WikiDer > Семья Хаумеа

Haumea family
Для киногероя Хомейд см. Она (фильм 1965 года).
Коллизионная семья Хаумеа (зеленым), другие классический КБО (синий), Plutinos и другие резонансные объекты (красный) и SDO (серый). Радиус - большая полуось, угол наклона орбиты.

В Хаумеа или же Семья Хаумеан единственный идентифицированный транснептуновый коллизионная семья; то есть единственная группа транснептуновых объектов (TNO) с аналогичными орбитальными параметрами и спектрами (почти чистый водяной лед), которые предполагают, что они возникли в результате разрушительного воздействия тела-предшественника.[1] Расчеты показывают, что это, вероятно, единственное транснептуновое коллизионное семейство.[2]Члены известны как Хаумеиды.

Члены

Самые яркие члены семьи Хаумеа:
Объект(ЧАС)Диаметр
альбедо=0.7		V – R[3]
Хаумеа0.21,460 км0.33
2002 Техас3003.4334 км0.36
2003 OP323.9276 км0.39
2005 руб.434.1252 км0.41
2009 г.74.5200 км
1995 см554.6191 км0.39
2005 CB794.7182 км0.37
1996 TO664.8174 км0.39

Характеристики

Орбиты членов семьи Хаумеа, делятся большие полуоси около 43 а.е., а наклон около 27 °.

В карликовая планета Хаумеа является самым крупным членом семейства и ядром дифференцированного предка; другие идентифицированные члены являются луны Хаумеа и Объекты пояса Койпера (55636) 2002 TX300, (24835) 1995 СМ55, (19308) 1996 ТО66, (120178) 2003 OP32, (145453) 2005 руб.43, (86047) 1999 OY3, (416400) 2003 UZ117, (308193) 2005 CB79, 2003 SQ317[3] и (386723) 2009 г.7,[4] все со скоростью выброса из Хаумеа менее 150 м / с.[5] Самые яркие Хаумеиды имеют абсолютные величины (H) достаточно ярким, чтобы предположить размер от 400 до 700 км в диаметре, и поэтому возможные карликовые планеты, если бы у них был альбедо типичных ТНО; однако они, вероятно, будут намного меньше, так как считается, что это водно-ледяные тела с высоким альбедо. Дисперсия правильные орбитальные элементы членов составляет несколько процентов или меньше (5% для большая полуось, 1,4 ° для склонность и 0,08 для эксцентриситет).[6] На схеме показаны элементы орбиты членов семьи по отношению к другим TNOs.[нужна цитата]

Общие физические характеристики объектов включают нейтральные цвета и функции глубокого инфракрасного поглощения (при 1,5 и 2,0 мкм) типично для водяного льда.[7][8]

Орбиты участников

Коллизионная семья Хаумеа[9]
ИмяСредняя аномалия
M °		ЭпохаArg.Per
ω		Длинный
Ω °		Включая
я °		Ecc
е		Большая полуось
а (Австралия)		ЧАСАльбедо
136108 Хаумеа217.7722459000.5238.779122.16328.2140.19543.1820.20.66
(19308) 1996 ТО66139.3552459000.5242.001355.15827.3810.12043.3454.80.70
(24835) 1995 СМ55334.5982459000.570.84821.01627.0420.10141.6584.6>0.07
(55636) 2002 TX30077.7182459000.5340.338324.40925.8320.12643.2703.40.88
(86047) 1999 OY364.7352459000.5306.961301.71724.1540.17344.1586.80.70
(120178) 2003 OP3272.3552459000.571.889182.01627.1350.10943.4964.00.70
(145453) 2005 руб.4350.3292459000.5278.00485.79228.5740.13943.1124.00.703
(202421) 2005 UQ513[примечание 1]228.6692459000.5222.480307.53225.6990.14543.3293.60.31
(308193) 2005 CB79322.3482459000.592.975112.93628.6920.14243.2124.60.70
(315530) 2008 г.12953.9492459000.556.28914.87527.4190.13641.5464.7
(386723) 2009 г.7183.8302459000.5101.182141.38129.1140.14744.2034.30.70
(416400) 2003 UZ117344.3342459000.5246.134204.62927.4290.12944.0315.1
(523645) 2010 ВКонтакте201171.3022459000.589.649156.30828.8390.11643.0915.0
(543454) 2014 Гц19966.2952459000.585.26857.10127.8350.15443.2495.0
2003 SQ31711.0592459000.5191.080176.26828.5370.08242.7366.60.05–0.5
2011 г.62 (2015 AJ281)284.5782459000.58.239256.13026.8050.13043.1995.0
2014 LO28313.0262459000.5104.587287.07425.5350.12143.2195.3
2014 QW4411.1172459000.5202.336162.68128.7610.10644.4495.2
  1. ^ 2005 UQ513 отображает красный спектр в отличие от остальной части семейства Хаумеа, хотя динамически принадлежит к группе.

Резонансы с Нептуном

Текущие орбиты членов семьи не могут быть объяснены только столкновением формаций. Для объяснения разброса элементов орбиты начальная дисперсия скоростей ≈ 400 РС требуется, но такой разброс скоростей должен был разнести осколки намного дальше. Эта проблема касается только самого Хаумеа; элементы орбиты всех других объектов в семействе требуют разброса начальной скорости всего ≈ 140 м / с. Чтобы объяснить это несоответствие в требуемой дисперсии скоростей, Браун и его коллеги предполагают, что изначально Хаумеа имела элементы орбиты, более близкие к элементам других членов семейства, и его орбита (особенно эксцентриситет орбиты) изменилась после столкновения. В отличие от других членов семьи, Хаумеа находится в прерывистом режиме 7:12 резонанс с Нептуном,[10] что могло увеличить эксцентриситет Хаумеа до его нынешнего значения.[1]

Семья Хаумеа занимает область пояса Койпера, где множественные резонансы (включая 3: 5, 4: 7, 7:12, 10:17 и 11:19 - средние резонансы движения) взаимодействуют, приводя к орбитальной диффузии этого семейства столкновений.[11] Помимо прерывистого резонанса 7:12, который в настоящее время занимает сама Хаумеа, другие члены семейства занимают некоторые из других резонансов, и скачки резонанса (переключение от одного резонанса к другому) возможны в масштабе времени в сотни миллионов лет. (19308) 1996 ТО66, первый обнаруженный член семьи Хаумеа, в настоящее время пребывает в прерывистом резонансе 11:19.[12]

Становление и эволюция

Для коллизионного образования семейства требуется прародитель диаметром около 1660 км и плотностью ~ 2,0 г / см.3, похожий на Плутон и Эрис. Во время формационного столкновения Хаумеа потерял примерно 20% своей массы, в основном лед, и стал более плотным.[1]

Помимо эффектов резонансов с Нептуном, могут быть и другие сложности 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 до приливная эволюция, а затем был разбит во втором столкновении, разбросав осколки наружу.[5] Этот второй сценарий дает разброс скоростей ~ 190 м / с, что значительно ближе к измеренному ~ 140 м / с разбросу скоростей членов семейства; это также позволяет избежать трудности наблюдаемой дисперсии ~ 140 м / с, которая намного меньше, чем скорость убегания ~ 900 м / с Хаумеа.[5]

Хаумеа может быть не единственным вытянутым, быстро вращающимся крупным объектом в мире. Пояс Койпера. В 2002 году Джевитт и Шеппард предложенный который Варуна должен быть удлиненным, исходя из его быстрого вращения. В ранней истории Солнечная система, транснептуновая область могла бы содержать гораздо больше объектов, чем в настоящее время, что увеличивало бы вероятность столкновений между объектами. Гравитационное взаимодействие с Нептун с тех пор разбросал много объектов из пояса Койпера в рассеянный диск.[нужна цитата]

Наличие конфликтной семьи намекает на то, что Хаумеа и его «потомки» могли возникнуть в рассеянный диск. В сегодняшнем малонаселенном поясе Койпера вероятность такого столкновения, произошедшего с возрастом Солнечной системы, составляет менее 0,1 процента. Семья не могла образоваться в более плотном изначальном поясе Койпера, потому что такая сплоченная группа была бы разрушена Последующая миграция Нептуна в пояс, что, как полагают, было причиной его низкой плотности тока. Следовательно, представляется вероятным, что область динамического рассеянного диска, в которой вероятность такого столкновения намного выше, является местом происхождения объекта, который станет Хаумеа и его родственником. Моделирование показывает, что вероятность появления одного такого семейства в Солнечной системе составляет примерно 50%, поэтому вполне возможно, что семейство Хаумеа уникально.[2]

Знаки + 2005 руб.43 (B − V = 0,77, V − R = 0,41) на этом цветовом графике TNO. Все остальные члены семьи Хаумеа расположены в нижнем левом углу этой точки.

Поскольку для того, чтобы группа распространилась так далеко, потребовалось бы по крайней мере миллиард лет, считается, что столкновение, в результате которого возникла семья Хаумеа, произошло очень рано в истории Солнечной системы.[13] Это противоречит выводам Рабиновица и его коллег, которые обнаружили в своих исследованиях группы, что их поверхности были замечательно яркими; их цвет говорит о том, что они недавно (то есть в течение последних 100 миллионов лет) были покрыты свежим льдом. В течение миллиарда лет энергия Солнца покраснела бы и потемнела бы их поверхности, и не было найдено правдоподобного объяснения их кажущейся 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, вместе с не более чем 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 опровергает предположение о молодости поверхностей этих объектов.[нужна цитата]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c Браун, Майкл Э .; Баркуме, Кристина М .; Рагоззин, Дарин; Шаллер, Эмили Л. (2007). «Коллизионное семейство ледяных объектов в поясе Койпера» (PDF). Природа. 446 (7133): 294–296. Bibcode:2007Натура.446..294Б. Дои:10.1038 / природа05619. PMID 17361177.
  2. ^ а б Гарольд Ф. Левисон; Алессандро Морбиделли; Давид Вокроухлицки; Уильям Ф. Боттке (2008). "На разбросанном диске происхождения для 2003 EL61 Коллизионное семейство - пример важности столкновений в динамике малых тел ». Астрономический журнал. 136 (3): 1079–1088. arXiv:0809.0553. Bibcode:2008AJ .... 136.1079L. Дои:10.1088/0004-6256/136/3/1079.
  3. ^ а б Снодграсс, Керри, Дюма, Эно (16 декабря 2009 г.). "Характеристика кандидатов в члены (136108) семьи Хаумеа". Астрономия и астрофизика. 511: A72. arXiv:0912.3171. Bibcode:2010A&A ... 511A..72S. Дои:10.1051/0004-6361/200913031.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
  4. ^ Трухильо, Шеппард и Шаллер (14 февраля 2011 г.). «Фотометрическая система для обнаружения льда воды и метана на объектах пояса Койпера». Астрофизический журнал. 730 (2): 105. arXiv:1102.1971. Bibcode:2011ApJ ... 730..105T. Дои:10.1088 / 0004-637X / 730/2/105.
  5. ^ а б c Schlichting, Hilke E .; Реем Сари (2009). «Создание конфликтной семьи Хаумеа». Астрофизический журнал. 700 (2): 1242–1246. arXiv:0906.3893. Bibcode:2009ApJ ... 700.1242S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 700/2/1242.
  6. ^ де ла Фуэнте Маркос, Карлос; 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. Bibcode:2018МНРАС.474..838Д. Дои:10.1093 / мнрас / stx2765.
  7. ^ Pinilla-Alonso, N .; Licandro, J .; Gil-Hutton, R .; Брунетто, Р. (2007). «Богатая водяным льдом поверхность (145453) 2005 RR43: случай обедненного углеродом населения TNOs?». Астрономия и астрофизика. 468: L25. arXiv:astro-ph / 0703098. Bibcode:2007A&A ... 468L..25P. Дои:10.1051/0004-6361:20077294.
  8. ^ Pinilla-Alonso, N .; Licandro, J .; Лоренци, В. (июль 2008 г.). «Видимая спектроскопия в районе 2003EL {61}». Астрономия и астрофизика. 489 (1): 455–458. arXiv:0807.2670. Bibcode:2008A&A ... 489..455P. Дои:10.1051/0004-6361:200810226.
  9. ^ Гордый Фут, Бенджамин; Рагоззин, Дарин (май 2019 г.). «Моделирование формирования семейства карликовой планеты Хаумеа». Астрономический журнал. arXiv:1904.00038. Дои:10.3847 / 1538-3881 / ab19c4.
  10. ^ Марк Буйе, Подгонка орбиты и астрометрический рекорд для 136108, 11 ноября 2019
  11. ^ Рагоззин и Браун, Кандидаты в члены и возрастная оценка семейства объекта пояса Койпера 2003 EL61, представлено 4 сентября 2007 г.
  12. ^ Д. Рагоззин; М. Э. Браун (4 сентября 2007 г.). "Кандидаты в члены и оценка возраста семейства объектов пояса Койпера 2003 EL61". Астрономический журнал. 134 (6): 2160–2167. arXiv:0709.0328. Bibcode:2007AJ .... 134.2160R. Дои:10.1086/522334.
  13. ^ Д. Рагоззин; М. Э. Браун (2007). "Кандидаты в члены и оценка возраста семейства объектов пояса Койпера 2003 EL61". Астрономический журнал. 134 (6): 2160–2167. arXiv:0709.0328. Bibcode:2007AJ .... 134.2160R. Дои:10.1086/522334.
  14. ^ Дэвид Л. Рабинович; Брэдли Э. Шефер; Марта В. Шефер; Сюзанна В. Туртеллотт (2008). "Молодой вид столкновительной семьи 2003 года EL61". Астрономический журнал. 136 (4): 1502–1509. arXiv:0804.2864. Bibcode:2008AJ .... 136.1502R. Дои:10.1088/0004-6256/136/4/1502.
  15. ^ Н. Пинилья-Алонсо; Р. Брунетто; Дж. Ликандро; Р. Гил-Хаттон; Т. Л. Руш; Г. Страззулла (март 2009 г.). «Исследование поверхности 2003 г. EL61, крупнейшего обедненного углеродом объекта транснептунового пояса». Астрономия и астрофизика. 496 (2): 547. arXiv:0803.1080. Bibcode:2009A&A ... 496..547P. Дои:10.1051/0004-6361/200809733.

внешняя ссылка