Familia Haumea este un grup de obiecte trans-neptuniene cu parametri orbitali similari și spectre aproape identice corespunzând gheții aproape pure. Calculele arată că acest grup este o familie trans-neptuniană de asteroizi [1] . Se presupune că toți membrii familiei sunt fragmente ale unui asteroid părinte mare , care s-a destrămat odată ca urmare a unei coliziuni cu un alt obiect mare [2] .
Familia a fost numită după planeta pitică Haumea (desemnare provizorie 2003 EL61), care este cel mai mare membru al acestei familii și unul dintre principalele fragmente ale corpului părintelui. Pe lângă aceasta, familia include câteva obiecte destul de mari din centura Kuiper , a căror dispersie a vitezelor orbitale nu depășește 150 m/s [3] . Toți membrii familiei sunt formați în principal din gheață și, ca urmare, au un albedo destul de mare . Cea mai mare dintre ele - cu un diametru de 400-700 km - nu mai poate fi considerată ca asteroizi, ci ca planete pitice . Deși, dacă se dovedește că albedo-ul lor s-a dovedit a fi mult subestimat, atunci dimensiunile acestor obiecte se vor dovedi a fi mult mai mici și atunci pot pierde acest statut sau posibilitatea de a-l revendica.
Dispersia elementelor orbitale adecvate între membrii familiei este relativ mică și se ridică la aproximativ 5% pentru semiaxa majoră , aproximativ 1,4° pentru înclinarea orbitală și 0,08 pentru excentricitate .
Membrii familiei se caracterizează printr-un indice de culoare neutru cu benzi profunde de absorbție în regiunea infraroșie a spectrului la o lungime de 1,5 și 2,0 μm , caracteristic gheții de apă [4] [5] .
Se presupune că asteroidul părinte din care s-a format familia avea un diametru de aproximativ 1600 km și o densitate de aproximativ 2 g/cm 3 . Probabil era asemănătoare cu planetele pitice precum Pluto sau Eris . Ca urmare a ciocnirii, Haumea a pierdut aproximativ 20% din masa sa inițială, mai ales gheață, iar din această cauză a devenit mai densă [2] .
Parametrii actuali ai orbitelor membrilor familiei nu pot fi explicați numai prin ciocnire. Pentru a explica distribuția elementelor lor orbitale, este necesar să presupunem că viteza de dispersie a fragmentelor corpului părinte imediat după impact a depășit 400 m/s, dar atunci răspândirea acestor fragmente ar fi mult mai mare decât se observă în prezent în membrii familiei. Această problemă îl privește doar pe Haumea; orbitele tuturor celorlalți membri ai familiei pot fi explicate presupunând că dispersia vitezelor inițiale a fost de numai 140 m/s. Poate că motivul acestei discrepanțe este că Haumea (și numai ea) intră uneori într-o rezonanță orbitală 12:7 cu Neptun. Acest lucru duce la o creștere a excentricității acestei planete pitice cu fiecare apropiere de Neptun. Probabil, acest mecanism a fost cel care a dus la o creștere a excentricității orbitei lui Haumea (inițial apropiată de excentricitatea orbitelor altor membri ai familiei) până la valoarea sa actuală [2] .
A doua propunere sugerează o modalitate mai complexă de formare a familiei: materialul ejectat din asteroidul părinte în timpul coliziunii inițiale nu se dispersează în spațiul înconjurător, ci rămâne pe orbita Haumea și se lipește treptat într-o lună mare, care se mișcă treptat. departe de planeta pitică sub influența forțelor mareelor și în care -acel moment este distrus ca urmare a unei coliziuni secundare. În același timp, fragmentele sale sunt împrăștiate în spațiul înconjurător, formând o familie de asteroizi. Această teorie prezice că viteza de dispersie a familiei de asteroizi nu va depăși 190 m/s, ceea ce este deja mult mai aproape de viteza de dispersie observată de 140 m/s. De asemenea, explică valoarea foarte mică a acestei dispersii în comparație cu viteza de evacuare pentru Haumea (aproximativ 900 m/s) [3] .
Haumea poate să nu fie singurul obiect eliptic mare care se rotește rapid din centura Kuiper. În 2002, Jewitt și Sheppard au sugerat că o altă planetă pitică (20000) Varuna , datorită rotației sale rapide, poate avea și o formă alungită, foarte alungită. În primele etape ale istoriei, în regiunea trans-neptuniană a sistemului solar existau mult mai multe obiecte decât acum, ceea ce a creat o probabilitate mare de coliziune între ele. Dar sub influența interacțiunilor gravitaționale cu Neptun , multe dintre ele au fost aruncate într-o regiune mai îndepărtată a discului împrăștiat.
Astăzi, centura Kuiper este o regiune destul de slab populată în care probabilitatea de coliziuni între obiecte este extrem de scăzută și este mai mică de 0,1% în timpul existenței sistemului solar. Formată inițial în Centura Kuiper într-o perioadă mai devreme, când densitatea sa era încă suficient de mare pentru aceasta, familia nu a putut, de asemenea, deoarece în timpul de la formarea sa și până în prezent un grup atât de dens ar fi fost inevitabil dispersat de gravitația. influența lui Neptun. Prezența în Centura Kuiper a unei familii atât de dense de asteroizi, care a apărut tocmai ca urmare a unei coliziuni, indică vârsta relativ fragedă și poate însemna că familia a apărut în regiunea discului împrăștiat , unde probabilitatea unor astfel de coliziuni rămâne. destul de sus și abia apoi sa mutat în Centura Kuiper.
Rezultatele modelării matematice arată că probabilitatea apariției unei astfel de familii de asteroizi în sistemul solar în timpul existenței sale este de aproximativ 50%, deci este foarte posibil ca familia Haumea să fie singura familie trans-neptuniană de acest gen [1] ] . Potrivit calculelor, ar putea atinge gradul actual de dispersie în nu mai puțin de un miliard de ani. Prin urmare, aceasta este o familie destul de veche, a cărei vârstă este comparabilă cu vârsta sistemului solar [6] . Dar acest lucru nu este de acord cu luminozitatea ridicată a acestor obiecte, ceea ce indică o vârstă mică (nu mai mult de 100 de milioane de ani) a suprafeței lor. Acest lucru este destul de ciudat, deoarece de-a lungul a miliarde de ani, sub influența radiației solare, gheața ar fi trebuit să capete parțial o nuanță roșie și să se întunece . Albedo-ul ridicat indică fie tinerețea acestor obiecte, fie, mai probabil, reînnoirea recentă a gheții de pe suprafața lor. Poate că acest lucru se întâmplă ca urmare a ciocnirilor cu obiecte mai mici [7] .
Studii mai detaliate în spectrul vizibil și în infraroșu apropiat confirmă această versiune [8] . Conform acestor date, suprafața Haumea este formată dintr-o proporție egală de gheață amorfă și cristalină, precum și din cei mai simpli compuși organici (nu mai mult de 8%). O cantitate atât de mare de gheață amorfă confirmă faptul că ciocnirea a avut loc acum mai bine de 100 de milioane de ani. Acest lucru este în concordanță cu rezultatele studiilor dinamice și face ca versiunea tinereții acestei familii de asteroizi să nu fie sustenabilă. Iar absența urmelor de metan și amoniac sau compușii acestora face posibilă excluderea posibilității prezenței criovulcanismului pe suprafața lor.
| Nume | Diametru | Axa majoră | Înclinarea orbitală | Excentricitatea orbitală | Anul deschiderii |
|---|---|---|---|---|---|
| Haumea | 1460 km | 42.995 a. e. | 28,218 ° | 0,198 | 2003 |
| (19308) 1996 LA 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 |