La familia Haumea es un grupo de objetos transneptunianos con parámetros orbitales similares y espectros casi idénticos correspondientes a hielo casi puro. Los cálculos muestran que este grupo es una familia de asteroides transneptunianos [1] . Se supone que todos los miembros de la familia son fragmentos de un gran asteroide padre , que una vez se rompió como resultado de una colisión con otro objeto grande [2] .
La familia recibió su nombre del planeta enano Haumea (designación provisional 2003 EL61), que es el miembro más grande de esta familia y uno de los principales fragmentos del cuerpo principal. Además, la familia incluye varios objetos del cinturón de Kuiper bastante grandes , cuya dispersión de velocidades orbitales no supera los 150 m/s [3] . Todos los miembros de la familia están compuestos principalmente de hielo y, como resultado, tienen un albedo bastante grande . Los más grandes de ellos -con un diámetro de 400-700 km- ya no pueden considerarse asteroides, sino planetas enanos . Aunque si resulta que su albedo resultó estar muy subestimado, entonces los tamaños de estos objetos resultarán ser mucho más pequeños, y entonces pueden perder este estatus o la oportunidad de reclamarlo.
La dispersión de los elementos orbitales propios entre los miembros de la familia es relativamente pequeña y asciende a alrededor del 5% para el semieje mayor , alrededor de 1,4° para la inclinación orbital y 0,08 para la excentricidad .
Los miembros de la familia se caracterizan por un índice de color neutro con bandas de absorción profunda en la región infrarroja del espectro en una longitud de 1,5 y 2,0 μm , característico del hielo de agua [4] [5] .
Se supone que el asteroide padre a partir del cual se formó la familia tenía un diámetro de unos 1600 km y una densidad de unos 2 g/cm 3 . Probablemente era similar a planetas enanos como Plutón o Eris . Como resultado de la colisión, Haumea perdió alrededor del 20% de su masa original, en su mayoría hielo, y debido a esto se volvió más denso [2] .
Los parámetros actuales de las órbitas de los miembros de la familia no pueden explicarse solo por la colisión. Para explicar la distribución de sus elementos orbitales, es necesario suponer que la velocidad de dispersión de los fragmentos del cuerpo original inmediatamente después del impacto superó los 400 m/s, pero entonces la dispersión de estos fragmentos sería mucho mayor de lo que se observa actualmente en miembros de la familia. Este problema concierne solo a Haumea; las órbitas de todos los demás miembros de la familia se pueden explicar asumiendo que la dispersión de las velocidades iniciales fue de solo 140 m/s. Quizás la razón de esta discrepancia es que Haumea (y solo ella) a veces entra en resonancia orbital 12:7 con Neptuno. Esto conduce a un aumento de la excentricidad de este planeta enano con cada acercamiento a Neptuno. Probablemente, fue este mecanismo el que condujo a un aumento de la excentricidad de la órbita de Haumea (inicialmente cercana a la excentricidad de las órbitas de otros miembros de la familia) a su valor actual [2] .
La segunda propuesta sugiere una forma más compleja de formación de familias: el material expulsado del asteroide padre durante la colisión inicial no se dispersa en el espacio circundante, sino que permanece en la órbita de Haumea y se une gradualmente en una gran luna, que se mueve gradualmente. lejos del planeta enano bajo la influencia de las fuerzas de marea y en el que -ese momento es destruido como resultado de una colisión secundaria. Al mismo tiempo, sus fragmentos se dispersan por el espacio circundante, formando una familia de asteroides. Esta teoría predice que la dispersión de velocidad de la familia de asteroides no superará los 190 m/s, que ya está mucho más cerca de la dispersión de velocidad observada de 140 m/s. También explica el valor muy pequeño de esta dispersión en comparación con la velocidad de escape de Haumea (alrededor de 900 m/s) [3] .
Haumea puede no ser el único gran objeto elíptico que gira rápidamente en el cinturón de Kuiper. En 2002, Jewitt y Sheppard sugirieron que otro planeta enano (20000) Varuna , debido a su rápida rotación, también podría tener una forma alargada, muy alargada. En las primeras etapas de la historia, había muchos más objetos en la región transneptuniana del sistema solar que ahora, lo que creaba una alta probabilidad de colisión entre ellos. Pero bajo la influencia de las interacciones gravitatorias con Neptuno , muchas de ellas fueron expulsadas hacia una región más distante del disco disperso.
Hoy en día, el cinturón de Kuiper es una región bastante escasamente poblada donde la probabilidad de colisiones entre objetos es extremadamente baja y es inferior al 0,1 % durante la existencia del sistema solar. Inicialmente formada en el Cinturón de Kuiper en una época anterior, cuando su densidad aún era lo suficientemente alta para esto, la familia tampoco pudo, ya que durante el tiempo desde su formación hasta el día de hoy, un grupo tan denso habría sido inevitablemente dispersado por la fuerza gravitacional. influencia de Neptuno. La presencia en el Cinturón de Kuiper de una familia de asteroides tan densa, que surgió precisamente como resultado de una colisión, indica su edad relativamente joven y puede significar que la familia surgió en la región del disco disperso , donde se mantiene la probabilidad de tales colisiones. bastante alto, y solo entonces se trasladó al Belt Kuiper.
Los resultados de los modelos matemáticos muestran que la probabilidad de aparición de una familia de asteroides de este tipo en el sistema solar durante su existencia es de alrededor del 50 %, por lo que es muy posible que la familia Haumea sea la única familia transneptuniana de este tipo [1 ] . Según los cálculos, podría alcanzar el grado de dispersión actual en nada menos que mil millones de años. Por lo tanto, esta es una familia bastante antigua, cuya edad es comparable a la edad del sistema solar [6] . Pero esto no concuerda bien con el alto brillo de estos objetos, lo que indica una edad pequeña (no más de 100 millones de años) de su superficie. Esto es bastante extraño, porque en el transcurso de miles de millones de años, bajo la influencia de la radiación solar, el hielo debería haberse vuelto parcialmente rojo y oscurecido . El alto albedo indica la juventud de estos objetos o, más probablemente, la reciente renovación del hielo en su superficie. Quizás esto ocurra como resultado de colisiones con objetos más pequeños [7] .
Estudios más detallados en el espectro visible e infrarrojo cercano confirman esta versión [8] . Según estos datos, la superficie de Haumea se compone a partes iguales de hielo amorfo y cristalino, así como de los compuestos orgánicos más simples (no más del 8%). Una cantidad tan grande de hielo amorfo confirma que la colisión ocurrió hace más de 100 millones de años. Esto está en buen acuerdo con los resultados de los estudios dinámicos y hace insostenible la versión de la juventud de esta familia de asteroides. Y la ausencia de trazas de metano y amoníaco o sus compuestos permite excluir la posibilidad de la presencia de criovulcanismo en su superficie.
Nombre | Diámetro | eje mayor | Inclinación orbital | Excentricidad orbital | año de apertura |
---|---|---|---|---|---|
haumea | 1460 kilometros | 42.995 a. mi. | 28.218 ° | 0.198 | 2003 |
(19308) 1996 AL 66 | 200 - 900 kilómetros | 43.504 a. mi. | 27.359° | 0.116 | 1996 |
(24835) 1995 SM 55 | 174 - 704 kilometros | 41.957 a. mi. | 27,000° | 0.106 | 1995 |
(55636) 2002 TX 300 | 143 - 435 kilometros | 43.504 a. mi. | 25.826° | 0.126 | 2002 |
(86047) 1999 OY 3 | 73,0 kilometros | 44.074 a. mi. | 24.191° | 0.171 | 1999 |
(120178) 2003 PO 32 | 230,0 kilometros | 43.428 a. mi. | 27.112° | 0.107 | 2003 |
(145453) 2005 RR 43 | 252,0 kilometros | 43.472 a. mi. | 28.492° | 0.143 | 2005 |
(308193) 2005CB79 | 158 kilometros | 43.205 a. mi. | 28.646° | 0.139 | 2005 |
(416400) 2003UZ117 | ? kilómetros | 44.431 a. mi. | 27.375° | 0.135 | 2003 |
2003 SQ 317 [9] | ? kilómetros | 42.902 a. mi. | 28.511° | 0.085 | 2003 |