Consideriamo gli asteroidi della Fascia Principale, quella zona di spazio del Sistema Solare che si colloca circa fra 2.1 e 3.6 UA dal Sole (1 UA = 150 milioni di km, è la distanza media Terra-Sole). In questa zona, compresa fra le orbite dei pianeti Marte e Giove, si trova la maggior parte degli asteroidi noti, quasi un milione di oggetti. Il numero di asteroidi dipende dalle dimensioni. Sono poco numerosi quelli di grandi dimensioni e in gran numero quelli via via più piccoli. Trattandosi di un gran numero di corpi che orbitano attorno al Sole muovendosi in una regione di spazio abbastanza circoscritta è naturale pensare che gli asteroidi abbiano colliso fra di loro. In effetti questo è vero, cerchiamo di capire perché.

Nel 1918 l’astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama (1874 – 1943) fu il primo a riconoscere la presenza di alcune concentrazioni non casuali negli elementi orbitali degli asteroidi. Hirayama notò che alcuni gruppi di asteroidi avevano elementi orbitali simili e quindi introdusse il concetto di “famiglie di asteroidi”, individuandone complessivamente cinque: Eos, Themis, Koronis, Flora e Maria. Il nome delle famiglie deriva dall’asteroide principale appartenente alla famiglia stessa. Dopo i lavori di Hirayama (che pubblicò articoli anche nel 1928 e 1933), passarono diversi anni prima di ritornare a parlare di famiglie di asteroidi. Il primo a occuparsene di nuovo fu D. Brouwer nel 1951, che confermò le famiglie trovate da Hirayama – anche se divise quella di Flora in quattro gruppi distinti – e ne aggiunse altre venti.

Dall’inizio degli Anni 90 del secolo scorso furono sviluppate procedure d’identificazione più rigorose. Il punto chiave per l’identificazione di una famiglia di asteroidi è il calcolo degli elementi orbitali propri dei singoli asteroidi, cioè gli elementi orbitali corretti per le perturbazioni gravitazionali dei pianeti. Gli elementi propri così ottenuti sono costanti su lunghi periodi di tempo e questo consente di identificare, dopo l’adozione di una metrica opportuna (ovvero di una funzione che dia la distanza fra due punti dello spazio degli elementi orbitali), cluster di asteroidi nello spazio degli elementi orbitali (attenzione: non nello spazio delle posizioni!), corrispondenti alle famiglie cercate. L’introduzione di una metrica è importante perché è proprio con quest’ultima che si può misurare la distanza di due orbite nello spazio degli elementi orbitali propri.

Gli elementi propri non devono essere confusi con gli elementi orbitali kepleriani osculatori (anche se i nomi sono gli stessi), osservati in un particolare momento o epoca, come il semiasse maggiore, l’eccentricità e l’inclinazione in un certo istante di tempo. Gli elementi osculatori cambiano in maniera quasi-periodica e, in linea di principio, prevedibile a causa delle perturbazioni planetarie. Nel Sistema Solare questi cambiamenti si verificano di solito su tempi scala di migliaia di anni, mentre gli elementi propri sono destinati a rimanere praticamente costanti per almeno decine di milioni di anni.

Normalmente, per ottenere gli elementi propri di un oggetto, è necessario condurre una simulazione dettagliata del suo movimento su tempi scala di svariati milioni di anni. Questa simulazione, basata sulle leggi della meccanica celeste, deve tener conto di tutte le perturbazioni planetarie. Successivamente, si possono estrarre le quantità che restano invariate su questo lungo lasso di tempo: gli elementi orbitali propri. I nomi restano gli stessi degli elementi orbitali kepleriani, ma viene aggiunto un pedice con la lettera p per indicare che si tratta di elementi propri.

Storicamente, nel XIX secolo sono state tentate numerose approssimazioni analitiche a cominciare da quelle di Hirayama. Per ogni oggetto, questi metodi analitici spesso includevano migliaia di correzioni perturbative. Attualmente, il metodo maggiormente utilizzato consiste nell’utilizzare un computer per integrare numericamente le equazioni del moto ed estrarre le costanti del moto direttamente da un’analisi numerica delle posizioni previste.

Tabella 1 – Un elenco delle maggiori famiglie della Fascia Principale, con indicati i range degli elementi orbitali e il numero di componenti. Qui a è il semiasse maggiore dell’orbita, e è l’eccentricità, mentre i è l’inclinazione orbitale. I dati sul numero di membri delle famiglie sono stati tratti da Bendjoya, P.,  Zappalà, V., Asteroid Family Identification, in Asteroids III, pp. 613–618, University of Arizona Press (2002).

Per quanto riguarda la genesi delle famiglie l’ipotesi più probabile, già avanzata da Hirayama stesso, è che si siano formate in seguito alla collisione distruttiva di due asteroidi. Tuttavia, ci sono diverse famiglie che sono state generate durante la formazione di un cratere da impatto che non ha distrutto il corpo progenitore. Un esempio di famiglie di questo tipo sono quella di Vesta, Pallade, Igea e Massalia. Queste famiglie sono normalmente costituite da un unico corpo di grandi dimensioni seguito da uno sciame di asteroidi molto più piccoli. Alcune famiglie (ad esempio la famiglia dell’asteroide (8) Flora), mostrano delle complesse strutture interne che, al momento, non sono spiegabili in modo soddisfacente, ma potrebbero essere il risultato di diverse collisioni che si sono verificate nella stessa regione in momenti diversi. Comunque sia, la presenza delle famiglie di asteroidi è una delle prove che dimostra che gli asteroidi della Fascia Principale sono andati soggetti prevalentemente ad una evoluzione di tipo collisionale.

A causa dell’origine comune, tutti gli elementi di una famiglia hanno delle composizioni chimiche che sono molto simili tra loro quindi, i membri hanno la stessa classificazione tassonomica. Una eccezione significativa è costituita da quelle famiglie (come la famiglia di Vesta) che è stata generata dalla formazione di un cratere su un grande corpo progenitore già differenziato.

La durata di una famiglia di asteroidi è dell’ordine di un miliardo di anni. Questo periodo di tempo è molto più breve dell’età del Sistema Solare quindi, probabilmente, nessuna delle famiglie odierne è di origine primordiale. Il decadimento delle famiglie si verifica sia a causa della lenta alterazione delle orbite, a causa delle perturbazioni gravitazionali di Giove e degli altri pianeti, sia a causa di ulteriori collisioni che riducono la dimensione degli asteroidi membri. Successivamente, questi piccoli asteroidi diventano oggetto di perturbazioni non-gravitazionali quali l’effetto Yarkovsky (dovuto al riscaldamento dell’asteroide da parte della radiazione solare), che li può spingere verso le risonanze orbitali con Giove e, una volta lì, sono rapidamente espulsi dalla fascia degli asteroidi.

Le famiglie create da un impatto, sono chiamate famiglie da formazione di cratere (cratering families in inglese). Di solito, per distinguere diversi tipi di famiglie che sono meno distinte o statisticamente meno certe delle famiglie principali (o cluster), viene utilizzata una apposita terminologia. Prima di tutto il termine cluster è usato anche per descrivere la famiglia di un piccolo asteroide, come il cluster di Karin (l’asteroide (832) Karin ha un diametro di circa 19 km). Quando ci sono dei raggruppamenti che hanno relativamente pochi membri, ma che sono ancora chiaramente distinguibili dal fondo, allora si parla di clump (ciuffi). Un esempio può essere il clump di (3) Juno. Al contrario, i clan sono gruppi che si fondono in modo molto graduale con la densità di fondo e/o hanno una struttura interna complessa che rende difficile decidere se si tratta di un gruppo complesso o di più gruppi indipendenti sovrapposti (ad esempio la famiglia di Flora è un clan). Infine, le tribù sono dei gruppi su cui non vi è la certezza che siano statisticamente significativi rispetto al fondo, sia a causa della piccola densità sia per le grandi incertezze nei parametri orbitali dei membri.

Figura 1 – Una rappresentazione nello spazio degli elementi i e a (inclinazione e semiasse maggiore), delle famiglie di asteroidi più importanti della Fascia Principale (immagine di Petr Scheirich).