Haumea-perhe on ryhmä transneptunisia esineitä , joilla on samanlaiset kiertorataparametrit ja lähes identtiset spektrit , jotka vastaavat lähes puhdasta jäätä. Laskelmat osoittavat, että tämä ryhmä on transneptuninen asteroidiperhe [1] . Oletetaan, että kaikki perheen jäsenet ovat fragmentteja yhdestä suuresta emo- asteroidista , joka kerran hajosi törmäyksen seurauksena toisen suuren esineen kanssa [2] .
Perhe on nimetty kääpiöplaneetan Haumean mukaan (alustava nimitys 2003 EL61), joka on tämän perheen suurin jäsen ja yksi emoruumiin tärkeimmistä palasista. Sen lisäksi perheeseen kuuluu useita melko suuria Kuiper -vyökohteita , joiden kiertoradan nopeuksien dispersio ei ylitä 150 m/s [3] . Kaikki perheenjäsenet koostuvat pääasiassa jäästä ja heillä on sen seurauksena melko suuri albedo . Suurimpia niistä - halkaisijaltaan 400-700 km - ei voida enää pitää asteroideina, vaan kääpiöplaneetoina . Vaikka jos osoittautuu, että heidän albedonsa osoittautui suuresti aliarvioituksi, näiden esineiden koot osoittautuvat paljon pienemmiksi, ja sitten he voivat menettää tämän tilan tai mahdollisuuden vaatia sitä.
Oikeiden kiertoradan elementtien dispersio perheen jäsenten välillä on suhteellisen pieni ja se on noin 5 % puolipääakselilla , noin 1,4° kiertoradan kaltevuudella ja 0,08 epäkeskisyydellä .
Perheen jäsenille on ominaista neutraali väriindeksi , jossa syvät absorptiokaistat spektrin infrapuna-alueella 1,5 ja 2,0 μm :n pituuksilla , mikä on ominaista vesijäälle [4] [5] .
Oletetaan, että emo-asteroidin, josta perhe muodostui, halkaisija oli noin 1600 km ja tiheys noin 2 g/ cm3 . Se oli todennäköisesti samanlainen kuin kääpiöplaneetat, kuten Pluto tai Eris . Törmäyksen seurauksena Haumea menetti noin 20 % alkuperäisestä massastaan, enimmäkseen jäätä, ja tämän seurauksena se tiheni [2] .
Perheenjäsenten kiertoradan tämänhetkisiä parametreja ei voida selittää pelkästään törmäyksellä. Niiden kiertoradan elementtien jakautumisen selittämiseksi on välttämätöntä olettaa, että emokappaleen fragmenttien nopeusdispersio välittömästi törmäyksen jälkeen ylitti 400 m/s, mutta silloin näiden fragmenttien leviäminen olisi paljon suurempi kuin mitä tällä hetkellä havaitaan. perheenjäsenet. Tämä ongelma koskee vain Haumeaa; kaikkien muiden perheenjäsenten kiertoradat voidaan selittää olettaen, että alkunopeuksien hajonta oli vain 140 m/s. Ehkä syy tähän eroon on se, että Haumea (ja vain hän) siirtyy joskus 12:7 kiertoradalle Neptunuksen kanssa. Tämä johtaa tämän kääpiöplaneetan eksentrisyyden lisääntymiseen jokaisen lähestymisen yhteydessä Neptunukseen. Todennäköisesti juuri tämä mekanismi johti Haumean kiertoradan epäkeskisyyden kasvuun (alun perin lähellä perheen muiden jäsenten kiertoradan epäkeskisyyttä) sen nykyiseen arvoon [2] .
Toinen ehdotus ehdottaa monimutkaisempaa tapaa perheen muodostamiseen: alkuperäisen törmäyksen aikana lähtöasteroidista sinkoutunut materiaali ei hajoa ympäröivään tilaan, vaan jää Haumean kiertoradalle ja tarttuu vähitellen yhteen suureksi kuuksi, joka siirtyy vähitellen. pois kääpiöplaneetalta vuorovesivoimien vaikutuksesta ja jossa -se hetki tuhoutuu toissijaisen törmäyksen seurauksena. Samaan aikaan sen fragmentit ovat hajallaan ympäröivään tilaan muodostaen asteroidien perheen. Tämä teoria ennustaa, että asteroidiperheen nopeusdispersio ei ylitä 190 m/s, mikä on jo paljon lähempänä havaittua nopeusdispersiota 140 m/s. Se selittää myös tämän dispersion erittäin pienen arvon verrattuna Haumean pakonopeuteen (noin 900 m/s) [3] .
Haumea ei ehkä ole ainoa suuri nopeasti pyörivä elliptinen esine Kuiperin vyöhykkeessä. Vuonna 2002 Jewitt ja Sheppard ehdottivat, että toisella kääpiöplaneetalla (20000) Varunalla saattaa myös olla pitkänomainen, erittäin pitkänomainen muoto nopean pyörimisensä vuoksi. Historian alkuvaiheessa aurinkokunnan transneptunisella alueella oli paljon enemmän esineitä kuin nyt, mikä loi suuren törmäyksen todennäköisyyden niiden välille. Mutta Neptunuksen kanssa tapahtuneiden gravitaatiovuorovaikutusten vaikutuksesta monet heistä sinkoutuivat hajallaan olevan levyn kaukaisemmalle alueelle.
Nykyään Kuiper-vyöhyke on melko harvaan asuttu alue, jossa esineiden välisten törmäysten todennäköisyys on erittäin pieni ja alle 0,1 % aurinkokunnan olemassaolon aikana. Alunperin Kuiperin vyöhykkeeseen muodostunut aikaisempi aika, jolloin sen tiheys oli vielä riittävän suuri tähän, perhe ei myöskään voinut, koska sen muodostumisesta nykypäivään niin tiheä ryhmä olisi väistämättä hajallaan painovoiman vaikutuksesta. Neptunuksen vaikutus. Tällaisen tiheän asteroidiperheen esiintyminen Kuiperin vyöhykkeessä, joka syntyi juuri törmäyksen seurauksena, osoittaa sen suhteellisen nuorea ikää ja voi tarkoittaa, että perhe syntyi hajalevyn alueella , jossa tällaisten törmäysten todennäköisyys säilyy. melko korkealla, ja vasta sitten siirtyi Kuiperiin.
Matemaattisen mallinnuksen tulokset osoittavat, että yhden tällaisen asteroidiperheen ilmaantumisen todennäköisyys aurinkokunnassa sen olemassaolon aikana on noin 50 %, joten on täysin mahdollista, että Haumea-suku on lajissaan ainoa trans-Neptuninen perhe [1 ] . Laskelmien mukaan se voi saavuttaa nykyisen hajautusasteen vähintään miljardissa vuodessa. Siksi tämä on melko vanha perhe, jonka ikä on verrattavissa aurinkokunnan ikään [6] . Mutta tämä ei sovi hyvin näiden esineiden suuren kirkkauden kanssa, mikä osoittaa niiden pinnan pienen (enintään 100 miljoonan vuoden) iän. Tämä on melko outoa, koska miljardien vuosien aikana auringon säteilyn vaikutuksesta jään olisi pitänyt saada osittain punaista sävyä ja tummua . Korkea albedo osoittaa joko näiden esineiden nuoruutta tai todennäköisemmin jään äskettäistä uusiutumista niiden pinnalla. Ehkä tämä tapahtuu törmäysten seurauksena pienempien esineiden kanssa [7] .
Tarkemmat tutkimukset näkyvässä ja lähi-infrapunaspektrissä vahvistavat tämän version [8] . Näiden tietojen mukaan Haumean pinta koostuu yhtä suuresta osasta amorfista ja kiteistä jäätä sekä yksinkertaisimpia orgaanisia yhdisteitä (enintään 8 %). Tällainen suuri määrä amorfista jäätä vahvistaa, että törmäys tapahtui yli 100 miljoonaa vuotta sitten. Tämä on hyvin sopusoinnussa dynaamisten tutkimusten tulosten kanssa ja tekee tämän asteroidiperheen nuoruudesta kestämättömän. Ja metaanin ja ammoniakin tai niiden yhdisteiden jäämien puuttuminen mahdollistaa kryovulkanismin esiintymisen niiden pinnalla.
| Nimi | Halkaisija | Pääakseli | Orbitaalinen kaltevuus | Orbitaalin epäkeskisyys | Avausvuosi |
|---|---|---|---|---|---|
| Haumea | 1460 km | 42.995 a. e. | 28,218 ° | 0,198 | 2003 |
| (19308) 1996 - 66 | 200-900 km | 43.504 a. e. | 27,359° | 0,116 | 1996 |
| (24835) 1995 SM 55 | 174 - 704 km | 41.957 a. e. | 27 000° | 0,106 | 1995 |
| (55636) 2002 TX 300 | 143 - 435 km | 43.504 a. e. | 25,826° | 0,126 | 2002 |
| (86047) 1999 OY 3 | 73,0 km | 44.074 a. e. | 24,191° | 0,171 | 1999 |
| (120178) 2003 OP 32 | 230,0 km | 43.428 a. e. | 27,112° | 0,107 | 2003 |
| (145453) 2005 RR 43 | 252,0 km | 43.472 a. e. | 28,492° | 0,143 | 2005 |
| (308193) 2005 CB79 | 158 km | 43.205 a. e. | 28,646° | 0,139 | 2005 |
| (416400) 2003 UZ117 | ? km | 44.431 a. e. | 27,375° | 0,135 | 2003 |
| 2003 SQ 317 [9] | ? km | 42.902 a. e. | 28,511° | 0,085 | 2003 |