Família Haumea - Haumea family
A família Haumea ou Haumean é a única família colisional trans-Neptuniana identificada ; isto é, o único grupo de objetos transnetunianos (TNOs) com parâmetros orbitais e espectros semelhantes (água gelada quase pura) que sugerem que eles se originaram no impacto destrutivo de um corpo progenitor. Os cálculos indicam que é provavelmente a única família colisional trans-Neptuniana. Os membros são conhecidos como Haumeids .
Membros
| Objeto | (H) | Diâmetro albedo = 0,7 |
V – R |
|---|---|---|---|
| Haumea | 0,2 | 1.460 km | 0,33 |
| 2002 TX 300 | 3,4 | 332 km | 0,36 |
| 2003 OP 32 | 3,9 | 276 km | 0,39 |
| 2005 RR 43 | 4,1 | 252 km | 0,41 |
| 2009 YE 7 | 4,5 | 200 km | |
| 1995 SM 55 | 4,6 | 191 km | 0,39 |
| 2005 CB 79 | 4,7 | 182 km | 0,37 |
| 1996 TO 66 | 4,8 | 174 km | 0,39 |
Características
O planeta anão Haumea é o maior membro da família e o núcleo do progenitor diferenciado; outros membros identificados são as luas de Haumea e os objetos do cinturão de Kuiper (55636) 2002 TX 300 , (24835) 1995 SM 55 , (19308) 1996 TO 66 , (120178) 2003 OP 32 , (145453) 2005 RR 43 , (86047 ) 1999 OY 3 , (416400) 2003 UZ 117 , (308193) 2005 CB 79 , 2003 SQ 317 e (386723) 2009 YE 7 , todos com uma velocidade de ejeção de Haumea inferior a 150 m / s. Os Haumeides mais brilhantes têm magnitudes absolutas (H) brilhantes o suficiente para sugerir um tamanho entre 400 e 700 km de diâmetro e, portanto, possíveis planetas anões , se eles tivessem os albedos de TNOs típicos; no entanto, é provável que sejam muito menores, pois se pensa que são corpos gelados com albedos altos. A dispersão dos elementos orbitais próprios dos membros é de alguns por cento ou menos (5% para o semieixo maior , 1,4 ° para a inclinação e 0,08 para a excentricidade ). O diagrama ilustra os elementos orbitais dos membros da família em relação a outros TNOs .
As características físicas comuns dos objetos incluem cores neutras e características de absorção de infravermelho profundo (em 1,5 e 2,0 μm ) típicas de gelo de água.
Órbitas de membros
| Nome |
Anomalia média M ° |
Época |
Arg.Per ω |
Ω ° longo |
Incl i ° |
Ecc e |
Semi-eixo maior a (AU) |
H | Albedo |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 136108 Haumea | 217,772 | 2459000,5 | 238,779 | 122,163 | 28,214 | 0,195 | 43,182 | 0,2 | 0,66 |
| (19308) 1996 TO 66 | 139.355 | 2459000,5 | 242,001 | 355,158 | 27.381 | 0,120 | 43.345 | 4,8 | 0,70 |
| (24835) 1995 SM 55 | 334.598 | 2459000,5 | 70.848 | 21.016 | 27.042 | 0,101 | 41,658 | 4,6 | > 0,07 |
| (55636) 2002 TX 300 | 77,718 | 2459000,5 | 340,338 | 324,409 | 25.832 | 0,126 | 43.270 | 3,4 | 0,88 |
| (86047) 1999 OY 3 | 64,735 | 2459000,5 | 306.961 | 301,717 | 24,154 | 0,173 | 44,158 | 6,8 | 0,70 |
| (120178) 2003 OP 32 | 72.355 | 2459000,5 | 71,889 | 182.016 | 27,135 | 0,109 | 43.496 | 4,0 | 0,70 |
| (145453) 2005 RR 43 | 50,329 | 2459000,5 | 278,004 | 85,792 | 28.574 | 0,139 | 43,112 | 4,0 | 0,703 |
| (202421) 2005 UQ 513 | 228.669 | 2459000,5 | 222.480 | 307.532 | 25.699 | 0,145 | 43,329 | 3,6 | 0,31 |
| (308193) 2005 CB 79 | 322.348 | 2459000,5 | 92.975 | 112.936 | 28,692 | 0,142 | 43,212 | 4,6 | 0,70 |
| (315530) 2008 AP 129 | 53,949 | 2459000,5 | 56,289 | 14.875 | 27.419 | 0,136 | 41.546 | 4,7 | |
| (386723) 2009 YE 7 | 183.830 | 2459000,5 | 101,182 | 141.381 | 29,114 | 0,147 | 44,203 | 4,3 | 0,70 |
| (416400) 2003 UZ 117 | 344.334 | 2459000,5 | 246,134 | 204.629 | 27,429 | 0,129 | 44.031 | 5,1 | |
| (523645) 2010 VK 201 | 171,302 | 2459000,5 | 89,649 | 156,308 | 28.839 | 0,116 | 43.091 | 5.0 | |
| (543454) 2014 HZ 199 | 66,295 | 2459000,5 | 85,268 | 57,101 | 27.835 | 0,154 | 43,249 | 5.0 | |
| 2003 SQ 317 | 11,059 | 2459000,5 | 191.080 | 176,268 | 28.537 | 0,082 | 42,736 | 6,6 | 0,05–0,5 |
| 2011 FW 62 ( 2015 AJ 281 ) | 284.578 | 2459000,5 | 8,239 | 256,130 | 26,805 | 0,130 | 43,199 | 5.0 | |
| 2014 LO 28 | 313.026 | 2459000,5 | 104.587 | 287.074 | 25.535 | 0,121 | 43,219 | 5,3 | |
| 2014 QW 441 | 1,117 | 2459000,5 | 202,336 | 162,681 | 28,761 | 0,106 | 44.449 | 5,2 |
Ressonâncias com Neptuno
As órbitas atuais dos membros da família não podem ser explicadas apenas pela colisão formacional. Para explicar a propagação dos elementos orbitais, uma dispersão de velocidade inicial de ≈ 400 m / s é necessária, mas tal propagação de velocidade deveria ter dispersado os fragmentos muito mais. Este problema se aplica apenas ao próprio Haumea; os elementos orbitais de todos os outros objetos da família requerem uma dispersão de velocidade inicial de apenas ≈ 140 m / s. Para explicar essa incompatibilidade na dispersão de velocidade necessária, Brown e colegas sugerem que Haumea inicialmente tinha elementos orbitais mais próximos daqueles dos outros membros da família e sua órbita (especialmente a excentricidade orbital) mudou após a colisão. Ao contrário dos outros membros da família, Haumea está em uma ressonância intermitente de 7:12 com Netuno, o que poderia ter aumentado a excentricidade de Haumea ao seu valor atual.
A família Haumea ocupa uma região do cinturão de Kuiper onde múltiplas ressonâncias (incluindo as ressonâncias de movimento médio 3: 5, 4: 7, 7:12, 10:17 e 11:19 ) interagem, levando à difusão orbital dessa família de colisão . Ao lado da ressonância intermitente 7:12 atualmente ocupada pelo próprio Haumea, outros membros da família ocupam algumas das outras ressonâncias, e o salto de ressonância (mudar de uma ressonância para outra) é possível em uma escala de tempo de centenas de milhões de anos. (19308) 1996 TO 66 , o primeiro membro da família Haumea a ser descoberto, está atualmente em uma ressonância intermitente 11:19.
Formação e evolução
A formação colisional da família requer um progenitor com cerca de 1660 km de diâmetro, com uma densidade de ~ 2,0 g / cm 3 , semelhante a Plutão e Eris . Durante a colisão formacional, Haumea perdeu cerca de 20% de sua massa, principalmente gelo, e se tornou mais densa.
Além dos efeitos das ressonâncias com Netuno, pode haver outras complicações na origem da família. Foi sugerido que o material ejetado na colisão inicial pode ter coalescido em uma grande lua de Haumea, que gradualmente aumentou sua distância de Haumea através da evolução das marés , e foi posteriormente quebrada em uma segunda colisão, dispersando seus fragmentos para fora. Este segundo cenário produz uma dispersão de velocidade de ~ 190 m / s, consideravelmente mais próxima da dispersão de velocidade medida de ~ 140 m / s dos membros da família; também evita a dificuldade da dispersão observada de ~ 140 m / s ser muito menor do que a velocidade de escape de ~ 900 m / s de Haumea.
Haumea pode não ser o único objeto grande alongado e girando rapidamente no cinturão de Kuiper . Em 2002, Jewitt e Sheppard sugeriram que Varuna fosse alongada, com base em sua rotação rápida. No início da história do Sistema Solar , a região transnetuniana teria contido muito mais objetos do que atualmente, aumentando a probabilidade de colisões entre objetos. A interação gravitacional com Netuno , desde então, espalhou muitos objetos fora do cinturão de Kuiper para o disco espalhado .
A presença da família colisional sugere que Haumea e sua "prole" podem ter se originado no disco espalhado . No cinturão de Kuiper de hoje, com população esparsa, a chance de tal colisão ocorrer durante a era do Sistema Solar é inferior a 0,1 por cento. A família não poderia ter se formado no cinturão de Kuiper primordial mais denso porque um grupo tão unido teria sido interrompido pela migração subsequente de Netuno para o cinturão, que se acredita ter sido a causa de sua baixa densidade atual. Portanto, parece provável que a região dinâmica do disco espalhado, na qual a possibilidade de tal colisão é muito maior, seja o local de origem para o objeto que se tornaria Haumea e seus parentes. Simulações sugerem que a probabilidade de uma dessas famílias no Sistema Solar é de aproximadamente 50%, então é possível que a família Haumea seja única.
Como o grupo teria levado pelo menos um bilhão de anos para se difundir tanto, acredita-se que a colisão que criou a família Haumea tenha ocorrido bem no início da história do Sistema Solar. Isso entra em conflito com as descobertas de Rabinowitz e colegas que descobriram em seus estudos do grupo que suas superfícies eram notavelmente brilhantes; sua cor sugere que eles recentemente (isto é, nos últimos 100 milhões de anos) ressurgiram com gelo fresco. Ao longo de uma escala de tempo de até um bilhão de anos, a energia do Sol teria avermelhado e escurecido suas superfícies, e nenhuma explicação plausível foi encontrada para explicar sua aparente juventude.
No entanto, estudos mais detalhados do espectro visível e infravermelho próximo de Haumea mostram que é uma superfície homogênea coberta por uma mistura íntima 1: 1 de gelo amorfo e cristalino, junto com não mais que 8% de orgânicos. Esta grande quantidade de gelo amorfo na superfície confirma que o evento colisional deve ter acontecido há mais de 100 milhões de anos. Esse resultado concorda com os estudos dinâmicos e descarta a suposição de que as superfícies desses objetos são jovens.