小惑星のメイン ベルトは、火星と木星の軌道の間にあり、長半径 2.0 ～ 4.0 天文単位の範囲にあります。 500,000 個以上の小惑星で構成されています。明らかに、衝突と破壊のプロセスは、メイン ベルトの歴史の中で非常に一般的でした。これらのプロセスの名残が小惑星ファミリーです。
小惑星族は、非常によく似た軌道を持つ小惑星のグループです。共通の起源を持っていると思われますが、起源の仕方は異なるかもしれません。最近、年齢の低い非常に若い小惑星族 (VYF) が発見されました。 (そのような家族に関する最初のメモは 2008 年の日付です)。知られ、非常に集中的に研究されている、年齢が 1 マイル未満の約 10 の VYF があります。
一般に、角軌道要素 (ノードと近日点の経度) は、非重力のヤルコフスキー効果により、ファミリーの年齢とともに非線形に変化します。しかし、1.6 Myrs よりも若い非常に若い小惑星族では、この依存性は線形に非常に近いものです。これは、非重力が VYF ダイナミクスに与える影響が比較的小さいことを意味します。このため、VYF を研究する方法は、高齢の家族とは異なる場合があります。
私たちの最近の研究では、VIF を研究するための新しい方法、つまり後方数値積分中の相対速度の成分の計算を調べました。速度の法線成分は、軌道の短い周期的変動にゆっくりと依存するため、最も有用です。
ほとんどの VYF では、後方数値積分を使用した相対速度の法線成分の計算により、軌道要素の収束法によって得られた年齢が確認されます。場合によっては、私たちの方法で推定年齢の範囲を狭めることができます。
この方法は、メンバーが n>2 の家族だけでなく、小惑星のペアにもうまく適用される可能性があります。私たちの研究 (6070)、Rheinland、および (54827) 2001 NQ8 のペアは、他の著者の結果とよく一致しています。既知の VYF (ブルグマンシア ファミリー) とペア (87887 (2000 SS286) および 415992 (2002 AT49)) の他のいくつかのアプリケーションでは、優れた結果が得られます。
しかし、VYF の相対速度を調べることは、家族の年齢推定だけでなく重要です。相対速度の調査値には、排出速度に関する情報が含まれる場合があります。少なくとも、軌道面の速度成分 (Vxy) と通常の速度成分 (Vz) を比較するのは簡単です。しかし、ブレークアップ速度場の再構築を成功させるには、短い周期的な摂動を適切に除去する必要があります。今後の研究の目標になるかもしれません。この方法が役立つ可能性があるもう 1 つの興味深い問題は、分割のジオメトリの再構築です。
VYF の最小相対速度は非常に小さく、約 1 m/s 以下です。それらの起源については、回転分裂の非常に特殊なモデルが想定されています (Pravec et al, Scheeres et al)。この観点によれば、高速で回転する非対称小惑星は、赤道面で質量の一部を失う可能性があります。小惑星の回転パラメータがわかっている場合、この方法はこの仮説を検証するのに役立ちます。
他の方法と組み合わせて、非常に若い小惑星ファミリーのメンバーの相対速度の計算は、小惑星の断片化のプロセスを理解する上で大きな成功を収めることができると結論付けることができます.
ただし、すべての VYF が簡単に研究できるわけではありません。 Datura、Kapbos、および Lucascavin ファミリーのケースは、さまざまな共鳴摂動によって複雑になっています。一部のファミリでは、後続の衝突と断片化が発生する可能性があります。
最後に、非常に若い小惑星族を研究することは、太陽系天文学の興味深い展望の一部であると言えます。
これらの調査結果は、最近ジャーナル Icarus に掲載された、非常に若い小惑星ファミリーの相対速度についての記事で説明されています。 この研究は、ヤロスラブリ州立大学の Rosaev A. と、スロバキア科学アカデミーの Plávalová E. によって実施されました。
