Familia Haumea - Haumea family
La familia Haumea o Haumean es la única familia de colisión transneptuniana identificada ; es decir, el único grupo de objetos transneptunianos (TNO) con parámetros orbitales y espectros similares (hielo de agua casi puro) que sugiere que se originaron en el impacto disruptivo de un cuerpo progenitor. Los cálculos indican que probablemente sea la única familia de colisión transneptuniana. Los miembros se conocen como Haumeids .
Miembros
| Objeto | (H) | Diámetro albedo = 0,7 |
V – R |
|---|---|---|---|
| Haumea | 0,2 | 1.460 kilometros | 0,33 |
| 2002 TX 300 | 3.4 | 332 kilometros | 0,36 |
| 2003 OP 32 | 3.9 | 276 kilometros | 0,39 |
| 2005 RR 43 | 4.1 | 252 kilometros | 0,41 |
| 2009 YE 7 | 4.5 | 200 kilometros | |
| 1995 SM 55 | 4.6 | 191 kilometros | 0,39 |
| 2005 CB 79 | 4.7 | 182 kilometros | 0,37 |
| 1996 AL 66 | 4.8 | 174 kilometros | 0,39 |
Caracteristicas
El planeta enano Haumea es el miembro más grande de la familia y el núcleo del progenitor diferenciado; otros miembros identificados son las lunas de Haumea y los objetos del cinturón 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 y (386723) 2009 YE 7 , todos con una velocidad de expulsión desde Haumea de menos de 150 m / s. Los Haumeids más brillantes tienen magnitudes absolutas (H) lo suficientemente brillantes como para sugerir un tamaño de entre 400 y 700 km de diámetro y, por lo tanto, posibles planetas enanos , si tuvieran los albedos de los TNO típicos; sin embargo, es probable que sean mucho más pequeños, ya que se cree que son cuerpos de agua helada con altos albedos. La dispersión de los elementos orbitales adecuados de los miembros es un pequeño porcentaje o menos (5% para el semieje mayor , 1,4 ° para la inclinación y 0,08 para la excentricidad ). El diagrama ilustra los elementos orbitales de los miembros de la familia en relación con otros TNO .
Las características físicas comunes de los objetos incluyen colores neutros y características de absorción de infrarrojos profundos (a 1,5 y 2,0 μm ) típicas del hielo de agua.
Órbitas de miembros
| Nombre |
Anomalía media M ° |
Época |
Arg. Por ω |
Ω ° largo |
Incl i ° |
Ecc e |
Semieje mayor 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 AL 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 AÑO 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 |
Resonancias con Neptuno
Las órbitas actuales de los miembros de la familia no pueden explicarse únicamente por la colisión formativa. Para explicar la dispersión de los elementos orbitales, se requiere una dispersión de velocidad inicial de ≈ 400 m / s , pero dicha dispersión de velocidad debería haber dispersado los fragmentos mucho más. Este problema se aplica sólo a la propia Haumea; los elementos orbitales de todos los demás objetos de la familia requieren una dispersión de velocidad inicial de solo ≈ 140 m / s. Para explicar este desajuste en la dispersión de velocidad requerida, Brown y sus colegas sugieren que Haumea inicialmente tenía elementos orbitales más cercanos a los de los otros miembros de la familia y su órbita (especialmente la excentricidad orbital) cambió después de la colisión. A diferencia de los otros miembros de la familia, Haumea está en una resonancia intermitente de 7:12 con Neptuno, lo que podría haber aumentado la excentricidad de Haumea a su valor actual.
La familia Haumea ocupa una región del cinturón de Kuiper donde interactúan múltiples resonancias (incluidas las resonancias de movimiento medio 3: 5, 4: 7, 7:12, 10:17 y 11:19 ), lo que lleva a la difusión orbital de esa familia de colisión. . Además de la resonancia intermitente 7:12 actualmente ocupada por Haumea, otros miembros de la familia ocupan algunas de las otras resonancias, y el salto de resonancia (cambiar de una resonancia a otra) es posible en una escala de tiempo de cientos de millones de años. (19308) 1996 TO 66 , el primer miembro de la familia Haumea en ser descubierto, se encuentra actualmente en una resonancia intermitente de 11:19.
Formación y evolución
La formación de colisión de la familia requiere un progenitor de unos 1660 km de diámetro, con una densidad de ~ 2,0 g / cm 3 , similar a Plutón y Eris . Durante la colisión formacional, Haumea perdió aproximadamente el 20% de su masa, principalmente hielo, y se volvió más densa.
Además de los efectos de las resonancias con Neptuno, pueden existir otras complicaciones en el origen de la familia. Se ha sugerido que el material expulsado en la colisión inicial puede haberse fusionado en una gran luna de Haumea, que gradualmente aumentó su distancia de Haumea a través de la evolución de las mareas , y luego se rompió en una segunda colisión, dispersando sus fragmentos hacia afuera. Este segundo escenario produce una dispersión de velocidad de ~ 190 m / s, considerablemente más cercana a la dispersión de velocidad medida de ~ 140 m / s de los miembros de la familia; también evita la dificultad de que la dispersión de ~ 140 m / s observada sea mucho menor que la velocidad de escape de ~ 900 m / s de Haumea.
Es posible que Haumea no sea el único objeto grande alargado que gira rápidamente en el cinturón de Kuiper . En 2002, Jewitt y Sheppard sugirieron que Varuna debería alargarse, basándose en su rápida rotación. En la historia temprana del Sistema Solar , la región transneptuniana habría contenido muchos más objetos de los que tiene en la actualidad, aumentando la probabilidad de colisiones entre objetos. Desde entonces, la interacción gravitacional con Neptuno ha dispersado muchos objetos del cinturón de Kuiper al disco disperso .
La presencia de la familia en colisión sugiere que Haumea y su "descendencia" podrían haberse originado en el disco disperso . En el actual cinturón de Kuiper, escasamente poblado, la probabilidad de que ocurra una colisión de este tipo a lo largo de la edad del Sistema Solar es inferior al 0,1 por ciento. La familia no podría haberse formado en el cinturón de Kuiper primordial más denso porque un grupo tan unido se habría visto interrumpido por la posterior migración de Neptuno al cinturón, que se cree que fue la causa de su baja densidad actual. Por lo tanto, parece probable que la región dinámica del disco disperso, en la que la posibilidad de tal colisión es mucho mayor, sea el lugar de origen del objeto que se convertiría en Haumea y sus parientes. Las simulaciones sugieren que la probabilidad de que exista una de esas familias en el Sistema Solar es aproximadamente del 50%, por lo que es posible que la familia Haumea sea única.
Debido a que el grupo habría tardado al menos mil millones de años en difundirse tanto como lo ha hecho, se cree que la colisión que creó la familia Haumea ocurrió muy temprano en la historia del Sistema Solar. Esto entra en conflicto con los hallazgos de Rabinowitz y sus colegas, quienes encontraron en sus estudios del grupo que sus superficies eran notablemente brillantes; su color sugiere que recientemente (es decir, en los últimos 100 millones de años) han sido resurgidos por hielo fresco. En una escala de tiempo de hasta mil millones de años, la energía del Sol habría enrojecido y oscurecido sus superficies, y no se ha encontrado una explicación plausible para explicar su aparente juventud.
Sin embargo, estudios más detallados del espectro visible e infrarrojo cercano de Haumea muestran que es una superficie homogénea cubierta por una mezcla íntima 1: 1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más del 8% de compuestos orgánicos. Esta gran cantidad de hielo amorfo en la superficie confirma que el evento de colisión debe haber ocurrido hace más de 100 millones de años. Este resultado concuerda con los estudios dinámicos y descarta la suposición de que las superficies de estos objetos son jóvenes.