Семейство Хаумеа | это... Что такое Семейство Хаумеа? (original) (raw)
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].
Содержание
- 1 Характеристики
- 2 Формирование и эволюция
- 3 Крупнейшие астероиды этого семейства
- 4 См. также
- 5 Примечания
- 6 Ссылки
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 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.
- ↑ 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.
- ↑ 1 2 Schlichting, Hilke E.; Re'em Sari (2009). «The Creation of Haumea's Collisional Family». The Astrophysical Journal. arΧiv:0906.3893.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Snodgrass, Carry, Dumas, Hainaut (16 декабря 2009). «Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family». Астрофизический журнал (англ.). arΧiv:0912.3171.