ハウメア族

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ハウメア族(緑色)、他のキュビワノ族(青色)、冥王星族と他の共鳴外縁天体(赤色)、散乱円盤天体(灰色)

ハウメア族 (Haumea family) は、太陽系外縁天体で確認されている唯一の衝突族である。即ち、似たような軌道要素スペクトル(ほぼ純粋な水の氷)を持ち、1つの祖先天体の衝突に起源を持つことが示唆されている、太陽系外縁天体で唯一のグループである[1]。計算により、恐らく太陽系外縁天体で唯一の衝突族であることが示されている[2]

ハウメア族の明るい天体:
天体 絶対光度(H) 直径
アルベド=0.7
V-R[3]
ハウメア 0.03 1,460 km 0.33
(55636) 2002 TX300 3.2 364 km 0.36
(145453) 2005 RR43 4.0 252 km 0.41
(120178) 2003 OP32 4.0 230 km 0.39

計算[編集]

準惑星ハウメアは、族で最大の天体であり、分化が進んだ祖先天体の核であった。同定された他の天体としては、ハウメアの衛星エッジワース・カイパーベルト天体の(55636) 2002 TX300(24835) 1995 SM55(19308) 1996 TO66(120178) 2003 OP32(145453) 2005 RR43(86047) 1999 OY32003 UZ117(308193) 2005 CB792003 SQ317[3]2009 YE7[4]がある。全て、ハウメアからの放出速度は150m/s以下である[5]。最も明るいハウメア族は、直径400から700kmに相当する絶対光度で、準惑星候補天体とされているが、アルベドが高いため、準惑星とはされていない。固有軌道要素の分散は、数%以下である(軌道長半径5%、軌道傾斜角1.4°、軌道離心率0.08)。上図では、他の太陽系外縁天体と比べたハウメア族の軌道要素を示している。

天体の共通する物理的性質には、中性色指数と、水の氷に特徴的な赤外線(1.5μmと2.0μm)の顕著な吸収線がある[6][7]

形成と進化[編集]

衝突前の祖先天体は、直径1660km、密度~2.0g/cm3で、冥王星エリスと近い。衝突の際、ハウメアはほぼ氷でできた約20%の質量を失い、密度がより大きくなった[1]

ハウメア族の現在の軌道は、形成時の衝突のみに起因するものではない。軌道要素の広がりを説明するためには、初速度の分布は~400m/sである必要があるが、このような速度の広がりは、破片をより遠くに分散させてしまう。この問題は、ハウメア自身のみに当てはまり、他の全ての天体の軌道要素は、初速度の分布として~140 m/sだけが必要である。この必要な速度分布のミスマッチを説明するために、Brown et al.は、ハウメアは当初、ハウメア族の他の天体とより近い軌道要素(特に軌道離心率)を持っていて、衝突の後にそれが変わったという説を提唱した。この説では、ハウメア族の他の天体とは異なり、ハウメアは、海王星との7:12共鳴に近い無秩序な軌道を取り、ハウメアの軌道離心率を現在の値にまで上昇させたとする[1]

2つ目の説は、この族の起源がもっと複雑なものであるとする。即ち、衝突で大きなハウメアの衛星に融合したのではなく、物質が噴出し、それが潮汐加速のために徐々にハウメアとの距離を広げ、2度目の衝突で破片が外側に散らばったとする[5]。この2つ目のシナリオでは、初速度の分布は~190 m/sとなり、測定される~140 m/sという速度分布とかなり近くなる。この説では、観測される~140 m/sという分布がハウメアからの脱出速度~900 m/sよりもかなり小さいという問題も避けることができる[5]

ハウメアは恐らく、カイパーベルトで唯一の、細長く、高速自転する大きな天体であるという訳ではない。2002年、Jewitt and Sheppardは、ヴァルナが高速自転のために細長くなっていると主張した。太陽系の歴史の初期には、太陽系外縁領域には現在よりも多くの天体が存在し、天体の衝突可能性も高まっていた。海王星との重力相互作用は、カイパーベルトの多くの天体を、より遠い散乱円盤天体とした。

衝突族の存在は、ハウメアとその「子孫」は、散乱円盤に起源を持つことを示唆する。今日のまばらなカイパーベルトでは、太陽系の年齢の間にこのような衝突が起こる機会は、0.1%以下である。このような強く結びついたグループは、海王星のマイグレーションで擾乱されるため、より密度の高い原初のカイパーベルトで衝突族が形成された可能性はない。そのため、このような衝突がはるかに起こりやすい散乱円盤領域が、ハウメア族の天体の起源の場所である可能性が高い。シミュレーションによると、太陽系にそのような族が1つある確率は約50%であり、ハウメア族は唯一の族である可能性がある[2]

太陽系外縁天体の色プロットで、 + の点は、(145453) 2005 RR43 (B-V=0.77, V-R=0.41)である。ハウメア族の他の全ての天体は、この点よりも左下にある。

衝突族が現在ほど分散するためには、少なくとも10億年が必要であるため、ハウメア族を形成した衝突は、太陽系の歴史のごく初期に発生したと信じられている[8]。これは、Rabinowitz et al.が発見した、この族の天体の表面が著しく明るいという事実と矛盾する。天体の色は、これらが最近(1億年以内)に、新鮮な氷によって再び覆われたことを示している。10億年というタイムスケールでは、太陽からのエネルギーは天体の表面をより赤く、より暗くし、現在の若々しい色に対する説明はまだできていない[9]

しかし、ハウメアの可視光及び近赤外線スペクトルのより詳細な観測で[10]、表面は、8%以下の有機物を含む不定形と結晶性の割合が1:1の氷で均質に覆われていることが示された。この不定形の氷の割合の高い値は、衝突が1億年以上前に起こったことを示す。この結果は、天体が若い表面を持つという推測を否定する。

出典[編集]

  1. ^ a b c Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). “A collisional family of icy objects in the Kuiper belt”. Nature 446 (7133): 294-296. Bibcode 2007Natur.446..294B. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177. 
  2. ^ a b Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, David Vokrouhlicky and William F. Bottke (2008). “On a Scattered Disc Origin for the 2003 EL61 Collisional Family-an Example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Bodies”. The Astronomical Journal 136 (3): 1079-1088. arXiv:0809.0553. Bibcode 2008AJ....136.1079L. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1079. 
  3. ^ a b Snodgrass, Carry, Dumas, Hainaut (16 December 2009). “Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family”. The Astrophysical Journal 511: A72. arXiv:0912.3171. Bibcode 2010A&A...511A..72S. doi:10.1051/0004-6361/200913031. 
  4. ^ Trujillo, Sheppard and Schaller (14 February 2011). “A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects”. The Astrophysical Journal 730 (2): 105. arXiv:1102.1971. Bibcode 2011ApJ...730..105T. doi:10.1088/0004-637X/730/2/105. 
  5. ^ a b c Schlichting, Hilke E.; Re'em Sari (2009). “The Creation of Haumea's Collisional Family”. The Astrophysical Journal 700 (2): 1242-1246. arXiv:0906.3893. Bibcode 2009ApJ...700.1242S. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1242. 
  6. ^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (2007). “The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: A case for a carbon-depleted population of TNOs?”. Astronomy and Astrophysics 468: L25. arXiv:astro-ph/0703098. Bibcode 2007A&A...468L..25P. doi:10.1051/0004-6361:20077294. 
  7. ^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Lorenzi, V. (July 2008). “Visible spectroscopy in the neighborhood of 2003EL{61}”. Astronomy and Astrophysics 489 (1). arXiv:0807.2670. Bibcode 2008A&A...489..455P. doi:10.1051/0004-6361:200810226. 
  8. ^ D. Ragozzine; M. E. Brown (2007). “Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61”. The Astronomical Journal 134 (6): 2160-2167. arXiv:0709.0328. Bibcode 2007AJ....134.2160R. doi:10.1086/522334. 
  9. ^ David L. Rabinowitz, Bradley E. Schaefer, Martha W. Schaefer, Suzanne W. Tourtellotte (2008). “The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family”. The Astronomical Journal 136 (4): 1502-1509. arXiv:0804.2864. Bibcode 2008AJ....136.1502R. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1502. 
  10. ^ N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, T. L. Roush, and G. Strazzulla (March 2009). “Study of the Surface of 2003 EL61, the largest carbon-depleted object in the trans-neptunian belt”. Astronomy and Astrophysics 496 (2): 547. arXiv:0803.1080. Bibcode 2009A&A...496..547P. doi:10.1051/0004-6361/200809733. 

外部リンク[編集]