Сімейство Гаумеа

Сімейство Гаумеа — група транснептунових об'єктів з близькими параметрами орбіти і практично однаковими спектрами, відповідними майже чистому льоду. Обчислення показують, що ця група є транснептуновим сімейством Астероїдів[1]. Передбачається, що всі члени сімейства є фрагментами одного невеликого батьківського астероїда, що розпався колись в результаті зіткнення з іншим великим об'єктом[2].

Діаграма, де показані велика піввісь і нахил орбіти для різних об'єктів зовнішньої Сонячної системи. Сімейство Гаумеа показано зеленим, інші об'єкти поясу Койпера — блакитним, плутіно і інші резонансні транснептунові об'єкти — червоним, розсіяний диск — сірим

Характеристики

Сімейство було названо на честь карликової планети Гаумеа (карликова планета) (попереднє позначення 2003 EL61), яка є найбільшим членом даного сімейства і одним з основних фрагментів батьківського тіла. Крім нього, в сімейство входить ще кілька досить великих об'єктів поясу Койпера, дисперсія орбітальних швидкостей яких не перевищує 150 м/с[3]. Всі члени сімейства складаються в основному з льоду і, як наслідок, мають досить велике альбедо. Найбільші з них — з діаметром 400—700 км — можуть розглядатися вже не просто як астероїди, а як карликові планети. Хоча слід зазначити, що якщо з'ясується, що їх альбедо виявилося сильно заниженим, то і розміри у цих об'єктів виявляться значно менше і вони тоді можуть легко позбутися цього статусу або можливості претендувати на нього.

Дисперсія власних орбітальних елементів між членами родини відносно невелика і складає близько 5 % для великої піввісі, приблизно 1,4 ° для нахилу орбіти і 0,08 для ексцентриситету.

Для членів сімейства характерний нейтральний показник кольору з глибокими смугами поглинання в інфрачервоній області спектра на довжині 1,5 і 2,0 мкм, характерні для водяного льоду[4][5].

Еволюція

Передбачається, що батьківський астероїд, з якого утворилося сімейство, має діаметр близько 1600 км, а щільність — близько 2 г / см³. Ймовірно, він був схожий на такі карликові планети, як Плутон або Ерида. В результаті зіткнення Гаумеа втратила близько 20 % своєї початкової маси, в основному лід, і за рахунок цього стала щільнішою[2].

Нинішні параметри орбіт членів сімейства не можуть бути пояснені одним тільки зіткненням. Щоб пояснити розподіл їх орбітальних елементів, необхідно припустити, що дисперсія швидкостей фрагментів батьківського тіла відразу після удару перевищувала 400 м/с, але тоді розкид цих фрагментів був би набагато більшим, ніж спостерігається. Ця проблема стосується тільки Гаумеа; орбіти всіх інших членів сімейства можуть бути пояснені припущенням, що дисперсія початкових швидкостей становила всього 140 м/с. Можливо, причина в тому, що Гаумеа (і тільки вона) іноді входить в орбітальний резонанс 12:7 з Нептуном. Це призводить до збільшення ексцентриситету цієї карликової планети при кожному зближенні з Нептуном. Ймовірно, саме цей механізм призвів до збільшення ексцентриситету орбіти Гаумеа (спочатку близького до ексцентриситету орбіт інших членів сімейства) до його поточного значення[2].

Друга пропозиція передбачає більш складний спосіб утворення сімейства: матеріал, викинутий з батьківського астероїда при первинному зіткненні, не розсіюється в навколишньому просторі, а залишається на орбіті Гаумеа і поступово злипається в більший місяць, який поступово віддаляється від карликової планети під дією припливних сил і в якийсь момент руйнується в результаті вторинного зіткнення. При цьому її фрагменти розсіюються в навколишній простір, утворюючи сімейство астероїдів. Ця теорія передбачає, що дисперсія швидкостей астероїдів сімейства не буде перевищувати 190 м/с, що вже набагато ближче до спостережуваної дисперсії швидкостей, що становить 140 м/с. Вона також дозволяє пояснити дуже маленьке значення цієї дисперсії в порівнянні з ІІ космічною швидкістю для Гаумеа (близько 900 м/с)[3].

Транснептунові об'єкти на діаграмі з показниками кольору по осях. Знаком плюса («+») відзначений найбільш корисний член сімейства Гаумеа — астероїд (145453) 2005 RR43 (показники кольору: B-V = 0,77m, V-R = 0,41m). Решта представників сімейства пофарбовані ще слабше і, відповідно, знаходяться лівіше і нижче

Гаумеа може бути далеко не єдиним великим швидко обертаючимся об'єктом еліптичної форми в поясі Койпера. У 2002 році Джевітт і Шеппард запропонували, що інша карликова планета (20000) Варуна, внаслідок свого швидкого обертання, теж може мати подовжену сильно витягнуту форму. На ранніх етапах історії в транснептунової області Сонячної системи знаходилося набагато більше об'єктів, ніж зараз, що створювало високу ймовірність зіткнення між ними. Але під впливом гравітаційних взаємодій з Нептуном багато з них були викинуті в більш віддалену область розсіяного диска.

На сьогоднішній день Пояс Койпера є досить малонаселеною областю, де ймовірність зіткнень між об'єктами вкрай низька і становить менше 0,1 % за час існування Сонячної системи. Спочатку утворитися в Поясі Койпера в більш ранній час, коли його щільність була для цього ще досить висока, сімейство теж не могло, тому що за час з моменту свого утворення і до наших днів така щільна група була б неминуче розсіяна гравітаційним впливом Нептуна. Наявність же в поясі Койпера такого щільного астероїдного сімейства, який виник якраз в результаті зіткнення, говорить про його порівняно невеликий вік і може означати, що сімейство виникло в області розсіяного диска, де ймовірність таких зіткнень залишається ще досить високою, і лише потім перемістилося в Пояс Койпера.

Результати математичного моделювання показують, що ймовірність появи одного такого астероїдного сімейства в Сонячній системі за час її існування становить близько 50 %, так що цілком можливо, що сімейство Гаумеа є єдиним у своєму роді транснептуновим сімейством[1]. Досягти сьогоднішнього ступеня розсіяності воно могло, згідно з розрахунками, не менше ніж за мільярд років. Отже, це досить старе сімейство, вік якого можна порівняти з віком Сонячної системи[6]. Але це погано узгоджується з високою яскравістю цих об'єктів, яка вказує на невеликий (не більше 100 млн років) вік їх поверхні. Це досить дивно, адже протягом мільярдів років під дією сонячного випромінювання лід повинен був частково прийняти червоний відтінок і потемніти. Високе альбедо свідчить або про молодість цих об'єктів, або, що більш імовірно, про недавнє оновлення льоду на їх поверхні. Можливо, це відбувається в результаті зіткнень з більш дрібними об'єктами[7].

Більш детальні дослідження у видимому і ближньому інфрачервоному спектрі підтверджують цю версію[8]. За цими даними, поверхня Гаумеа складається в рівній частці з аморфного і кристалічного льоду, а також найпростіших органічних сполук (не більше 8 %). Така велика кількість аморфного льоду підтверджує, що зіткнення сталося понад 100 млн років тому. Це добре узгоджується з результатами динамічних досліджень і робить неспроможною версію про молодість астероїдів даного сімейства. А відсутність слідів метану й аміаку або їх з'єднань дозволяє виключити можливість наявності кріовулканізму на їх поверхні.

Див. також

Примітки
  1. Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, David Vokrouhlický and William F. Bottke (2008).
  2. Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007).
  3. Schlichting, Hilke E.; Re'em Sari (2009).
  4. Pinilla-Alonso N., Licandro J., Gil-Hutton R., Brunetto R. (2007).
  5. Pinilla-Alonso N.; Licandro J.; Lorenzi V. (2008).
  6. D. Ragozzine; M. E. Brown (2007).
  7. David L. Rabinowitz, Bradley E. Schaefer, Martha W. Schaefer, Suzanne W. Tourtellotte (2008).
  8. N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, T. L. Roush, and G. Strazzulla (March 2009).

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.