La familia Massalia es un grupo de asteroides de silicato de clase S en la parte interna del cinturón principal , moviéndose en órbitas con una muy pequeña inclinación a la eclíptica. Alrededor del 0,8% de todos los asteroides del cinturón principal conocidos son parte de esta familia.
Esta familia, al igual que la familia Vesta , consiste en el asteroide (20) Massalia y muchos pequeños fragmentos arrancados de él como resultado de una colisión con un gran cuerpo cósmico. Massalia, que tiene unos 150 km de diámetro, es el representante más grande y macizo de esta familia, concentrando más del 99% de la masa de toda la familia. El segundo asteroide más grande (7760) 1990 RW 3 no supera los 7 km de diámetro, él y otros asteroides de este grupo representan menos del 1% de la masa de toda la familia.
Esta es una familia muy joven, según los científicos, se formó hace solo 150-200 millones de años. La familia en sí está, por así decirlo, dividida en dos regiones con forma de lóbulo con semiejes principales iguales a 2,38 UA. e. y 2.43 a. e. , entre los cuales se encuentra el asteroide Massalia. Al mismo tiempo, la densidad de asteroides en estas áreas es generalmente menor que en la zona central alrededor de Massalia. Se descubrió que tal distribución de asteroides se formó como resultado de la deriva lenta de los semiejes principales bajo la influencia del efecto Yarkovsky y el efecto YORP . Se utilizó información detallada sobre estas estructuras para calcular la edad de la familia [1] .
Parte de la familia moviéndose en órbitas con un semieje mayor de 2,42 UA. es decir , se encuentra en una fuerte resonancia orbital con Marte 1:2, lo que favorece la salida de algunos asteroides del área en la que se encuentran la mayoría de los asteroides de la familia, y su transición a una órbita más inclinada [1] .
La familia Massalia, así como la familia Themis , pueden ser una fuente de polvo interplanetarioen una región dada del cinturón de asteroides como resultado de colisiones secundarias entre asteroides en estas familias [1] [2]
La familia Massalia se mueve en órbitas resonantes con Marte con una ligera inclinación al plano de la eclíptica.
Según el análisis estadístico de Zappalà, se determinó el rango aproximado de distribución de elementos orbitales para asteroides de esta familia
| una p | ep_ _ | Yo p | |
|---|---|---|---|
| min | 2.37 a. mi. | 0.143 | 1,2° |
| máximo | 2.45 a. mi. | 0.175 | 1,75° |
Para la época astronómica moderna , el rango de elementos orbitales para las órbitas osculantes de la masa principal de asteroides se da en la siguiente tabla.
| a | mi | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2.37 a. mi. | 0.124 | 0,4° |
| máximo | 2.45 a. mi. | 0.211 | 2,35° |
El análisis de Zappalà 1995 identificó unos 42 miembros principales de la familia, mientras que en un trabajo posterior de 2005 [3] , entre 96.944 asteroides analizados, se identificaron 761 objetos pertenecientes a la familia, lo que supone alrededor del 0,8% de todos los asteroides conocidos de la familia. cinturones principales.
A través del análisis espectral, se identificaron varios asteroides que tienen los mismos elementos orbitales que los asteroides de la familia, pero sin embargo, debido a un desajuste en las características espectrales, no son miembros de la misma. Un ejemplo es el asteroide (2316) Jo-Ann Vidno , que "no pasó la selección" en esta familia solo por sus parámetros espectrales. Otro asteroide, (2946) Muchacha , que es más grande que todos los asteroides de la familia excepto Massalia [1] , tampoco está incluido en esta familia, aunque se mueve en una órbita similar.