A Massalia család az S osztályú szilikát aszteroidák csoportja a fő öv belső részében, amelyek az ekliptikához képest nagyon kis dőlésszögű pályákon mozognak. Az összes ismert fő öv-aszteroidának körülbelül 0,8%-a tartozik ebbe a családba.
Ez a család, csakúgy, mint a Vesta család , a (20) Massalia aszteroidából és sok apró töredékből áll, amelyek egy nagy kozmikus testtel való ütközés következtében kiestek belőle. A körülbelül 150 km átmérőjű Massalia ennek a családnak a legnagyobb és legmasszívabb képviselője, amely az egész család tömegének több mint 99%-át tömöríti. A második legnagyobb aszteroida (7760) 1990 RW 3 átmérője nem haladja meg a 7 km-t; ez és a csoport többi aszteroidája a teljes család tömegének kevesebb mint 1%-át teszi ki.
Ez egy nagyon fiatal család, a tudósok szerint csak 150-200 millió évvel ezelőtt alakult. Maga a család mintegy két lebeny alakú régióra oszlik, amelyek fő féltengelyei 2,38 AU-val egyenlők. e. és 2,43 a. e. , amely között található a Massalia aszteroida. Ugyanakkor ezeken a területeken az aszteroidák sűrűsége általában kisebb, mint a Massalia körüli központi zónában. Azt találták, hogy az aszteroidák ilyen eloszlása a félig fő tengelyek lassú sodródása következtében alakult ki a Yarkovsky-effektus és a YORP-effektus hatására . Ezekről a szerkezetekről részletes információkat használtak a család életkorának kiszámításához [1] .
A család egy része, amely 2,42 AU félnagytengelyű pályán mozog. azaz erős keringési rezonanciában van a Mars 1:2-vel, ami kedvez egyes aszteroidák kilépésének arról a területről, ahol a család legtöbb aszteroidája található, és ferdebb pályára való átállását [1] .
A Massalia család, valamint a Themis család a bolygóközi por forrása lehetaz aszteroidaöv egy adott régiójában, amely az ezekben a családokban található aszteroidák másodlagos ütközéséből ered [1] [2]
A Massalia család rezonáns pályákon mozog a Marssal, enyhe dőléssel az ekliptika síkjához képest.
Zappalà statisztikai elemzése szerint meghatározták az e családba tartozó aszteroidák orbitális elemeinek hozzávetőleges eloszlását.
| a p | ep_ _ | i p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2,45 a. e. | 0,175 | 1,75° |
A modern csillagászati korszakban az aszteroidák fő tömegének oszkulációs pályáihoz tartozó pályaelemek tartományát a következő táblázat tartalmazza.
| a | e | én | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2,45 a. e. | 0,211 | 2,35° |
A Zappalà 1995 elemzése a család mintegy 42 fő tagját azonosította, míg egy későbbi, 2005-ös munkában [3] a 96 944 elemzett aszteroida közül 761 a családhoz tartozó objektumot azonosították, ami az összes ismert aszteroidának körülbelül 0,8%-a. fő övek.
Spektrális elemzéssel több olyan aszteroidát azonosítottak, amelyek pályaelemei megegyeznek a család aszteroidáival, de ennek ellenére a spektrális jellemzők eltérése miatt nem tagjai. Példa erre a (2316) Jo-Ann Vidno aszteroida , amely "nem ment át a kiválasztáson" ebben a családban, csak a spektrális paraméterei miatt. Egy másik aszteroida, a (2946) Muchacha , amely nagyobb, mint a család összes aszteroidája, kivéve a Massalia [1] , szintén nem tartozik ebbe a családba, bár hasonló pályán mozog.