소행성족

소행성족(小行星族, 영어: asteroid family)은 궤도 요소, 즉 긴반지름, 이심률, 경사각 등이 서로 비슷한 소행성들의 모임이다. 소행성족의 구성원들은 과거에 하나의 충돌 사건에서 같이 생성되었다고 여겨진다. 소행성족은 소행성들을 좀 더 광범위하게 포함시킨 소행성군과는 다르며, 소행성군은 실제로 소행성 간에 관계가 없을 수 있기 때문에, 소행성족 분류가 좀 더 세밀하다고 할 수 있다. 커다랗고 눈에 잘 띄는 소행성족들은 수백 개의 소행성들을 포함하고 있으며, 작고 밀집된 소행성족들은 10개 안팎의 소행성들이 속해 있다. 소행성대의 소행성들 중 33 ~ 35%의 소행성들은 소행성족에 속해 있다. 대부분의 소행성들은 화성과 목성 사이의 주 소행성대에 속해 있으며, 팔라스족, 헝가리아족, 포카에아족 등 몇몇은 소행성대보다 긴반지름이 작거나 궤도 경사가 크다. 단 하나의 소행성족, 하우메아족만이 왜행성(하우메아)과 관련이 있음이 밝혀졌다. 몇몇 연구에서는 트로이 소행성군에서 충돌로 생성된 소행성족을 찾으려고 시도하였지만, 현재까지 명확한 근거는 발견되지 않았다. 소행성족들은 소행성들 간의 충돌로 인해서 형성되었다고 추측된다. 대부분의 경우에서는 모체가 산산조각났지만, 몇몇 경우(베스타족, 팔라스족, 히기에이아족, 마살리아족)에는 모체가 부서지지 않았다. 이 충돌로 형성된 족들은 대부분 커다란 소행성 하나(모체)와 다른 작은 소행성들로 구성되어 있다. 하지만 몇몇 소행성족(플로라족 등)은 내부 구조가 좀 더 복잡해 한 번의 충돌로 설명할 수 없는데, 이 구조들은 여러 번의 충돌을 통해 생성되었을 수 있다. 위의 형성 원인으로 인해, 소행성족 구성원 간의 구성 성분은 거의 비슷하며, 예외는 모체가 행성 분화를 겪었던 베스타군 등 뿐이다. 소행성족은 소속된 소행성들이 서서히 퍼져가면서 "죽어가며", 소행성들의 분산은 목성 등 천체들의 중력 섭동으로 인한 것과 소행성간의 충돌로 인한 것 두 가지가 동시에 일어나면서 발생한다. 소행성족의 수명은 위와 같은 이유로 몇십억 년으로 예상되며, 이는 태양계 전체의 나이보다 약간 적기 때문에, 몇몇 소행성족은 태양계 형성 초기에 형성된 것일 수 있다. 상대적으로 작은 소행성들은 야르콥스키 효과로 인해 목성과 궤도 공명을 일으키면서 끌려가게 되고, 따라서 소행성족에서 빠르게 이탈하게 된다. 소행성족은 갈수록 구성원의 수가 준다는 점을 이용하여 나이를 측정할 수 있는데, 이 방법을 통해 시험적으로 몇몇 소행성족의 나이를 측정해 본 결과, 나이는 몇십억 년에서 몇백만 년 이하로 매우 다양하게 나타났다. 아주 오래 된 소행성족들은 소형에서 중형 소행성들을 전부 잃고, 대형 소행성들만 남았다고 여겨지며, 9 메티스와 113 아말테아가 이 과정을 거친 소행성족의 천체라고 추측된다. 과거의 소행성족의 구성원에 대한 분석은 철운석 속의 화학 성분비를 통해 진행되며, 이를 통해 과거에 적어도 50 ~ 100개의 행성 분화가 진행된 소행성이 존재했어야 함을 밝혀내었다. 이 소행성들은 대부분 부서져서 핵이 노출되고 운석들을 만들어냈다고 추측된다. 간혹 소행성족의 소행성들과 궤도가 비슷하지만, 스펙트럼 분석을 통한 구성 성분이 다른 소행성들이 있는데, 이를 "침입자"(Interloper)라고 한다. 이 "침입자"들은 우연찮게 소행성족의 소행성들과 비슷한 궤도를 도는 것 뿐으로, 해당 소행성족을 형성한 충돌 사건 등과는 전혀 관계가 없다. 위에서 언급했던 것처럼, 소행성족 중에는 충돌 후 모체가 산산조각나지 않고 남아있는 경우가 있는데, 이는 "충돌구족"(cratering families)이라고 칭해진다. 또한, 가끔 다른 소행성족보다 덜 밀집된 족들은 "명목상 소행성족"(nominal families) 또는 "무리"(clusters)라고 불리며, 대표적인 예시로는 카린 무리가 있다. "소무리"(Clumps)는 구성원이 몇 개밖에 되지 않지만 분명히 다른 소행성들에 비해 밀집되어 있을 때 부르는 명칭이며, "클랜"(Clans)은 배경 소행성들에 비해 매우 미세한 정도로 밀집되어 있으면서 동시에(또는) 내부 구조가 매우 복잡하여 하나의 복잡한 집단인지 아니면 여러 개의 집단이 우연의 일치로 뭉친 것인지 식별할 수 없을 때를 말한다(예시로 플로라족은 클랜으로도 분류된다). "부족"(Tribes)은 구성원들이 매우 미세하게 밀집되거나 매우 넓게 퍼져 있어 뭉쳐 있는지 여부를 식별하기 상당히 어려울 때를 말한다. 일본의 천문학자 히라야마 기요쓰구는 1918년에 최초로 몇몇 소행성족을 분류해내었으며, 보통 소행성족의 선구자라고 불린다. 이후 1951년에 브라우워는 히라야마의 발견이 옮음을 확인하였고, 소행성족 20개를 추가로 발견하였다. 그 후 1990년대 전까지, 몇몇 사람은 자체적인 소행성족 목록을 만드려고 시도하였다. 1990년대 들어, 소행성 식별 기술의 신장과, 계속해서 쌓인 소행성의 궤도 요소 데이터가 서로 맞물려, 소행성족 판별이 급격히 발전하기 시작하였다. 1989년 윌리엄스는 자신의 소행성 궤도요소 데이터베이스에 스스로 개발한 식별방법을 도입하여 117개의 소행성족을 분류했으며, 1990년과 1992년의 두 연구에서는 소행성족을 판별하는 두 방식, 계층별 집단화법(Hierarchical Clustering Method, HCM)과 파형요소 분석법(Wavelet Analysis Method, WAM)을 통해 각각 소행성족 20개, 26개를 확인하였다.   니사족: 19,073 (4.8%)   베스타족: 15,252 (3.8%)   플로라족: 13,786 (3.5%)   에오스족: 9,789 (2.5%)   코로니스족: 5,949 (1.5%)   에우노미아족: 5,670 (1.4%)   히기에아족: 4,854 (1.2%)   테미스족: 4,782 (1.2%)   헝가리아족: 2,965 (0.7%)   기타: 21,500 (5.4%)   족에 속하지 않음: 295,000 (74.0%) "주요" 소행성족의 정의는 자파라의 연구를 따랐으며, 해당 연구에서는 12,487개의 소행성만을 대상으로 했지만, 실제로 소행성족이 분류된 소행성은 50만 개 안팎이기 때문에, 실제로 소행성족에 속하는 소행성의 숫자는 아래의 수치보다 약 40배가량 크다. 참고로, 아래 표의 아홉 소행성족들은 밑의 전체 소행성족 목록에도 다시 기재되어 있다. 2015년의 한 연구에서는, 총 40만 개의 소행성들 중(소행성체 목록 참조) 약 10만 개의 소행성을 분석함을 통해 122개의 소행성족을 확인하였다. 위 연구의 자료는 "Small Bodies Data Ferret"에서도 확인할 수 있다. 밑 표의 맨 왼쪽, "FIN"은 "Family Identification Number"의 약자로, 각 소행성족별 고유 식별번호를 말한다. 소행성대에 속하지 않는 소행성족은 다음과 같다. 궤도 요소 소행성군 소행성 소행성체 목록 내용주 엄밀히 말하면 고유 궤도 요소가 비슷한 경우이다. 참조주 Michael E. Brown; Kristina M. Barkume; Darin Ragozzine; Emily L. Schaller (2007년 3월 15일). “A collisional family of icy objects in the Kuiper belt” (PDF). 《Nature》 446: 294-296. doi:10.1038/nature05619. 2012년 3월 28일에 원본 문서 (PDF)에서 보존된 문서. 2017년 8월 24일에 확인함.  M. S. Kelley; M. J. Gaffey (2000). “9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair”. 《Icarus》 144: ~27.  Philippe Bendjoya; Vincenzo Zappala (2002년 1월). “Asteroid Family Identification” (PDF). 《Asteroids III》 (University of Arizona Press): 613-618. ISBN 0-8165-2281-2.  다음 날짜 값 확인 필요: |date= (도움말) David Nesvorný; Brian L. Enke; William F. Bottke; Daniel D. Durda; Erik Ashaug; Derek C. Richardson (2006년 5월 2일). “Karin cluster formation by asteroid impact” (PDF). 《Icarus》 183: 296-311.  P. Farinella; D.R. Davis; A. Cellino; V. 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