소행성 메인 벨트는 다양한 세미 조 축 2.0-4.0 au에서 화성과 목성의 궤도 사이에 있습니다. 50 만 개 이상의 소행성으로 구성됩니다. 분명히, 충돌 및 파괴적인 과정은 메인 벨트의 역사에서 매우 일반적이었습니다. 이 과정의 잔재는 소행성 가족입니다.
소행성 패밀리는 매우 유사한 궤도를 가진 작은 행성 그룹입니다. 그것들은 공통된 기원을 가지고 있다고 가정하지만, 그들의 기원 방식은 다를 수 있습니다. 나이가 적은 아주 어린 소행성 가족 (VYF)이 최근에 발견되었습니다. (그러한 가족에 대한 첫 번째 메모는 2008 년입니다). 매우 집중적으로 알려지고 연구 된 <1 Myrs의 나이를 가진 약 10 개의 VYF가 있습니다.
일반적으로, 각도 궤도 요소 (노드 및 perihelion longitudes)는 비 중력 Yarkovsky 효과로 인해 비선형으로 가족의 나이에 따라 변화합니다. 그러나 1.6 Myrs 미만인 아주 어린 소행성 가족 에서이 의존성은 선형에 매우 가깝습니다. 이는 비 관절력이 VYF 역학에 상대적으로 작은 영향을 미친다는 것을 의미합니다. 이러한 이유로 VYF를 연구하는 방법은 노인 가족과 비교하여 다를 수 있습니다.
최근 연구에서 우리는 VIF를 연구하기위한 새로운 방법, 즉 후진 수치 적 통합 동안 상대 속도 구성 요소 계산을 조사했습니다. 속도의 정상적인 구성 요소는 궤도의 짧은주기 변화에 천천히 의존하기 때문에 가장 유용합니다.
대부분의 VYF의 경우, 후진 수치 적분을 사용하여 상대 속도의 정상 성분 계산은 궤도 요소의 수렴 방법에 의해 얻은 연령을 확인합니다. 경우에 따라 우리의 방법은 연령 추정 범위를 줄일 수 있습니다.
이 방법은 구성원 N> 2 가족뿐만 아니라 소행성 쌍에도 성공적으로 적용될 수 있습니다. 우리의 연구 (6070), Rheinland 및 (54827) 2001 NQ8 쌍은 다른 저자의 결과와 잘 일치합니다. 알려진 VYF (Brugmansia Family) 및 Pairs (87887 (2000 SS286) 및 415992 (2002 AT49)에 대한 다른 일부 응용 프로그램은 훌륭한 결과를 제공합니다.
그러나 VYFS에서 상대 속도를 연구하는 것은 가족 연령 추정에만 중요합니다. 상대 속도의 연구 된 값은 방출 속도에 대한 정보를 포함 할 수 있습니다. 적어도 궤도 평면 (VXY)과 정상 성분 (VZ)의 속도 성분을 비교하는 것은 쉽습니다. 그러나 성공적인 이별 속도 필드 재구성을 위해서는 짧은 주기적 섭동의 적절한 제거가 필요합니다. 미래의 연구의 목표 일 수 있습니다. 이 방법이 유용 할 수있는 또 다른 흥미로운 문제는 해체의 형상 재구성입니다.
VYF는 약 1m/s 이하의 최소 상대 속도의 값이 매우 적습니다. 그들의 기원에 대해, 매우 구체적인 회전 핵분열 모델이 추정된다 (Pravec et al, Scheeres et al). 이 관점에 따르면, 빠르게 회전하는 비대칭 소행성은 적도 평면에서 질량의 일부를 잃을 수 있습니다. 소행성의 회전 매개 변수가 알려지면, 우리의 방법은이 가설을 확인하는 데 도움이 될 수 있습니다.
우리는 다른 방법과 결합하여 매우 어린 소행성 가족 구성원의 상대적 속도 계산이 소행성 단편화 과정에 대한 우리의 이해에서 상당한 성공을 제공 할 수 있다고 결론 지을 수 있습니다.
.그러나 모든 VYF가 공부하기 쉬운 것은 아닙니다. Datura, Kapbos 및 Lucascavin 가족의 사례는 다른 공명 섭동으로 인해 복잡합니다. 일부 가족의 경우, 후속 충돌과 조각화가 가능합니다.
마지막으로, 우리는 매우 어린 소행성 가족을 공부하는 것이 태양계 천문학의 흥미롭고 관점적인 부분이라고 말할 수 있습니다.
이러한 결과는 최근 Icarus 저널에 발표 된 매우 젊은 소행성 가족의 상대 속도에 관한 제목의 기사에 설명되어 있습니다. 이 작업은 Yaroslavl State University와 Plávalová E.의 Rosaev A.에 의해 수행되었습니다.
