A Haumea család a transzneptuniai objektumok csoportja , amelyek hasonló pályaparaméterekkel és szinte azonos spektrummal rendelkeznek, amelyek szinte tiszta jégnek felelnek meg. A számítások azt mutatják, hogy ez a csoport egy transzneptúniai aszteroidacsalád [1] . Feltételezzük, hogy a család minden tagja egy nagy szülőaszteroida töredéke , amely egykor egy másik nagy tárggyal való ütközés következtében felbomlott [2] .
A család a Haumea törpebolygóról kapta a nevét (a kísérleti jelölés 2003 EL61), amely e család legnagyobb tagja és az anyatest egyik fő töredéke. Ezen kívül a családba tartozik még több meglehetősen nagy Kuiper-öv objektum , amelyek keringési sebességének szórása nem haladja meg a 150 m/s-ot [3] . A család minden tagja elsősorban jégből áll, és ennek eredményeként meglehetősen nagy albedójuk van . Közülük a legnagyobb - 400-700 km átmérőjű - már nem aszteroidának, hanem törpebolygónak tekinthető . Bár ha kiderül, hogy albedójukat erősen alábecsülték, akkor ezeknek az objektumoknak a mérete sokkal kisebb lesz, és elveszíthetik ezt a státuszt vagy az igénylés lehetőségét.
A megfelelő pályaelemek diszperziója a család tagjai között viszonylag kicsi, és körülbelül 5% a félnagytengely esetében, körülbelül 1,4° a pálya dőlésénél és 0,08 az excentricitásnál .
A család tagjait a vízjégre jellemző semleges színindex jellemzi , a spektrum infravörös tartományában 1,5 és 2,0 μm hosszúságú mély abszorpciós sávokkal [4] [5] .
Feltételezik, hogy a szülőaszteroida, amelyből a család létrejött, körülbelül 1600 km átmérőjű és körülbelül 2 g/cm 3 sűrűségű volt . Valószínűleg hasonló volt a törpebolygókhoz, például a Plútóhoz vagy az Eriszhez . Az ütközés következtében Haumea eredeti tömegének mintegy 20%-át, nagyrészt jeget veszítette el, és ennek köszönhetően sűrűsödött [2] .
A családtagok pályájának jelenlegi paraméterei nem magyarázhatók pusztán az ütközéssel. Orbitális elemeik eloszlásának magyarázatához fel kell tételezni, hogy az anyatest töredékeinek sebességi szóródása közvetlenül a becsapódás után meghaladta a 400 m/s-ot, de akkor ezeknek a töredékeknek a terjedése sokkal nagyobb lenne, mint a jelenleg megfigyelhető családtagok. Ez a probléma csak Haumeát érinti; a család összes többi tagjának pályája azzal magyarázható, hogy a kezdeti sebességek szórása mindössze 140 m/s volt. Ennek az eltérésnek talán az az oka, hogy Haumea (és csak ő) időnként 12:7-es orbitális rezonanciába lép a Neptunusszal. Ez a törpebolygó excentricitásának növekedéséhez vezet a Neptunusz minden egyes megközelítésével. Valószínűleg ez a mechanizmus vezetett Haumea pályájának excentricitásának (kezdetben közel a család többi tagjának pályájának excentricitásának) jelenlegi értékére [2] .
A második javaslat a családalapítás bonyolultabb módját javasolja: a szülőaszteroidából a kezdeti ütközés során kilökődő anyag nem oszlik szét a környező térben, hanem a Haumea pályáján marad, és fokozatosan összetapad egy nagy holddá, amely fokozatosan mozog. távol a törpebolygótól árapály-erők hatására, és amelyben -az a pillanat egy másodlagos ütközés következtében megsemmisül. Ugyanakkor töredékei szétszóródnak a környező térben, kisbolygók családját alkotva. Ez az elmélet azt jósolja, hogy az aszteroidacsalád sebességdiszperziója nem haladja meg a 190 m/s-ot, ami már sokkal közelebb áll a megfigyelt 140 m/s-os sebességszóródáshoz. Ez megmagyarázza ennek a diszperziónak a nagyon kicsi értékét is a Haumea szökési sebességéhez képest (körülbelül 900 m/s) [3] .
Lehet, hogy nem a Haumea az egyetlen nagy, gyorsan forgó elliptikus objektum a Kuiper-övben. 2002-ben Jewitt és Sheppard felvetették, hogy egy másik törpebolygó (20000), a Varuna is, gyors forgása miatt, szintén hosszúkás, erősen megnyúlt alakkal rendelkezhet. A történelem korai szakaszában sokkal több objektum volt a Naprendszer transzneptunusz régiójában, mint most, ami nagy valószínűséggel ütközött közöttük. De a Neptunusszal való gravitációs kölcsönhatások hatására sok közülük a szétszórt korong egy távolabbi tartományába került.
Ma a Kuiper-öv egy meglehetősen ritkán lakott régió, ahol az objektumok ütközésének valószínűsége rendkívül alacsony, és a Naprendszer fennállása alatt kevesebb, mint 0,1%. A kezdetben a Kuiper-övben kialakult, egy korábbi időpontban, amikor sűrűsége még elég nagy volt ehhez, a család sem tudott, mivel a kialakulásától napjainkig egy ilyen sűrű csoportot elkerülhetetlenül szétszórt volna a gravitáció. a Neptunusz hatása. Egy ilyen sűrű aszteroidacsalád jelenléte a Kuiper-övben, amely pontosan egy ütközés következtében keletkezett, viszonylag fiatal korára utal, és azt jelentheti, hogy a család a szétszórt korong régiójában keletkezett , ahol az ilyen ütközések valószínűsége továbbra is fennáll. elég magasra, és csak ezután költözött a Kuiper-övbe.
A matematikai modellezés eredményei azt mutatják, hogy egy ilyen aszteroidacsalád megjelenésének valószínűsége a Naprendszerben a létezése során körülbelül 50%, így nagyon valószínű, hogy a Haumea család az egyetlen transzneptuniai család a maga nemében [1 ] . Számítások szerint nem kevesebb, mint egymilliárd év alatt érheti el a szóródás jelenlegi fokát. Ezért ez egy meglehetősen régi család, amelynek kora a Naprendszer korához hasonlítható [6] . De ez nem egyezik jól ezeknek az objektumoknak a nagy fényességével, amely felületük kicsi (legfeljebb 100 millió éves) korát jelzi. Ez azért elég furcsa, mert évmilliárdok alatt a napsugárzás hatására a jégnek részben vörös árnyalatot kellett volna felvennie és elsötétülnie . A magas albedó vagy ezeknek az objektumoknak a fiatalságát jelzi, vagy valószínűbb, hogy a jég nemrégiben megújult a felszínükön. Talán ez a kisebb tárgyakkal való ütközések eredményeként következik be [7] .
A látható és közeli infravörös spektrumban végzett részletesebb vizsgálatok megerősítik ezt a verziót [8] . Ezen adatok szerint Haumea felszíne egyenlő arányban áll amorf és kristályos jégből, valamint a legegyszerűbb szerves vegyületekből (legfeljebb 8%). Az ilyen nagy mennyiségű amorf jég megerősíti, hogy az ütközés több mint 100 millió évvel ezelőtt történt. Ez jó egyezést mutat a dinamikus vizsgálatok eredményeivel, és tarthatatlanná teszi az aszteroidacsalád fiatalkori változatát. A metán és ammónia vagy vegyületeik nyomainak hiánya pedig lehetővé teszi a kriovulkanizmus jelenlétének kizárását a felületükön.
| Név | Átmérő | Főtengely | Orbitális dőlésszög | Orbitális excentricitás | Nyitás éve |
|---|---|---|---|---|---|
| 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 |