Семейство Хаумеа

Семейство Хаумеа (зелёный), другие объекты пояса Койпера (голубой), Плутино и другие резонансные транснептуновые объекты (красный) и рассеянный диск (серый). Большая полуось=f(наклонение орбиты)

Семейство Хаумеа — это группа транснептуновых объектов, с аналогичными параметрами орбиты и практически одинаковыми спектрами, соответствующими почти чистому льду. Вычисления показывают, что это группа астероидов представляет собой транснептуновое семейство астероидов^[1]. Предполагается, что все члены семейства являются фрагментами одного большого родительского астероида, распавшегося когда-то в результате столкновения с другим крупным объектом^[2].

Характеристики

Семейство было названо в честь карликовой планеты Хаумеа (предварительное обозначение 2003 EL61), которая является крупнейшим членом данного семейства и одним из основных фрагментов родительского тела. Кроме него в семейство входит ещё несколько довольно крупных объектов пояса Койпера, скорость движения которых по орбите не превышает 150 м/с^[3]. Все члены семейства представляют собой ледяные тела и, как следствие, имеют довольно большое альбедо и размеры от 400 до 700 км в диаметре, поэтому самые крупные из них могут рассматриваться уже не просто как астероиды, а как карликовые планеты. Хотя следует отметить, что если выяснится, что их альбедо оказалось сильно занижено, то и размеры у этих объектов окажутся значительно меньше и они тогда могут легко лишится этого статуса или возможности претендовать на него.

Дисперсия собственных орбитальных элементов (англ.)русск. между членами семейства относительно небольшая и составляет около 5 % для большой полуоси, приблизительно 1,4 ° для наклона орбиты и 0,08 для эксцентриситета.

Для членов семейства характерен нейтральный показатель цвета, с ярко выраженными линиями поглощения в инфракрасной области спектра на длине 1,5 и 2,0 мкм, характерные для водяного льда^[4][5].

Формирование и эволюция

Предполагается, что родительский астероид, из которого образовалось семейства, составлял не менее 1600 км в диаметре и имел плотность не более 2000 кг/см³ и, вероятно, был похож на такие карликовые планеты, как Плутон или Эрида. В результате этого столкновения Хаумеа потеряла около 20 % своей изначальной массы, в основном лёд, и за счёт этого стала более плотной^[2].

Нынешние параметры орбиты членов семейства не укладываются в теорию возникновения семейства, как результат давнего столкновения. Чтобы объяснить данное распределение орбитальных элементов, необходимо предположить, что родительское тело перед столкновением двигалось со скоростью не менее 400 м/с, но тогда разброс его фрагментов при разрушении был бы гораздо больше, чем наблюдается сейчас у членов семейства. Данная проблема характерна только для карликовой планеты Хаумеа, для всех остальных членов семейства орбитальная скорость родительского астероида должна была составлять всего 140 м/с. Для объяснения такого расхождения было выдвинуто предположение, что первоначально орбитальные элементы Хаумеа были близки к параметрам других астероидов семейства, но её орбита и в особенности эксцентриситет сильно изменились после крупного вторичного столкновения с другим астероидом. В результате, в отличие от остальных членов семейства, Хаумеа имеет нестабильную, несколько хаотичную орбиту, находящуюся в орбитальном резонансе с Нептуном 7:12, что приводит к постоянному увеличению эксцентриситета этой карликовой планеты при каждом сближении с Нептуном. Вероятно, именно этот механизм привёл к увеличению эксцентриситета орбиты Хаумеа до его текущего значения^[2].

Второе предложение предполагает более сложный вариант образования семейства: материал, выброшенный из родительского астероида при первичном столкновении, не рассеивается в окружающем пространстве, а остаётся на орбите Хаумеа и постепенно слипается в большую луну, которая постепенно удаляется от карликовой планеты под действием приливной эволюции и в какой-то момент разрушается в результате вторичного столкновения. При этом её фрагменты рассеиваются в окружающее пространство, образуя семейство астероидов. Эта теория предполагает, что скорость движения астероидов семейства не будет превышать 190 м/с, что уже гораздо ближе к измеренной скорости членов семейства, составляющей 140 м/с. Она также позволяет объяснить огромную разницу в значении скорости основных астероидов группы и скорости самой Хаумеа, которая согласно расчётам не должна превышать 900 м/с^[3].

Знаком плюса («+») отмечен астероид (145453) 2005 RR₄₃ (B-V=0,77, V-R=0,41), обладающий наиболее характерными значениями показателя цвета для транснептуновых объектов. Те из них, которые входят в состав семейства Хаумеа находятся в левом нижнем углу изображения

Хаумеа может являться далеко не единственным большим быстровращающимся объектом эллиптической формы в поясе Койпера. В 2002 году Джевитт и Шеппард предложили, что другая карликовая планета (20000) Варуна, вследствие своего быстрого вращения, тоже может имеет удлинённую сильновытянутую форму. На ранних этапах истории в транснептуновой области Солнечной системы находилось гораздо большее количество объектов, чем в настоящее время, что создавало высокую вероятность столкновения между ними. Но под влиянием гравитационных взаимодействий с Нептуном многие из них были выброшены в более отдалённую область рассеянного диска.

На сегодняшний день Пояс Койпера является довольно малонаселённой областью, где вероятность столкновений между объектами крайне низка и составляет менее 0,1 %. Изначально образоваться в Поясе Койпера в более раннее время, когда его плотность была для этого ещё достаточно высока, семейство тоже не могло, так как за время с момента своего образования и до наших дней такая плотная группа была бы неминуемо рассеяна гравитационным влиянием Нептуна. Наличие же в поясе Койпера такого плотного астероидного семейства, возникшего как раз в результате столкновения, говорит о его сравнительно небольшом возрасте и может означать, что область рассеянного диска, где вероятность таких столкновений остаётся ещё достаточно высокой, и является местом происхождения семейства, которое лишь спустя какое-то время после своего образования переместилось в Пояс Койпера.

Результаты математического моделирования показывают, что вероятность наличия второго такого астероидного семейства в Солнечной системе составляет около 50 %, так что вполне возможно, что семейство Хаумеа является единственным в своём роде транснептуновым семейством^[1]. По оценкам такое столкновение в области рассеянного диска случается не чаще одного раза за миллиард лет, поэтому следует предполагать, что это довольно старое семейство, образовавшееся на заре формирования Солнечной системы^[6]. Но эта версия противоречит выводам других учёных, которые отмечают высокую яркость этих объектов, это свидетельствует, что они имеют сравнительно молодую поверхность возрастом не более 100 млн лет. Что довольно странно, ведь в течение миллиардов лет под действием солнечного излучения лёд должен был отчасти принять красный оттенок и потемнеть. Наличие высокого альбедо свидетельствует либо о молодости этих объектов, либо, что более вероятно, о периодическом обновлении льда на их поверхности. Возможно, это происходит в результате вторичных столкновений с более мелкими астероидами^[7].

Более детальные исследования в видимом и ближнем инфракрасном спектре подтверждают эту версию^[8]. По этим данным, поверхность Хаумеа состоит в равной доле из аморфного и кристаллического льда, а также простейших органических соединений (не более 8 %). Такое большое количество аморфного льда подтверждает, что столкновение произошло более 100 млн лет назад. Это хорошо согласуется с результатами динамических исследований и делает несостоятельной версию о молодости астероидов данного семейства. А отсутствие следов метана и аммиака или их соединений позволяет исключить возможность наличия криовулканизма на их поверхности.

Крупнейшие астероиды этого семейства

Имя	Диаметр	Большая полуось	Наклонение орбиты	Эксцентриситет орбиты	Год открытия
Хаумеа	1460 км	42,995 а. е.	28,218 °	0,198	2003
(19308) 1996 TO66	200 — 900 км	43,504 а. е.	27,359 °	0,116	1996
(24835) 1995 SM55	174 — 704 км	41,957 а. е.	27,000 °	0,106	1995
(55636) 2002 TX300	143 — 435 км	43,504 а. е.	25,826 °	0,126	2002
(86047) 1999 OY3	73,0 км	44,074 а. е.	24,191 °	0,171	1999
(120178) 2003 OP32	230,0 км	43,428 а. е.	27,112 °	0,107	2003
(145453) 2005 RR43	252,0 км	43,472 а. е.	28,492 °	0,143	2005
[9]	? км	42,902 а. е.	28,511 °	0,085	2003
2003
2005 CB79	? км	43,205 а. е.	28,646 °	0,139	2005

См. также

• Семейство астероидов
• Астероиды, сближающиеся с Землёй
• Троянские астероиды
• Дамоклоиды
• Кентавры
• Аполлоны
• Амуры
• Атоны

Примечания

1. ↑ ^{1 2} Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, David Vokrouhlický and William F. Bottke (2008). «On a Scattered Disc Origin for the 2003 EL₆₁ Collisional Family— an example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Sodies». The Astronomical Journal 136: 1079–1088. DOI:10.1088/0004-6256/136/3/1079. Проверено 2011-10-31.
2. ↑ ^{1 2 3} Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). «A collisional family of icy objects in the Kuiper belt». Nature 446 (7133): 294–296. DOI:10.1038/nature05619. PMID 17361177.
3. ↑ ^{1 2} Schlichting, Hilke E.; Re'em Sari (2009). «The Creation of Haumea's Collisional Family». The Astrophysical Journal. arΧiv:0906.3893.
4. ↑ N. Pinilla-Alonso, J. Licandro, R. Gil-Hutton and R. Brunetto The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: a case for a population of carbon-depleted TNOs? 468 (2007). Архивировано из первоисточника 13 июля 2012.
5. ↑ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Lorenzi, V. (июль 2008). «Visible spectroscopy in the neighborhood of 2003EL{61}». Astronomy and Astrophysics 489 (1). Bibcode: 2008A&A...489..455P.
6. ↑ D. Ragozzine; M. E. Brown (2007). «Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL₆₁». The Astronomical Journal 134 (6): 2160–2167. DOI:10.1086/522334. Проверено 2011-10-31.
7. ↑ David L. Rabinowitz, Bradley E. Schaefer, Martha W. Schaefer, Suzanne W. Tourtellotte (2008). «The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family». ArXiv.org. arΧiv:0804.2864. Проверено 2011-10-31.
8. ↑ N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, T. L. Roush, and G. Strazzulla (March 2009). «Study of the Surface of 2003 EL61, the largest carbon-depleted object in the trans-neptunian belt». Astronomy and Astrophysics 496 (2): 547. DOI:10.1051/0004-6361/200809733. Bibcode: 2009A&A...496..547P.
9. ↑ Snodgrass, Carry, Dumas, Hainaut (16 декабря 2009). «Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family». Астрофизический журнал  (англ.). arΧiv:0912.3171.

Ссылки

• New Body Parts from Kuiper Belt’s Haumea  (англ.)