火星と木星の間の太陽を周回する小さな惑星である小惑星の中には、互いに遺伝的に関連するものがあります。彼らは、いわゆる小惑星ファミリーのメンバーです。これらの小惑星は、非常によく似た軌道と、スペクトルなどの他の物理的特徴を持っています。
ちょうど 100 年前に、これらは日本の天文学者平山清嗣によって発見され、現在の小惑星ファミリーの見方は、それらが 1 つの大きな小惑星に由来する小惑星のグループであるというものです。この親小惑星は過去に別の小惑星に衝突され、さまざまなサイズの破片に完全に分裂したか、クレーターが多く、放出された物質が小惑星群を形成しました。
小惑星ファミリーは、小惑星に関する独自の情報源を提供してくれます。これらは、家族を形成した巨大な衝突に関する情報だけでなく、親小惑星の内部構造と組成に関する情報を保持しているため、巨大な自然の研究所です.
情報の断片の 1 つは、家族の個々のメンバーのサイズ、つまり家族を形成するために最初に破壊された親小惑星の断片です。メンバーをサイズ順に並べると、ファミリーのサイズ-頻度分布 (または SFD) と呼ばれるものをプロットでき、その特性から衝突についてさらに推測できます。図 1 には、いくつかの小惑星ファミリーの SFD が示されています。これには、私たちの論文で焦点を当てた非常に興味深いファミリーの 1 つであるチョウセンアサガオ ファミリーが含まれます。
Daturaファミリーは、Nesvornýらによって発見され、非常に若いファミリーとして認識されました。 （2006）。それはメインの小惑星帯に位置し、直径わずか 8 km の小さな小惑星 1270 Datura のクレーター イベントによって、ごく最近、わずか 50 万年前に家族が形成されたことが後で判明しました。ダチュラ家は、メンバーの規模や数に関しては、大家族ではありません。今日、この家族の確認されたメンバーは17人しか知りません.これは主に、大きな観察バイアスが原因です。
観察バイアスとは何ですか？これは、望遠鏡で小さくて暗い小惑星を見る能力が限られていることから生じる効果です。これらの小惑星は私たちが検出できるよりも多くの光を反射するため、私たちの観測は大きくてそれほど遠くないものに敏感です。次に、私たちの観測は明るい小惑星に偏っていると言えます。それにもかかわらず、私たちの望遠鏡の測定バイアスにより、ファミリーの実際の SFD がどのように見えるかを推定することができました (Vokrouhlický et al., 2017)。
いよいよ解釈フェーズです。チョウセンアサガオ科の SFD を見ると、他の科の SFD とは明らかに違います。ただし、チョウセンアサガオ科の偏りが軽減された SFD の可能性（図 1 の一点鎖線）はそれほど違いはありません。チョウセンアサガオのメンバーは小さな小惑星であるため、小さいサイズにのみシフトされます。また、他のファミリの SFD のように、より浅い斜面に曲がります。プロットされたすべてのファミリで、1 ～ 2 km の同様のサイズで大まかに曲がっていることに注意してください。どうしてこんなことに？これは主に観察バイアスによるものと考えられます。直径約数kmのメインベルト小惑星は、私たちが日常的に発見し観察できる最小のものです。小さいものも見られますが、かなりまれです。そのため、SFD が曲がっているのはおそらく、家族の一員として認識できるこのサイズ以下の小惑星が少なすぎるためです。
小さな小惑星は、適切に形成された場合、その表面層からの太陽光の再放出によって徐々に回転したり回転したりし、最終的には物質を放出し始め、引き裂かれることさえあります.このプロセスは、Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack (または YORP) 効果と呼ばれます。これに基づいて、Vokrouhlický et al。 (2017) は、チョウセンアサガオ科の異なる SFD の原因となる別のメカニズムを提案しました。つまり、ほぼ臨界回転の 1270 Datura と比較的小さな発射体との衝突によって説明できる可能性があります。これは、家族が形成される前に、1270 ダチュラが非常に速く回転していたため、赤道上の一部の部品が表面からほとんど回転していなかったことを意味します。この仮説は、おそらく数値シミュレーションによって確認する必要があります。
SFD の低い勾配は、上記の YORP 効果または衝突粉砕によって破壊された可能性のあるファミリー メンバーの欠落によっても説明できます。チョウセンアサガオ科の若い年齢を考慮して、そのようなプロセスの確率を計算したところ、最小のメンバーでは数パーセント、最大のファミリーメンバーではわずか数パーセントという非常に低い数値が得られました。言い換えれば、チョウセンアサガオに属する小さな小惑星はまだそこにありますが、まだ見えていません.
一部の小惑星ファミリーの SFD に見られる注目すべき特徴が 1 つあります。隆起のように見え、通常、2 番目と 5 番目の家族メンバーの間に発生します。 Datura の SFD にもこの機能があることに気付きました。これは観察バイアスによっても説明できますが、他の可能性について考え始めました。さらに、最大の破片のいくつかは非常に細長い小惑星であるか、連星小惑星 (互いに重なっている 2 つの小惑星) に接触している可能性があることもわかっています。これは、あらゆる小規模な実験室衝突実験で観察される、いわゆる破片クレーターの典型です。チョウセンアサガオに大きな破片クレーターがあるのでしょうか?答えはイエスです!
チョウセンアサガオ科は、おそらくチョウセンアサガオが作られている岩石材料への衝撃のスケーリングに基づいて、チョウセンアサガオの小さなサイズを考慮して、1270 チョウセンアサガオの表面の破片クレーターによって形成された可能性があるという仮説を立てています。これは、SFDの隆起と、最大のファミリーメンバーの細長い形状を説明します.また、観測されたチョウセンアサガオ科の SFD を、破片クレーターを生成することが知られている小規模な実験室衝突実験のサイズ分布と比較したところ、ほぼ一致しています。
結論として、非常に若いチョウセンアサガオ科の SFD は、観察バイアスにより、他の科の大きさの分布とは異なります。その既知のメンバーのほとんどは、他のファミリーのメンバーよりも小さく、既知のファミリーメンバーの数が少なく、SFD が明らかに浅いことを説明しています。 SFD の隆起は、実験室での小規模な衝突実験で一般的に観察される破片クレーターによって説明できます。
これらの調査結果は、家族サイズ分布の解釈という題名の記事で説明されています。最近ジャーナル Icarus に掲載されたチョウセンアサガオの例。 この作業は、ワシントン大学の Tomáš Henych と Keith A. Holsapple によって実施されました。
参考文献:
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