Familjen Haumea är en grupp trans-neptuniska objekt med liknande omloppsparametrar och nästan identiska spektra motsvarande nästan ren is. Beräkningar visar att denna grupp är en trans-neptunisk familj av asteroider [1] . Det antas att alla familjemedlemmar är fragment av en stor förälderasteroid , som en gång bröts upp som ett resultat av en kollision med ett annat stort föremål [2] .
Familjen fick sitt namn efter dvärgplaneten Haumea (preliminär beteckning 2003 EL61), som är den största medlemmen i denna familj och ett av huvudfragmenten av moderkroppen. Utöver det inkluderar familjen flera ganska stora Kuiperbälteobjekt , vars spridning av omloppshastigheter inte överstiger 150 m/s [3] . Alla medlemmar av familjen består huvudsakligen av is och har som ett resultat ganska stor albedo . Den största av dem - med en diameter på 400-700 km - kan inte längre betraktas som asteroider, utan som dvärgplaneter . Även om det visar sig att deras albedo visade sig vara kraftigt underskattad, kommer storlekarna på dessa föremål att visa sig vara mycket mindre, och då kan de förlora denna status eller möjligheten att göra anspråk på den.
Spridningen av korrekta orbitalelement mellan familjemedlemmar är relativt liten och uppgår till cirka 5% för halvhuvudaxeln , cirka 1,4° för orbitallutningen och 0,08 för excentriciteten .
Medlemmar av familjen kännetecknas av ett neutralt färgindex med djupa absorptionsband i det infraröda området av spektrumet vid en längd av 1,5 och 2,0 μm , karakteristiskt för vattenis [4] [5] .
Det antas att moderasteroiden från vilken familjen bildades hade en diameter på cirka 1600 km och en densitet på cirka 2 g/cm 3 . Det liknade förmodligen dvärgplaneter som Pluto eller Eris . Som ett resultat av kollisionen förlorade Haumea cirka 20 % av sin ursprungliga massa, mestadels is, och på grund av detta blev den tätare [2] .
De nuvarande parametrarna för familjemedlemmarnas banor kan inte förklaras enbart av kollisionen. För att förklara fördelningen av deras orbitala element är det nödvändigt att anta att hastighetsspridningen av fragment av moderkroppen omedelbart efter nedslaget översteg 400 m/s, men då skulle spridningen av dessa fragment vara mycket större än vad som för närvarande observeras i familjemedlemmar. Detta problem berör endast Haumea; banorna för alla andra familjemedlemmar kan förklaras med antagandet att spridningen av initialhastigheterna endast var 140 m/s. Kanske är orsaken till denna diskrepans att Haumea (och bara hon) ibland går in i en 12:7 orbital resonans med Neptunus. Detta leder till en ökning av excentriciteten hos denna dvärgplanet med varje närmande till Neptunus. Förmodligen var det denna mekanism som ledde till en ökning av excentriciteten för Haumeas omloppsbana (inledningsvis nära excentriciteten hos andra medlemmar av familjen) till dess nuvarande värde [2] .
Det andra förslaget föreslår ett mer komplext sätt för familjebildning: materialet som skjuts ut från moderasteroiden under den första kollisionen sprids inte i det omgivande rymden, utan förblir i Haumeas omloppsbana och klibbar gradvis samman till en stor måne, som gradvis rör sig. bort från dvärgplaneten under påverkan av tidvattenkrafter och där -det ögonblicket förstörs som ett resultat av en sekundär kollision. Samtidigt är dess fragment utspridda i det omgivande rymden och bildar en familj av asteroider. Denna teori förutspår att asteroidfamiljens hastighetsspridning inte kommer att överstiga 190 m/s, vilket redan är mycket närmare den observerade hastighetsspridningen på 140 m/s. Det förklarar också det mycket lilla värdet av denna spridning jämfört med flykthastigheten för Haumea (ca 900 m/s) [3] .
Haumea är kanske inte det enda stora snabbt roterande elliptiska föremålet i Kuiperbältet. År 2002 föreslog Jewitt och Sheppard att en annan dvärgplanet (20000) Varuna , på grund av dess snabba rotation, också kan ha en långsträckt, mycket långsträckt form. I historiens tidiga skeden fanns det många fler föremål i den trans-neptuniska regionen av solsystemet än nu, vilket skapade en hög sannolikhet för en kollision mellan dem. Men under påverkan av gravitationsinteraktioner med Neptunus slängdes många av dem ut i ett mer avlägset område av den spridda skivan.
Idag är Kuiperbältet en ganska glest befolkad region där sannolikheten för kollisioner mellan föremål är extremt låg och är mindre än 0,1 % under solsystemets existens. Till en början bildades i Kuiperbältet vid en tidigare tidpunkt, när dess täthet fortfarande var tillräckligt hög för detta, kunde familjen inte heller, eftersom under tiden från dess bildande till våra dagar en så tät grupp oundvikligen skulle ha spridits av gravitationen Neptunus inflytande. Närvaron i Kuiperbältet av en så tät asteroidfamilj, som uppstod just som ett resultat av en kollision, indikerar dess relativt unga ålder och kan betyda att familjen uppstod i området för den spridda skivan , där sannolikheten för sådana kollisioner kvarstår ganska hög, och flyttade först då till Bältet Kuiper.
Resultaten av matematisk modellering visar att sannolikheten för uppkomsten av en sådan asteroidfamilj i solsystemet under dess existens är cirka 50 %, så det är mycket möjligt att familjen Haumea är den enda trans-neptuniska familjen i sitt slag [1 ] . Enligt beräkningar skulle den kunna nå nuvarande spridningsgrad på inte mindre än en miljard år. Därför är detta en ganska gammal familj, vars ålder är jämförbar med solsystemets ålder [6] . Men detta stämmer inte väl överens med den höga ljusstyrkan hos dessa föremål, vilket indikerar en liten (högst 100 miljoner år) ålder på deras yta. Detta är ganska konstigt, för under loppet av miljarder år, under påverkan av solstrålning, borde isen delvis ha fått en röd nyans och mörknat . Den höga albedo indikerar antingen ungdomen av dessa objekt eller, mer troligt, den senaste tidens förnyelse av is på deras yta. Kanske uppstår detta som ett resultat av kollisioner med mindre föremål [7] .
Mer detaljerade studier i det synliga och nära infraröda spektrumet bekräftar denna version [8] . Enligt dessa data består ytan av Haumea av en lika stor andel amorf och kristallin is, såväl som de enklaste organiska föreningarna (högst 8%). En så stor mängd amorf is bekräftar att kollisionen inträffade för mer än 100 miljoner år sedan. Detta stämmer väl överens med resultaten av dynamiska studier och gör versionen av ungdomen i denna familj av asteroider ohållbar. Och frånvaron av spår av metan och ammoniak eller deras föreningar gör det möjligt att utesluta möjligheten av närvaron av kryovulkanism på deras yta.
| namn | Diameter | Huvudaxel | Orbital lutning | Orbital excentricitet | Öppningsår |
|---|---|---|---|---|---|
| Haumea | 1460 km | 42.995 a. e. | 28,218 ° | 0,198 | 2003 |
| (19308) 1996 TILL 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 |