una collisione di formazione familiare molto ampia.

Alcuni dei membri più grandi delle altre famiglie note a basso albedo si trovano entro i confini della famiglia primordiale. Pertanto, questi altri genitori potrebbero essere stati membri della famiglia della famiglia primordiale stessi, prima di subire la loro successiva collisione di formazione familiare.
Ciò include le famiglie per le quali le indagini spettrali hanno rilevato somiglianze e omogeneità tra i loro membri in più regimi di lunghezza d'onda.
Se alcune delle altre famiglie a basso albedo sono legate alla famiglia primordiale, allora una grande frazione di tutti gli asteroidi a basso albedo nella fascia principale interna potrebbe condividere un ''nonno'' comune.

LINK : https://science.sciencemag.org/content/357/6355/1026 
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Altri studi simili:

Un'antica e primordiale famiglia collisionale come le principali fonti di asteroidi di tipo X della cintura principale interna:
Di : M. Delbo, C. Avdellidou e A. Morbidelli.
Tradotto da: Andreotti Roberto - INSA.
                                                                                

Introduzione:
La popolazione di asteroidi Near-Earth, suggerisce l'esistenza di una fonte interna di asteroidi nella Cintura Principale che appartiene al complesso X spettroscopico e ha albedo moderati.
Finora è mancata l'identificazione di una tale fonte.
Sosteniamo che la fonte più probabile sia una o più famiglie di asteroidi collisionali che sono sfuggite alla scoperta fino ad ora.

Metodo:
Applichiamo un nuovo metodo per la ricerca di famiglie di asteroidi nella popolazione interna della cintura principale di asteroidi appartenenti al complesso X con albedo moderata. Invece di cercare ammassi di asteroidi nello spazio degli elementi orbitali, che potrebbero essere gravemente dispersi quando più vecchi di alcuni miliardi di anni, il nostro metodo cerca le correlazioni tra il semiasse maggiore orbitale e la dimensione inversa degli asteroidi. Questa correlazione è la firma dei membri delle famiglie collisionali, che derivava da un centro comune sotto l'effetto dell'effetto termico Yarkovsky.

Risultati:
Identifichiamo due famiglie precedentemente sconosciute nella cintura principale interna tra gli asteroidi del complesso X di albedo moderato:
- Una di loro, il cui asteroide con il numero più basso è (161) Autore, è vecchio di circa 3 miliardi di anni.
- il secondo, il cui oggetto con il numero più basso è (689) Zita, può essere vecchio quanto il Sistema Solare. 

I membri di quest'ultima famiglia hanno eccentricità orbitali e inclinazioni che li diffondono su tutta la Cintura Principale interna, il che è un'indicazione che questa famiglia potrebbe essere primordiale, cioè formata prima dell'instabilità orbitale del pianeta gigante.
La stragrande maggioranza degli asteroidi del complesso X con albedo moderato della Cintura Principale interna sono geneticamente correlati, poiché possono essere inclusi in poche famiglie di asteroidi.

Solo nove asteroidi del complesso X con albedo moderato della cintura principale interna non possono essere inclusi nelle famiglie di asteroidi. Suggeriamo che questi corpi si siano formati per accrescimento diretto dei solidi nel disco protoplanetario e quindi siano planetesimi sopravvissuti.

LINK : http://arxiv.org/abs/1902.01633
PDF (EN) : https://arxiv.org/pdf/1902.01633.pdf 
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Di: Marco Delbo', Kevin Walsh, Bryce Bolin, Chrysa Avdellidou, Alessandro Morbidelli.
Di : M. Delbo, C. Avdellidou e A. Morbidelli.
Traduzioni di Andreotti Roberto.