Семья Хаумеа
Семья Хаумеа или Хаумеан — единственная идентифицированная транснептуновая коллизионная семья ; то есть единственная группа транснептуновых объектов (ТНО) со схожими орбитальными параметрами и спектрами (почти чистый водяной лед), что позволяет предположить, что они возникли в результате разрушительного воздействия тела-прародителя. [ 1 ] Расчеты показывают, что это, вероятно, единственное транснептуновое столкновительное семейство. [ 2 ] Члены известны как Хаумейды .
Члены
[ редактировать ]| Объект | (ЧАС) | Диаметр альбедо = 0,7 |
V–R [ 3 ] |
|---|---|---|---|
| Грязный | 0.2 | 1460 км | 0.33 |
| 2002 ТХ 300 | 3.4 | 332 км | 0.36 |
| 2003 ОП 32 | 3.9 | 276 км | 0.39 |
| 2005 г. 43 руб. | 4.1 | 252 км | 0.41 |
| 2009 год 7 | 4.5 | 200 км | |
| 1995 СМ 55 | 4.6 | 191 км | 0.39 |
| 2005 КБ 79 | 4.7 | 182 км | 0.37 |
| 1996 ТО 66 | 4.8 | 174 км | 0.39 |
Характеристики
[ редактировать ]
Карликовая планета Хаумеа — самый крупный представитель семейства и ядро дифференцированного прародителя; другими идентифицированными членами являются спутники Хаумеа и объекты пояса Койпера (55636) 2002 TX 300 , (24835) 1995 SM 55 , (19308) 1996 TO 66 , (120178) 2003 OP 32 , (145453) 2005 RR 43 , (86047) 1999 OY 3 , (416400) 2003 UZ 117 , (308193) 2005 CB 79 , (612620) 2003 SQ 317 [ 3 ] и (386723) 2009 YE7 , [ 4 ] все со скоростью выброса из Хаумеа менее 150 м/с. [ 5 ] Самые яркие Хаумейды имеют абсолютную величину (H), достаточно яркую, чтобы предположить размер от 400 до 700 км в диаметре и, следовательно, возможные карликовые планеты , если бы они имели альбедо типичных ТНО; однако они, вероятно, будут намного меньше, поскольку считается, что это водно-ледяные тела с высокими альбедо. Разброс собственных орбитальных элементов членов составляет несколько процентов или меньше (5% для большой полуоси , 1,4° для наклонения и 0,08 для эксцентриситета ). [ 6 ] Схема иллюстрирует орбитальные элементы членов семейства по отношению к другим ТНО . [ нужна ссылка ]
Общие физические характеристики объектов включают нейтральные цвета и особенности поглощения глубокого инфракрасного излучения (на 1,5 и 2,0 мкм ), типичные для водяного льда. [ 7 ] [ 8 ]
Орбиты членов
[ редактировать ]| Имя | Средняя аномалия М° |
Эпоха | Арг. Пер ой |
Длинный О° |
Вкл. я ° |
И т. д и |
Большая полуось а (Австралия) |
ЧАС | Альбедо |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 136108 Грязный | 217.772 | 2459000.5 | 238.779 | 122.163 | 28.214 | 0.195 | 43.182 | 0.2 | 0.66 |
| (19308) 1996 ТО 66 | 139.355 | 2459000.5 | 242.001 | 355.158 | 27.381 | 0.120 | 43.345 | 4.8 | 0.70 |
| (24835) 1995 СМ 55 | 334.598 | 2459000.5 | 70.848 | 21.016 | 27.042 | 0.101 | 41.658 | 4.6 | >0,07 |
| (55636) 2002 ТХ 300 | 77.718 | 2459000.5 | 340.338 | 324.409 | 25.832 | 0.126 | 43.270 | 3.4 | 0.88 |
| (86047) 1999 г. г. 3 | 64.735 | 2459000.5 | 306.961 | 301.717 | 24.154 | 0.173 | 44.158 | 6.8 | 0.70 |
| (120178) 2003 ОП 32 | 72.355 | 2459000.5 | 71.889 | 182.016 | 27.135 | 0.109 | 43.496 | 4.0 | 0.70 |
| (145453) 2005 г. 43 руб. | 50.329 | 2459000.5 | 278.004 | 85.792 | 28.574 | 0.139 | 43.112 | 4.0 | 0.703 |
| (202421) 2005 UQ 513 [ примечание 1 ] | 228.669 | 2459000.5 | 222.480 | 307.532 | 25.699 | 0.145 | 43.329 | 3.6 | 0.31 |
| (308193) 2005 КБ 79 | 322.348 | 2459000.5 | 92.975 | 112.936 | 28.692 | 0.142 | 43.212 | 4.6 | 0.70 |
| (315530) 2008 АП 129 | 53.949 | 2459000.5 | 56.289 | 14.875 | 27.419 | 0.136 | 41.546 | 4.7 | |
| (386723) 2009 г.в. 7 | 183.830 | 2459000.5 | 101.182 | 141.381 | 29.114 | 0.147 | 44.203 | 4.3 | 0.70 |
| (416400) 2003 УЗ 117 | 344.334 | 2459000.5 | 246.134 | 204.629 | 27.429 | 0.129 | 44.031 | 5.1 | |
| (523645) 2010 ВК 201 | 171.302 | 2459000.5 | 89.649 | 156.308 | 28.839 | 0.116 | 43.091 | 5.0 | |
| (543454) 2014 ГЦ 199 | 66.295 | 2459000.5 | 85.268 | 57.101 | 27.835 | 0.154 | 43.249 | 5.0 | |
| (612620) 2003 кв. 317 | 11.059 | 2459000.5 | 191.080 | 176.268 | 28.537 | 0.082 | 42.736 | 6.6 | 0.05–0.5 |
| (673087) 2015 АД 281 | 284.578 | 2459000.5 | 8.239 | 256.130 | 26.805 | 0.130 | 43.199 | 5.0 | |
| (671467) 2014 ЛО 28 | 313.026 | 2459000.5 | 104.587 | 287.074 | 25.535 | 0.121 | 43.219 | 5.3 | |
| (653589) 2014 кв. 441 | 1.117 | 2459000.5 | 202.336 | 162.681 | 28.761 | 0.106 | 44.449 | 5.2 |
- ^ 2005 UQ 513 демонстрирует красный спектр, в отличие от остальных представителей семейства Хаумеа, хотя динамически принадлежит к этой группе.
Резонансы с Нептуном
[ редактировать ]Текущие орбиты членов семейства не могут быть объяснены только формационным столкновением. Для объяснения разброса элементов орбиты необходима начальная дисперсия скоростей ≈ 400 м/с , но такой разброс скоростей должен был разогнать фрагменты гораздо дальше. Эта проблема касается только самой Хаумеа; орбитальные элементы всех остальных объектов семейства требуют начальной дисперсии скоростей всего ≈ 140 м/с. Чтобы объяснить это несоответствие необходимой дисперсии скоростей, Браун и его коллеги предполагают, что изначально Хаумеа имела элементы орбиты, более близкие к элементам орбиты других членов семейства, и ее орбита (особенно орбитальный эксцентриситет) изменилась после столкновения. В отличие от других членов семьи, Хаумеа находится в периодическом резонансе 7:12 с Нептуном. [ 10 ] что могло бы увеличить эксцентричность Хаумеа до ее нынешнего значения. [ 1 ]
Семейство Хаумеа занимает область пояса Койпера, где взаимодействуют множественные резонансы (включая резонансы среднего движения 3:5, 4:7, 7:12, 10:17 и 11:19 ), что приводит к орбитальной диффузии этого семейства столкновений. . [ 11 ] Помимо прерывистого резонанса 7:12, который в настоящее время занимает сам Хаумеа, другие члены семейства занимают некоторые другие резонансы, и скачок резонанса (переключение с одного резонанса на другой) возможен в масштабе времени в сотни миллионов лет. (19308) 1996 TO 66 , первый обнаруженный член семейства Хаумеа, в настоящее время находится в прерывистом резонансе 11:19. [ 12 ]
Формирование и эволюция
[ редактировать ]Для столкновительного образования семейства необходим прародитель диаметром около 1660 км и плотностью ~ 2,0 г/см. 3 , похожий на Плутон и Эриду . Во время пластического столкновения Хаумеа потерял примерно 20% своей массы, в основном лед, и стал более плотным. [ 1 ]
Помимо последствий резонансов с Нептуном, могут быть и другие осложнения в происхождении семьи. Было высказано предположение, что материал, выброшенный при первоначальном столкновении, мог объединиться в большую луну Хаумеа, которая постепенно увеличивала свое расстояние от Хаумеа в результате приливной эволюции , а затем позже была разбита во время второго столкновения, разбросав свои осколки наружу. [ 5 ] Этот второй сценарий дает дисперсию скоростей ~ 190 м/с, что значительно ближе к измеренной дисперсии скоростей членов семейства ~ 140 м/с; это также позволяет избежать трудности, связанной с тем, что наблюдаемая дисперсия ~ 140 м / с намного меньше, чем скорость убегания Хаумеа ~ 900 м / с. [ 5 ]
Хаумеа, возможно, не единственный вытянутый, быстро вращающийся крупный объект в поясе Койпера . В 2002 году Джуитт и Шеппард предположили , что Варуну следует удлинить, основываясь на ее быстром вращении. В ранней истории Солнечной системы транснептуновая область содержала гораздо больше объектов, чем сейчас, что увеличивало вероятность столкновений между объектами. Гравитационное взаимодействие с Нептуном с тех пор разбросало множество объектов из пояса Койпера на рассеянный диск . [ нужна ссылка ]
Присутствие коллизионного семейства намекает на то, что Хаумеа и его «потомство» могли возникнуть из рассеянного диска . В сегодняшнем малонаселенном поясе Койпера вероятность того, что такое столкновение произойдет в течение возраста Солнечной системы, составляет менее 0,1 процента. Семья не могла образоваться в более плотном первичном поясе Койпера, потому что такая сплоченная группа была бы разрушена последующей миграцией Нептуна в пояс, что, как полагают, и было причиной его нынешней низкой плотности. Таким образом, вполне вероятно, что область динамического рассеянного диска, в которой вероятность такого столкновения гораздо выше, является местом происхождения объекта, который впоследствии станет Хаумеа и его родственниками. Моделирование показывает, что вероятность существования одного такого семейства в Солнечной системе составляет примерно 50%, поэтому вполне возможно, что семейство Хаумеа уникально. [ 2 ]
Поскольку для того, чтобы группа распространилась настолько далеко, потребовалось бы не менее миллиарда лет, считается, что столкновение, в результате которого образовалось семейство Хаумеа, произошло на очень раннем этапе истории Солнечной системы. [ 13 ] Это противоречит выводам Рабиновица и его коллег, которые в ходе исследований группы обнаружили, что их поверхности были удивительно яркими; их цвет предполагает, что недавно (т.е. в течение последних 100 миллионов лет) они были вновь покрыты свежим льдом. В течение миллиарда лет энергия Солнца покраснела и потемнела их поверхность, и не было найдено никакого правдоподобного объяснения их очевидной молодости. [ 14 ]
Однако более детальные исследования видимого и ближнего инфракрасного спектра Хаумеа [ 15 ] показывают, что это однородная поверхность, покрытая однородной смесью аморфного и кристаллического льда в соотношении 1: 1, содержащей не более 8% органических веществ. Такое большое количество аморфного льда на поверхности подтверждает, что столкновение должно было произойти более 100 миллионов лет назад. Этот результат согласуется с динамическими исследованиями и отвергает предположение о молодости поверхностей этих объектов. [ нужна ссылка ]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с Браун, Майкл Э.; Баркуме, Кристина М.; Рагозин, Дарин; Шаллер, Эмили Л. (2007). «Столкновительное семейство ледяных объектов в поясе Койпера» (PDF) . Природа . 446 (7133): 294–296. Бибкод : 2007Natur.446..294B . дои : 10.1038/nature05619 . ПМИД 17361177 . S2CID 4430027 .
- ^ Перейти обратно: а б Гарольд Ф. Левисон; Алессандро Морбиделли; Давид Вокруглицкий; Уильям Ф. Боттке (2008). «О происхождении рассеянного диска для столкновительного семейства EL 61 2003 года - пример важности столкновений в динамике малых тел». Астрономический журнал . 136 (3): 1079–1088. arXiv : 0809.0553 . Бибкод : 2008AJ....136.1079L . дои : 10.1088/0004-6256/136/3/1079 . S2CID 10861444 .
- ^ Перейти обратно: а б Снодграсс, Кэрри, Дюма, Эно (16 декабря 2009 г.). «Характеристика кандидатов в члены семьи (136108) Хаумеа». Астрономия и астрофизика . 511 : А72. arXiv : 0912.3171 . Бибкод : 2010A&A...511A..72S . дои : 10.1051/0004-6361/200913031 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Трухильо, Шеппард и Шаллер (14 февраля 2011 г.). «Фотометрическая система для обнаружения водяного и метанового льдов на объектах пояса Койпера». Астрофизический журнал . 730 (2): 105. arXiv : 1102.1971 . Бибкод : 2011ApJ...730..105T . дои : 10.1088/0004-637X/730/2/105 . S2CID 53942260 .
- ^ Перейти обратно: а б с Шлихтинг, Хильке Э.; Реем Сари (2009). «Создание конфликтной семьи Хаумеа». Астрофизический журнал . 700 (2): 1242–1246. arXiv : 0906.3893 . Бибкод : 2009ApJ...700.1242S . дои : 10.1088/0004-637X/700/2/1242 . S2CID 19022987 .
- ^ фонтана Марк, Чарльз; де ла Фуэнте Маркос, Рауль (1 февраля 2018 г.). «Динамически коррелированные малые тела во внешней Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 838–846. arXiv : 1710.07610 . Бибкод : 2018MNRAS.474..838D . дои : 10.1093/mnras/stx2765 .
{{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка ) - ^ Пинилья-Алонсо, Н.; Ликандро, Дж.; Гил-Хаттон, Р.; Брунетто, Р. (2007). «Богатая водным льдом поверхность (145453) RR43 2005 г.: аргумент в пользу популяции ТНО с обеднением углеродом?». Астрономия и астрофизика . 468 (1): L25. arXiv : astro-ph/0703098 . Бибкод : 2007A&A...468L..25P . дои : 10.1051/0004-6361:20077294 . S2CID 18546361 .
- ^ Пинилья-Алонсо, Н.; Ликандро, Дж.; Лоренци, В. (июль 2008 г.). «Видимая спектроскопия в окрестностях 2003EL{61}». Астрономия и астрофизика . 489 (1): 455–458. arXiv : 0807.2670 . Бибкод : 2008A&A...489..455P . дои : 10.1051/0004-6361:200810226 . S2CID 56098887 .
- ^ Праудфут, Бенджамин; Рагозин, Дарин (май 2019 г.). «Моделирование формирования семейства карликовой планеты Хаумеа» . Астрономический журнал . 157 (6): 230. arXiv : 1904.00038 . Бибкод : 2019AJ....157..230P . дои : 10.3847/1538-3881/ab19c4 . S2CID 90262136 .
- ^ Марк Бьюи, Подгонка орбиты и астрометрическая запись для 136108 , 11 ноября 2019 г.
- ^ Рагозин и Браун, Кандидаты в члены и оценка возраста семейства объекта пояса Койпера 2003 EL61 , представлено 4 сентября 2007 г.
- ^ Д. Рагоцзин; М. Е. Браун (4 сентября 2007 г.). «Кандидаты в члены и оценка возраста семейства объекта пояса Койпера 2003 EL 61 ». Астрономический журнал . 134 (6): 2160–2167. arXiv : 0709.0328 . Бибкод : 2007AJ....134.2160R . дои : 10.1086/522334 . S2CID 8387493 .
- ^ Д. Рагоцзин; М. Е. Браун (2007). «Кандидаты в члены и оценка возраста семейства объекта пояса Койпера 2003 EL 61 ». Астрономический журнал . 134 (6): 2160–2167. arXiv : 0709.0328 . Бибкод : 2007AJ....134.2160R . дои : 10.1086/522334 . S2CID 8387493 .
- ^ Дэвид Л. Рабиновиц; Брэдли Э. Шефер; Марта В. Шефер; Сюзанна В. Туртеллотт (2008). «Молодой облик столкновительного семейства EL61 2003 года». Астрономический журнал . 136 (4): 1502–1509. arXiv : 0804.2864 . Бибкод : 2008AJ....136.1502R . дои : 10.1088/0004-6256/136/4/1502 . S2CID 117167835 .
- ^ Н. Пинилья-Алонсо; Р. Брунетто; Дж. Ликандро; Р. Гил-Хаттон; Т.Л. Руш; Г. Страццулла (март 2009 г.). «Исследование поверхности 2003 EL61, крупнейшего обедненного углеродом объекта в транснептуновом поясе». Астрономия и астрофизика . 496 (2): 547. arXiv : 0803.1080 . Бибкод : 2009A&A...496..547P . дои : 10.1051/0004-6361/200809733 . S2CID 15139257 .
