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| 発見 | |
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| 発見者 | |
| 発見日 |
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| 指定 | |
| (136108) ハウメア | |
| 発音 | / h aʊ ˈ m eɪ . ə , ˌ h ɑː uː -/ [注記 1] |
名前の由来 | ハウメア |
| 2003 EL 61 | |
| 形容詞 | ハウメアン[7] |
| シンボル | .svg/500px-Haumea_symbol_(bold).svg.png){kind=small} （主に占星術） |
| 軌道特性[8] | |
| エポック2020年12月17日 ( JD 2459200.5) | |
| 不確実性パラメータ2 | |
| 観察アーク | 65歳291日（24033日） |
| 最も早い回復前日 | 1955年3月22日 |
| 遠日点 | 51.585 AU (7.7170 Tm ) |
| 近日点 | 34.647 AU (5.1831 Tm) |
| 43.116 AU (6.4501 Tm) | |
| 偏心 | 0.19642 |
| 283.12年（103,410日）[9] | |
平均軌道速度 | 4.53 km/s [注 2] |
| 218.205 ° | |
| 0° 0 m 12.533秒/ 日 | |
| 傾斜 | 28.2137° |
| 122.167° | |
| ≈ 2133年6月1日[10] ±2日 | |
| 239.041° | |
| 既知の衛星 | 2 (ヒイアカとナマカ) |
| 身体的特徴 | |
| 寸法 |
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| ≈8.14 × 10 6 km 2 [注3] [13] | |
| 音量 | ≈1.98 × 10 9 km 3 [注 3] [14] 0.0018 地球 |
| 質量 | （4.006 ± 0.040）× 10 21 kg [15] 0.000 66 地球 |
平均密度 |
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赤道表面重力 | 極では0.93 m/s 2、最長軸で は0.24 m/s 2 |
赤道脱出速度 | 極では1km/s、 最長軸では0.71km/s |
| 3.915 341 ± 0.000 005 時間[16] （0.163 139 208 日) | |
| ≈ 126°（軌道に対して、推定） 81.2°または78.9°（黄道に対して）[注 6] | |
北極赤経 | 282.6° ± 1.2° [17] : 3174 |
北極の偏角 | −13.0° ± 1.3°または−11.8° ± 1.2° [17] : 3174 |
| 温度 | < 50K [ 20] |
| 17.3 (反対) [23] [24] | |
| 0.428 ± 0.011 ( V バンド) [16] · 0.2 [9] | |
ハウメア（小惑星指定：136108 Haumea）は、海王星の軌道の外側に位置する準惑星である。 [25] 2004年にカリフォルニア工科大学のマイク・ブラウン率いるチームによってパロマー天文台で発見され、2003年にチームが撮影した発見前画像でその年に発見されていたスペインのシエラネバダ天文台のホセ・ルイス・オルティス・モレノ率いるチームによって2005年に正式に発表された。その発表から、暫定的に2003 EL61という名称が与えられた。
2008年9月17日、国際天文学連合（IAU）は、この天体が準惑星であると予想し、ハワイの出産の女神ハウメアにちなんで命名した。名目上の推定では、エリス、冥王星に次いで海王星外縁天体としては3番目に大きく、天王星の衛星タイタニアとほぼ同じ大きさである。ハウメアの発見前画像は1955年3月22日まで遡って確認されている。[9]
ハウメアの質量は冥王星の約3分の1、地球の1/1400である。その形状は直接観測されていないが、光度曲線からの計算では、長軸が短軸の2倍の長さを持つヤコビ楕円体（準惑星であればこの形状となる）であることがわかる。2017年10月、天文学者はハウメアの周囲にリング系を発見したと発表した。これは太陽系外惑星および準惑星 で発見された初のリング系となる。
ハウメアの重力は最近まで、静水力平衡に緩和するのに十分であると考えられていたが、現在では明らかではない。ハウメアの細長い形状、急速な自転、環、および高いアルベド（結晶化した水氷の表面による）は、巨大衝突の結果であると考えられており、この衝突により、ハウメアは衝突ファミリー（ハウメアファミリー）の最大のメンバーとなり、この衝突ファミリーにはいくつかの大きな太陽系外縁天体と、ハウメアの2つの既知の衛星であるヒイアカとナマカが含まれる。
歴史
発見
ハウメアの発見は2つのチームが主張している。カリフォルニア工科大学のマイク・ブラウン、イェール大学のデイビッド・ラビノウィッツ、ハワイのジェミニ天文台のチャド・トルヒーヨからなるチームは、2004年5月6日に撮影した画像から、2004年12月28日にハウメアを発見した。2005年7月20日、彼らは2005年9月の会議でこの発見を発表する予定だった報告書の要約をオンラインで公開した。[26]
この頃、スペインのシエラネバダ天文台アンダルシア天体物理学研究所のホセ・ルイス・オルティス・モレノと彼のチームは、2003年3月7日から10日にかけて撮影された画像でハウメアを発見した。[27]オルティスは2005年7月27日の夜に小惑星センターに発見を電子メールで送信した。[27]
ブラウンは当初、発見者の功績をオルティスに譲ったが[28]、スペイン天文台が発見発表の前日にブラウンの観測記録にアクセスしていたことを知り、スペインのチームが不正行為を疑うようになった。この事実は、慣例通り発表では明らかにされなかった。この記録には、オルティスのチームが2003年の画像でハウメアを事前にカバーするのに十分な情報が含まれていた。そして、オルティスが7月29日のMPCへの2回目の発表のための確認画像を取得するために望遠鏡の時間を予定する直前に、再び記録にアクセスされた。オルティスは後に、カリフォルニア工科大学の観測記録にアクセスしたことを認めたが、不正行為を否定し、単に新しい天体を発見したかどうかを確認しただけだと述べた[29] 。
IAUの慣例によれば、小惑星の発見の功績は、その軌道を適切に決定するのに十分な位置データを添えてMPC（小惑星センター）に最初に報告書を提出した者に与えられ、功績が認められた発見者は名前を選ぶ優先権を持つ。しかし、2008年9月17日のIAUの発表では、ハウメアは準惑星であると予想される天体のために設置された2つの委員会によって命名されたが、発見者については触れられていなかった。発見場所はスペインチームのシエラネバダ天文台と記載されていたが[30] [31]、選ばれた名前であるハウメアはカリフォルニア工科大学の提案であった。オルティスのチームは古代イベリアの春の女神「アタエキナ」を提案していた。 [27]地底の神として、それは冥王星にふさわしいものであったが、ハウメアは冥王星ではなかった。
名前とシンボル
カリフォルニア工科大学の発見チームは、2004年12月28日、クリスマス直後にハウメアを発見したため、正式な名前が付けられるまで、チーム内では「サンタ」というあだ名を使っていた。 [32]スペインのチームは、2005年7月に小惑星センターに発見を申請した最初のチームだった。2005年7月29日、ハウメアはスペインの発見画像の日付に基づいて、暫定的に 2003 EL 61と命名された。2006年9月7日、ハウメアは番号が付けられ、(136108) 2003 EL 61として公式の小惑星カタログに登録された。
当時のIAUのガイドラインでは、古典的なカイパーベルト天体には創造に関連する神話上の存在の名前を付けるべきであると定められており、[33] 2006年9月にカリフォルニア工科大学チームは、 (136108) 2003 EL 61とその衛星の両方にハワイ神話に由来する正式名称をIAUに提出し、「衛星が発見された場所に敬意を表す」こととした。[34]この名前は、カリフォルニア工科大学チームのデイビッド・ラビノウィッツが提案した。 [25]ハウメアは、マウナケア天文台があるハワイ島の守護女神である。さらに、彼女は地球の女神でワケア（宇宙）の妻であるパパと同一視されており、[35] 当時は、ハウメアは他の既知のカイパーベルト天体のように小さな岩石の核を覆う厚い氷のマントルがなく、ほぼ完全に固い岩石でできていると考えられていたため、この名前は適切だと思われた。[36] [37]最後に、ハウメアは豊穣と出産の女神であり、彼女の体のさまざまな部分から多くの子供が生まれました。[35]これは、古代の衝突で本体から分離したと考えられている氷の天体の群れに対応しています。[37] 2つの既知の衛星も同様に形成されたと考えられており、[37]ハウメアの2人の娘、ヒイアカとナマカにちなんで名付けられました。[36]
オルティスチームの提案であるアタエキナは、IAUの命名要件を満たしていなかった。なぜなら、地底の神々の名前は、海王星と3:2で共鳴するプルティノなどの安定的に共鳴する海王星外天体のために予約されていたのに対し、ハウメアは断続的に7:12で共鳴しており、一部の定義では共鳴天体ではなかったからである。命名基準は、IAUが地底の神々の名前はプルティノにのみ使用すると決定した2019年後半に明確化された。 (アタエキナ § 準惑星を参照。)
ハウメアの惑星記号、⟨.svg/500px-Haumea_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
⟩は、 UnicodeのU+1F77Bに含まれています。 [38]惑星記号は天文学ではあまり使用されなくなり、🝻 は主に占星術師によって使用されますが、[39] NASAでも使用されています。[40]この記号は、マサチューセッツ州のソフトウェアエンジニアであるデニス・モスコウィッツによって設計されました。これは、「女性」と「出産」を意味するハワイのペトログリフを組み合わせて簡素化したものです。[41]
軌道
ハウメアの公転周期は284地球年、近日点は35AU 、軌道傾斜角は28°である。[9] 1992年初頭に遠日点を通過し、現在は太陽から50AU以上離れている。[23] 2133年に近日点に到達する。[10]ハウメアの軌道は、衝突型天体ファミリーの他の天体よりもわずかに大きい離心率を持っている。これは、ハウメアと海王星の弱い7:12軌道共鳴により、10億年かけて徐々に初期の軌道が修正され、[37] [42]コザイ効果により、軌道傾斜角が離心率の増加と交換されるためであると考えられている。[37] [43] [44]
視等級17.3のハウメアは、[23]冥王星とマケマケに次いでカイパーベルトで3番目に明るい天体で、大型のアマチュア望遠鏡で簡単に観測できます。[45]しかし、惑星とほとんどの太陽系の小天体は、太陽系の原始的な円盤での形成以来、共通の軌道配置を共有しているため、遠方の天体の初期の調査のほとんどは、黄道と呼ばれるこの共通平面の空への投影に焦点を合わせていました。[46]黄道に近い空の領域が十分に探索されるにつれて、後の空の調査では、より高い傾斜角の軌道に動的励起された天体と、空を横切る平均運動が遅いより遠い天体を探し始めました。[47] [48]これらの調査は最終的に、軌道傾斜角が高く、黄道から遠く離れた現在の位置にあるハウメアの位置をカバーしました。
海王星との共鳴の可能性
ハウメアは、断続的に海王星と7:12の軌道共鳴状態にあると考えられている。[37]昇交点Ωは約460万年の周期で歳差運動をしており、歳差運動周期ごとに2回、つまり230万年ごとに共鳴が途切れ、10万年ほど後に再び共鳴状態に戻る。[5]これは単純な共鳴ではないため、マーク・ブイはこれを非共鳴とみなしている。[49]
回転
ハウメアは3.9時間にわたって明るさが大きく変動するが、これはこの長さの自転周期でのみ説明できる。[50]これは太陽系の他のどの平衡天体よりも速く、直径100kmを超える他のどの既知の天体よりも速い。[45]平衡状態にあるほとんどの回転天体は扁平な楕円体に平坦化されているが、ハウメアは回転が速すぎて三軸楕円体に歪んでいる。ハウメアがもっと速く回転すると、ダンベル型に歪んで2つに分裂するだろう。[25]この急速な自転は、その衛星と衝突ファミリーを生み出した衝突によって引き起こされたと考えられている。[37]
ハウメアの赤道面は現在、地球からほぼ真横を向いており、リングや最外縁の衛星ヒイアカの軌道面に対してもわずかにずれている。2009年にラゴッツィンとブラウンによって当初はヒイアカの軌道面と同一平面であると想定されていたが、ハウメアの衛星の衝突形成モデルでは、ハウメアの赤道面が少なくともヒイアカの軌道面と約1°揃っていることが一貫して示唆されていた。[15]これは、2017年のハウメアによる恒星掩蔽の観測によって裏付けられ、ヒイアカの軌道面とハウメアの赤道面にほぼ一致するリングの存在が明らかになった。[12] 2018年にコンドラチェフとコルノウホフが行った掩蔽データの数学的解析により、ハウメアの赤道と環およびヒイアカの軌道面の相対的な傾斜角に制約が課され、3.2° ± 1.4°およびそれぞれハウメアの赤道に対して2.0° ± 1.0°である。 [17]
身体的特徴
サイズ、形状、構成
太陽系の天体の大きさは、その光学等級、距離、アルベドから推定できる。天体が地球の観測者から明るく見えるのは、大きいか反射率が高いためである。反射率（アルベド）がわかれば、大きさを大まかに見積もることができる。ほとんどの遠方天体のアルベドは不明だが、ハウメアは大きくて明るいため、熱放射を測定でき、アルベドと大きさのおおよその値がわかっている。[51]しかし、その寸法の計算は、その急速な自転によって複雑になっている。変形体の回転物理学によれば、 [45]ハウメアのように急速に自転する天体は、わずか100日で、三軸楕円体の平衡形状に歪んでしまうと予測されている。ハウメアの明るさの変動のほとんどは、アルベドの局所的な差ではなく、地球から見た側面図と端面図の交互表示によるものと考えられている。[45]
ハウメアの光度曲線の回転と振幅は、その組成に強い制約を課すと主張された。ハウメアが静水圧平衡にあり、小さな岩石の核の上に厚い氷のマントルがあり、冥王星のように密度が低い場合、その急速な回転により、明るさの変動が許す範囲を超えてハウメアは引き伸ばされていただろう。このような考慮により、その密度は2.6～3.3 g/cm 3の範囲に制限された。[52] [45]比較すると、岩石である月の密度は3.3 g/cm 3であるのに対し、カイパーベルトの氷天体の典型である冥王星の密度は1.86 g/cm 3である。ハウメアの考えられる高い密度は、太陽系の岩石天体の多くを構成するオリビンや輝石などのケイ酸塩鉱物の値をカバーしている。これはまた、ハウメアの大部分が比較的薄い氷の層で覆われた岩石であることを示唆している。カイパーベルト天体に典型的な厚い氷のマントルは、ハウメアン衝突ファミリーを形成した衝突の際に吹き飛ばされた可能性がある。[37]
ハウメアには衛星があるため、その軌道からケプラーの第三法則を使ってシステムの質量を計算することができます。結果は次のようになります。ハウメアの質量は4.2 × 10 21 kgで、冥王星系の質量の28%、月の質量の6%
に相当します。この質量のほぼすべてがハウメアにあります。[15] [53]ハウメアの大きさについては、楕円体モデルによる計算がいくつか行われています。ハウメアの発見後に作成された最初のモデルは、地上からのハウメアの光の波長での観測から計算されたもので、全長は1,960～2,500 km、視覚 アルベド（p v）は0.6以上でした。[45]最も可能性の高い形状は、おおよその寸法が2,000 × 1,500 × 1,000 km、アルベドは0.71の三軸楕円体です。[45]スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、直径は1,150+250
−100 kmとアルベド0.84+0.1
−0.270μmの赤外線波長で測光すると、等価円直径は1,450kmであることが示唆された。[51]その後の光度曲線分析では、等価円直径は1,450kmであることが示唆された。 [54] 2010年にハーシェル宇宙望遠鏡による測定とスピッツァー望遠鏡による古い測定を分析した結果、ハウメアの等価直径が約1300kmと新たに推定された。[55]これらの独立したサイズの推定値は、平均幾何平均直径約1,400kmで重なっている。2013年にハーシェル宇宙望遠鏡は、ハウメアの等価円直径をおよそ1,240+69
−58 km [56 ]
しかし、2017年1月の恒星掩蔽の観測は、それらの結論すべてに疑問を投げかけました。測定されたハウメアの形状は、以前の推定どおり細長いものでしたが、かなり大きな寸法であるように見えました。掩蔽から得られたデータによると、ハウメアは最長軸に沿って冥王星の直径とほぼ同じで、極ではその半分ほどでした。[12]ハウメアの観測された形状から計算された密度は約1.8 g/cm 3 で 、他の大型 TNO の密度とより一致しています。この結果得られた形状は、静水力平衡にある均質な天体とは矛盾しているように見えますが、[12]ハウメアはそれでも発見された最大の太陽系外天体の一つであると思われます。[51]エリスや冥王星よりも小さく、マケマケやおそらくゴンゴンに似ており、セドナ、クワオアー、オルクスよりも大きいです。
2019年の研究では、ハウメアを分化天体として数値モデル化することで、ハウメアの形状と密度の矛盾する測定値を解決しようと試みた。その結果、2,100 × 1,680 × 1,074 km（長軸を25 km間隔でモデル化）の寸法が、2017年の掩蔽中に観測されたハウメアの形状に最もよく一致し、静水圧平衡にある表面とコアの両方の不等辺楕円体の形状とも一致することがわかった。[11]ハウメアの形状の修正された解は、コアが約1,626 × 1,446 × 940 kmで、比較的高い密度が約1,626 × 1,446 × 940 kmであることを示唆している。2.68 g/cm 3 で、カオリナイトなどの含水ケイ酸塩が主成分であることが示唆されています。核は氷のマントルで囲まれており、その厚さは極で約70 km、最長軸に沿って170 kmで、ハウメアの質量の最大17%を占めています。ハウメアの平均密度は≈と推定されています。2.018 g/cm 3、アルベドは約0.66である。[11]
表面
2005年、ジェミニ望遠鏡とケック望遠鏡はハウメアのスペクトルを取得し、冥王星の衛星カロンの表面と同様の強い結晶水氷の特徴を示しました。[20]これは奇妙なことです。結晶氷は110 K以上の温度で形成されますが、ハウメアの表面温度は非晶質氷が形成される温度である50 K未満です。[20]さらに、結晶氷の構造は、太陽から太陽に衝突する宇宙線とエネルギー粒子の絶え間ない雨の下では不安定です。 [20]この衝撃の下で結晶氷が非晶質氷に戻るまでのタイムスケールは1000万年程度ですが、[57]太陽外天体は数十億年のタイムスケールで現在の低温位置にありました。[42]
放射線によるダメージは、冥王星の場合のように、有機氷やソリンのような化合物などの一般的な表面物質が存在する海王星外天体の表面も赤く暗くするはずである。したがって、スペクトルと色は、ハウメアとその仲間が最近表面の再形成を受けて新鮮な氷を生成したことを示唆している。しかし、表面の再形成のもっともらしいメカニズムは示唆されていない。[22]
ハウメアは雪のように明るく、アルベドは0.6～0.8の範囲で、結晶氷と一致している。[45]エリスなどの他の大型TNOは、これと同等かそれ以上のアルベドを持っているようだ。[58]表面スペクトルのベストフィットモデリングによると、ハウメア表面の66%～80%は純粋な結晶水氷で、高いアルベドの一因はおそらくシアン化水素かフィロケイ酸塩粘土であると思われる。[20]シアン化銅カリウムなどの無機シアン化塩も存在する可能性がある。[20]
しかし、可視光線と近赤外線のスペクトルをさらに研究すると、表面は非晶質氷と結晶氷が 1:1 の割合で混ざり合って均質で、有機物は 8% 以下であることが示唆される。アンモニア水和物が存在しないことには氷火山活動は考えられず、観測結果から衝突イベントは 1 億年以上前に起こったことが確認され、これは力学研究と一致している。[59]ハウメアのスペクトルに 測定可能なメタンが存在しないことは、マケマケとは対照的に、このような揮発性物質を除去したであろう温暖な衝突の歴史と一致している。[20 ]
ハウメアの光度曲線には天体の形状による大きな変動があり、これがすべての色に等しく影響しているが、それに加えて可視光線と近赤外線の両方の波長で見られる小さな独立した色の変化は、色とアルベドの両方が異なる表面領域を示している。[61] [62]具体的には、2009年9月にハウメアの明るい白色の表面に大きな暗赤色の領域が見られ、これは衝突によるものと考えられる。これは鉱物や有機化合物（炭素を多く含む）が豊富な領域、あるいは結晶氷の割合が高い可能性を示している。[50] [63]そのためハウメアは冥王星を思わせるまだら模様の表面をしている可能性があるが、それほど極端ではない。
指輪
2017年1月21日に観測され、2017年10月のネイチャー誌の記事で説明された恒星掩蔽は、ハウメアの周囲にリングが存在することを示した。これは、TNOで発見された最初のリングシステムである。[12] [64]リングの半径は約2,287 km、幅は約70 km、不透明度は0.5である。これはハウメアのロッシュ限界内に十分収まっており、球形であれば半径は約4,400 kmとなる（非球形の場合は限界はさらに外側に広がる）。[12]
リング面は傾斜しているハウメアの赤道面に対して3.2° ± 1.4°であり、より大きな外側の衛星ヒイアカの軌道面とほぼ一致している。 [12] [65]また、リングはハウメアの自転との1:3の軌道スピン共鳴（ハウメアの中心から半径2,285±8km）にも近い。リングはハウメアの全輝度の5%を占めると推定されている。[12]
2019年に発表されたリング粒子のダイナミクスに関する研究で、オトン・カボ・ウィンターらは、ハウメアの自転との1:3共鳴は動的に不安定であるが、位相空間内にハウメアのリングの位置と一致する安定領域があることを示した。これは、リング粒子が共鳴に近いが共鳴の内側ではない円形の周期軌道上に発生していることを示している。[66]
衛星
ハウメアを周回する2つの小型衛星、(136108)ハウメアIヒイアカと(136108)ハウメアIIナマカが発見されている。[30]ダリン・ラゴジンとマイケル・ブラウンは2005年にWMケック天文台によるハウメアの観測を通じてこれら2つを発見した。
ヒイアカは、当初カリフォルニア工科大学のチームによって「ルドルフ」というニックネームが付けられ、 [67] 2005年1月26日に発見されました。[53]外側にあり、直径約310 kmで2つのうち大きくて明るい方で、49日ごとにほぼ円形の軌道でハウメアを周回します。[68]赤外線スペクトルの1.5マイクロメートルと2マイクロメートルの強い吸収特性は、表面の大部分を覆うほぼ純粋な結晶水の氷と一致しています。[69]この異常なスペクトルとハウメアの同様の吸収線から、ブラウンと同僚は、捕獲がこのシステムの形成モデルである可能性は低く、ハウメアの衛星はハウメア自体の破片に違いないと結論付けました。[42]
ハウメアのより小さな内側の衛星であるナマカは、2005年6月30日に発見され、[70]「ブリッツェン」というニックネームが付けられました。質量はヒイアカの10分の1で、高度に楕円形の非ケプラー軌道でハウメアを18日で周回し、2008年現在、[アップデート]より大きな衛星から13度傾いており、軌道を乱しています。 [71]衛星の軌道の比較的大きな離心率と相互傾斜は、潮汐効果 によって減衰されるはずであったため、予想外のことでした。ヒイアカとの3:1共鳴が比較的最近通過したことで、ハウメアの衛星の現在の励起軌道が説明できるかもしれません。[72]
2008年から2011年頃、[73]ハウメア衛星の軌道は地球から見てほぼ真横に見え、ナマカが定期的にハウメアを掩蔽していた。[74]このような通過を観測すれば、ハウメアとその衛星の大きさや形に関する正確な情報が得られていたはずであり、[75] 1980年代後半に冥王星とカロンで起こったことと同様である。 [76]これらの掩蔽中のシステムの明るさのわずかな変化を検出するには、少なくとも中口径の プロ用望遠鏡が必要であったであろう。 [75] [77]ヒイアカがハウメアを最後に掩蔽したのは、発見の数年前の1999年であり、その後約130年間は再び掩蔽することはありません。[78]しかし、通常の衛星の中では珍しい状況で、ナマカの軌道はヒイアカによって大きくねじれており、これによりナマカとハウメアの通過の視野角がさらに数年間維持されました。[71] [75] [77] 2009年6月19日、ブラジルのピコ・ドス・ディアス天文台で掩蔽現象が1回観測された。[79]
衝突家族
ハウメアは衝突ファミリーの中で最大の天体である。衝突ファミリーは、同様の物理的特徴と軌道特性を持つ天体のグループであり、より大きな天体が衝突によって粉砕されたときに形成されたと考えられている。[37]このファミリーはTNOの中で最初に特定されたもので、ハウメアとその衛星の他に、(55636) 2002 TX 300 (≈364 km)、(24835) 1995 SM 55 (≈174 km)、(19308) 1996 TO 66 (≈200 km)、(120178) 2003 OP 32 (≈230 km)、および(145453) 2005 RR 43 (≈252 km)が含まれる。[6]ブラウンと同僚らは、この小惑星群はハウメアの氷のマントルを剥ぎ取った衝突の直接の産物であると提唱したが、[37] 2番目の提案はより複雑な起源を示唆している。すなわち、最初の衝突で放出された物質がハウメアの大きな衛星に凝集し、その後2回目の衝突で粉砕され、破片が外側に飛散したというものである。[84]この2番目のシナリオでは、小惑星群のメンバーの測定された速度分散とよりよく一致する破片の速度分散が生じると思われる。[84]
衝突ファミリーの存在は、ハウメアとその「子孫」が散乱円盤で発生した可能性があることを示唆している可能性がある。今日のまばらなカイパーベルトでは、太陽系の年齢を超えてこのような衝突が発生する可能性は0.1％未満である。[85]このような密集したグループは、ベルトへの海王星の移動によって破壊されたため、より密度の高い原始カイパーベルトではファミリーは形成されなかっただろう。これが、ベルトの現在の低密度の原因であると考えられている。 [85]したがって、このような衝突の可能性がはるかに高い動的散乱円盤領域が、ハウメアとその同族を生み出した天体の起源地である可能性が高いと思われる。[85]
このグループがここまで拡散するには少なくとも10億年はかかるため、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起こったと考えられている。[6]
探検
ハウメアは、2007年10月、2017年1月、2020年5月にニューホライズンズ探査機によって、それぞれ49AU、59AU、63AUの距離から遠方から観測されました。 [19]探査機の往路軌道により、地球からは得られない高い位相角でのハウメアの観測が可能になり、ハウメアの表面の光散乱特性と位相曲線の挙動を決定することができました。[19]
ジョエル・ポンシーと同僚は、2025年9月25日の打ち上げ日を基準に、木星の重力アシストを利用したハウメアへのフライバイミッションには14.25年かかると計算した。探査機が到着すると、ハウメアは太陽から48.18 AUの距離にある。2026年11月1日、2037年9月23日、2038年10月29日に打ち上げれば、16.45年の飛行時間を達成できる。[86] ハウメアは探査ミッションのターゲットになる可能性があり、[87]この研究の一例として、ハウメアとその衛星（35～51 AU）への探査機に関する予備研究がある。[88]探査機の質量、電源、推進システムは、この種のミッションの重要な技術分野である。[87]
参照
注記
- ^ ハワイの英語の発音では how- MAY -ə 、3音節である[ 1 ]、またはブラウンの学生によるとHAH -oo- MAY -ə 、 4音節である[2] [3]
- ^離心率が無視できる 円軌道を想定すると、平均軌道速度は軌道の円周を1周するのにかかる時間Tで近似でき、半径は軌道の長半径aです。
- ^ abcdef ハウメアの静水力平衡を仮定した最適物理モデル。 [11]
- ^ ハウメアの環が全体の明るさに寄与しないという仮定に基づく掩蔽モデル。[12]
- ^ ab ハウメアのリングが全輝度の5%を占めるという上限仮定に基づく掩蔽モデル。[12]
- ^ KondratyevとKornoukhov（2018）は、 赤道座標でハウメアの北極の向きを示しています。ここで、 α は赤経、 δは赤緯 です。[17] ：3174 赤道座標を黄道座標に変換すると、最初の解（ α、δ ）=（282.6°、-13.0°）に対してλ≈282.5 °および β≈9.9 °が得られ 、2番目の解（α、δ ）=（282.6°、-11.8°）に対してλ≈282.6°およびβ≈11.1 °が得られます。[18]黄道緯度β は黄道面からの角度オフセットであるが、 黄道に対する傾斜iは黄道北極β = +90°からの角度オフセットである。黄道 に対するiはβの 補角であり、 i = 90°-βの差で表される。したがって、ハウメアの軸の傾きは黄道に対して、最初のβ値では81.2°、2番目の β値では78.9°である 。
参考文献
- ^ ハワイの女神にちなんで名付けられた新しい準惑星 Archived 2015-12-08 at the Wayback Machine (HeraldNet, 2008年9月19日)
- ^ 「DPS08 Webstreaming」。2009年1月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年2月14日閲覧。
- ^ “365 Days of Astronomy”. 2009年3月31日. 2012年2月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年4月11日閲覧。
- ^ 「MPEC 2010-H75: Distant Minor Planets (2010 May 14.0 TT)」. Minor Planet Center. 2010-04-10. 2014-07-16時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010-07-02閲覧。
- ^ ab Marc W. Buie (2008-06-25). 「136108の軌道適合と天体測定記録」。サウスウェスト研究所（宇宙科学部門）。2011-05-18時点のオリジナルよりアーカイブ。2008-10-02閲覧。
- ^ abc Ragozzine , D.; Brown, ME (2007). 「カイパーベルト天体2003 EL 61ファミリーの候補メンバーと年齢推定」。天文学ジャーナル。134 (6): 2160–2167。arXiv : 0709.0328。Bibcode : 2007AJ ....134.2160R。doi : 10.1086/522334。S2CID 8387493 。
- ^ 例えば、Giovanni Vulpetti (2013) Fast Solar Sailing、p.333。
- ^ “(136108) Haumea = 2003 EL61”.小惑星センター.国際天文学連合. 2021年7月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年3月14日閲覧。
- ^ abcd 「ジェット推進研究所小天体データベースブラウザ：136108 ハウメア（2003 EL61）」（2019年8月26日最終観測）。NASAジェット推進研究所。2020年7月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年2月20日閲覧。
- ^ ab 「2133年6月1日頃のハウメア近日点のホライゾンズバッチ」。JPLホライゾンズ（近日点は、rdotが負から正に反転したときに発生します。JPL SBDBは、一般的に（誤って）2132年に摂動のない2体近日点を記載しています）。ジェット推進研究所。2021年9月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年9月13日閲覧。
- ^ abcd ダナム、ET;デッシュ、SJ;プロブスト、L. (2019 年 4 月)。 「ハウメアの形状、組成、内部構造」。天体物理学ジャーナル。877 (1): 11. arXiv : 1904.00522。Bibcode :2019ApJ...877...41D。土井：10.3847/1538-4357/ab13b3。S2CID 90262114。
- ^ abcdefghijk オルティス、JL;サントス・サンツ、P.シカルディ、B.ベネデッティ・ロッシ、G.ベラール、D.モラレス、N.他。 （2017年）。 「恒星掩蔽から得た準惑星ハウメアの大きさ、形、密度、環」(PDF)。自然。550 (7675): 219–223。arXiv : 2006.03113。Bibcode :2017Natur.550..219O。土井：10.1038/nature24051. hdl : 10045/70230。PMID 29022593。S2CID 205260767。 2020年11月7日にオリジナルから アーカイブ（PDF）されました。2020年8月19日に取得。
- ^ 「楕円体表面積: 8.13712×10^6 km2」. wolframalpha.com . 2019年12月20日. 2020年7月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年12月20日閲覧。
- ^ 「楕円体の体積: 1.98395×10^9 km3」. wolframalpha.com . 2019年12月20日. 2020年7月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年12月20日閲覧。
- ^ abc Ragozzine, D.; Brown, ME (2009). 「準惑星ハウメア = 2003 EL61 の衛星の軌道と質量」.天文学ジャーナル. 137 (6): 4766–4776. arXiv : 0903.4213 . Bibcode :2009AJ....137.4766R. doi :10.1088/0004-6256/137/6/4766. S2CID 15310444.
- ^ ab サントス＝サンツ、P.;ルルーシュ、E.グロッサン、O.ラセルダ、P.ミュラー、TG;オルティス、JL;キス、C.ヴィレニウス、E.スタンスベリー、J.ダファード、R.フォルナシエ、S.ジョーダ、L.ティルーイン、A. (2017 年 8 月)。 」「TNO は冷たい」: トランスネプチューン領域の調査 XII.ハーシェル/PACS によるハウメア、2003 VS 2、2003 AZ 84 の熱光度曲線」。天文学と天体物理学。604 ( A95 ) : 19。arXiv : 1705.09117。Bibcode :2017A&A...604A..95S。doi : 10.1051 / 0004-6361/201630354。S2CID 119489622 。
- ^ abcd Kondratyev, BP; Kornoukhov, VS (2018年8月). 「恒星掩蔽の観測と測光データによる矮小惑星ハウメアの天体の決定」.王立天文学会月報. 478 (3): 3159–3176. Bibcode :2018MNRAS.478.3159K. doi : 10.1093/mnras/sty1321 .
- ^ 「座標変換と銀河消滅計算機」NASA/IPAC銀河系外データベース。カリフォルニア工科大学。2023年1月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2023年2月11日閲覧。赤道 → 黄道、春分点と秋分点の場合は J2000。注意: 赤道座標を入力するときは、単位を「282.6」ではなく「282.6d」の形式で指定します。
- ^ abc Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, JJ; Lauer, Tod R.; et al. (2022年4月). 「ニューホライズンズから観測された矮小惑星の多様な形状と大型KBO位相曲線」.惑星科学ジャーナル. 3 (4): 31. Bibcode :2022PSJ.....3...95V. doi : 10.3847/PSJ/ac63a6 . 95.
- ^ abcdefg チャドウィック・A・トルヒーヨ;マイケル・E・ブラウンクリスティーナ・バークメ。エミリー・シャラー;デビッド L. ラビノウィッツ(2007)。 「近赤外線で見た2003 EL 61の表面」。天体物理学ジャーナル。655 (2): 1172–1178。arXiv : astro-ph/0601618。Bibcode :2007ApJ...655.1172T。土井：10.1086/509861。S2CID 118938812。
- ^ Snodgrass, C.; Carry, B.; Dumas, C.; Hainaut, O. (2010 年 2 月). 「(136108) Haumea 族の候補メンバーの特徴」.天文学と天体物理学. 511 : A72. arXiv : 0912.3171 . Bibcode :2010A&A...511A..72S. doi :10.1051/0004-6361/200913031. S2CID 62880843.
- ^ ab Rabinowitz, DL; Schaefer, Bradley E.; Schaefer, Martha; Tourtellotte, Suzanne W. (2008). 「2003 EL 61衝突ファミリーの若々しい出現」.天文学ジャーナル. 136 (4): 1502–1509. arXiv : 0804.2864 . Bibcode :2008AJ....136.1502R. doi :10.1088/0004-6256/136/4/1502. S2CID 117167835.
- ^ abc 「AstDys (136108) Haumea Ephemerides」。イタリア、ピサ大学数学部。2011年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年3月19日閲覧。
- ^ 「HORIZONS Web-Interface」NASAジェット推進研究所太陽系ダイナミクス。2008年7月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年7月2日閲覧。
- ^ abc 「IAUが5番目の準惑星にハウメアと命名」IAUプレスリリース2008年9月17日。2011年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年9月17日閲覧。
- ^ Michael E Brown. 「2003 EL61 発見の電子的軌跡」. Caltech . 2006-09-01 時点のオリジナルよりアーカイブ。2006-08-16閲覧。
- ^ abc パブロ・サントス・サンス (2008-09-26)。 「ラ・ヒストリア・デ・アテシナ対ハウメア」（スペイン語）。インフォアストロ.com。 2008 年 9 月 29 日にオリジナルからアーカイブされました。2008 年 9 月 29 日に取得。
- ^ マイケル・E・ブラウン。私がいかにして冥王星を殺したか、そしてなぜそれが当然の報いを受けたのか、第 9 章「第 10 惑星」
- ^ Jeff Hecht (2005-09-21). 「天文学者がウェブデータの不適切な使用を否定」。New Scientist.com。2011-03-13にオリジナルからアーカイブ。2009-01-12に閲覧。
- ^ ab 「準惑星とその系」。米国地質調査所惑星命名法書。2011年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年9月17日閲覧。
- ^ Rachel Courtland (2008-09-19). 「物議を醸した準惑星、ついに「ハウメア」と命名」。NewScientistSpace。2008-09-19時点のオリジナルよりアーカイブ。2008-09-19に閲覧。
- ^ 「Santa et al」NASA Astrobiology Magazine。2005年9月10日。2006年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年10月16日閲覧。
{{cite web}}: CS1 メンテナンス: 不適切 URL (リンク) - ^ 「天体の命名：小惑星」。国際天文学連合。2008年12月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年11月17日閲覧。
- ^ Mike Brown (2008-09-17). 「準惑星: ハウメア」. Caltech . 2008-09-15時点のオリジナルよりアーカイブ。2008-09-18閲覧。
- ^ ab Robert D. Craig (2004). ポリネシア神話ハンドブック. ABC-CLIO. p. 128. ISBN 978-1-57607-894-5. 2023年2月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年11月11日閲覧。
- ^ ab 「ニュースリリース – IAU0807: IAU が 5 番目の準惑星に Haumea と命名」。国際天文学連合。2008 年 9 月 17 日。2009 年 7 月 8 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年 9 月 18 日閲覧。
- ^ abcdefghij Brown, ME; Barkume, KM; Ragozzine, D.; Schaller, L. (2007). 「カイパーベルトにおける氷天体の衝突ファミリー」(PDF) . Nature . 446 (7133): 294–296. Bibcode :2007Natur.446..294B. doi :10.1038/nature05619. PMID 17361177. S2CID 4430027. 2020-05-04 にオリジナルからアーカイブ(PDF) . 2019-07-14に取得。
- ^ “Proposed New Characters: The Pipeline”. 2022年1月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年1月29日閲覧。
- ^ Miller, Kirk (2021年10月26日). 「準惑星記号に関するUnicodeリクエスト」(PDF) . unicode.org . 2022年3月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2022年8月6日閲覧。
- ^ JPL/NASA (2015年4月22日). 「準惑星とは何か?」ジェット推進研究所. 2021年1月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年9月24日閲覧。
- ^ アンダーソン、デボラ（2022年5月4日）。「Out of this World：Unicode標準に承認された新しい天文学記号」。unicode.org。Unicodeコンソーシアム。2022年8月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年8月6日閲覧。
- ^ abc Michael E. Brown. 「最大のカイパーベルト天体」(PDF)。Caltech 。 2008年10月1日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。2008年9月19日閲覧。
- ^ Nesvorný, D; Roig, F. (2001). 「トランスネプチューン領域における平均運動共鳴パート II: 1:2、3:4、およびより弱い共鳴」. Icarus . 150 (1): 104–123. Bibcode :2001Icar..150..104N. doi :10.1006/icar.2000.6568. S2CID 15167447.
- ^ Kuchner, Marc J.; Brown, Michael E.; Holman, Matthew (2002). 「長期ダイナミクスと古典カイパーベルト天体の軌道傾斜角」.天文学ジャーナル. 124 (2): 1221–1230. arXiv : astro-ph/0206260 . Bibcode :2002AJ....124.1221K. doi :10.1086/341643. S2CID 12641453.
- ^ abcdefgh Rabinowitz, DL; Barkume, Kristina; Brown, Michael E.; Roe, Henry; Schwartz, Michael; Tourtellotte, Suzanne; Trujillo, Chad (2006). 「カイパーベルトにある急速に回転する冥王星サイズの天体 2003 EL 61 のサイズ、形状、アルベドを制限する測光観測」。天体物理学ジャーナル。639 (2): 1238–1251。arXiv : astro-ph/0509401。Bibcode : 2006ApJ ...639.1238R。doi : 10.1086/499575。S2CID 11484750 。
- ^ CA Trujillo & ME Brown (2003 年 6 月). 「Caltech 広域スカイサーベイ」.地球、月、惑星. 112 (1–4): 92–99. Bibcode :2003EM&P...92...99T. doi :10.1023/B:MOON.0000031929.19729.a1. S2CID 189905639.
- ^ Brown, ME; Trujillo, C.; Rabinowitz, DL (2004). 「オールトの雲内部の候補小惑星の発見」. The Astrophysical Journal . 617 (1): 645–649. arXiv : astro-ph/0404456 . Bibcode :2004ApJ...617..645B. doi :10.1086/422095. S2CID 7738201.
- ^ Schwamb, ME; Brown, ME; Rabinowitz, DL (2008). 「セドナ地域の遠方集団に対する制約」アメリカ天文学会、DPS 会議 #40、#38.07。40 : 465。書誌コード:2008DPS....40.3807S。
- ^ 「136108の軌道と天体測定」www.boulder.swri.edu。2020年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年7月14日閲覧。
- ^ ab Agence France-Presse (2009-09-16). 「天文学者がダイヤモンド形のハウメアを捉える」。ポツダムの欧州惑星科学会議。News Limited。2009-09-23時点のオリジナルからアーカイブ。2009-09-16に閲覧。
- ^ abc Stansberry, J.; Grundy, W.; Brown, M.; Cruikshank, D.; Spencer, J.; Trilling, D.; Margot, JL. (2008). 「カイパーベルトとケンタウルス族天体の物理的特性：スピッツァー宇宙望遠鏡による制約」海王星以遠の太陽系 アリゾナ大学出版局：161。arXiv ：astro-ph/0702538。Bibcode：2008ssbn.book..161S 。
- ^ Alexandra C. Lockwood、Michael E. Brown、John Stansberry (2014 ) 。「楕円形の準惑星ハウメアの大きさと形」。地球、月、惑星。111 (3–4): 127–137。arXiv : 1402.4456v1。Bibcode : 2014EM &P..111..127L。doi : 10.1007 / s11038-014-9430-1。S2CID 18646829 。
- ^ ab Brown, ME; Bouchez, AH; Rabinowitz, D.; Sari, R.; Trujillo, CA; Van Dam, M.; Campbell, R.; Chin, J.; Hartman, S.; Johansson, E.; Lafon, R.; Le Mignant, D.; Stomski, P.; Summers, D.; Wizinowich, P. (2005). 「Keck Observatory Laser Guide Star Adaptive Optics Discovery and Characterization of a Satellite to the Large Kuiper Belt Object 2003 EL61」(PDF) . Astrophysical Journal Letters . 632 (1): L45–L48. Bibcode :2005ApJ...632L..45B. doi :10.1086/497641. S2CID 119408563。2017年12月2日にオリジナルからアーカイブ（PDF）されました。2018年11月4日に取得。
- ^ Lacerda, P.; Jewitt, DC (2007). 「回転光曲線から求めた太陽系天体の密度」.天文学ジャーナル. 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph/0612237 . Bibcode :2007AJ....133.1393L. doi :10.1086/511772. S2CID 17735600.
- ^ ルルーシュ、E.キス、C.サントス・サンツ、P.ミュラー、TG;フォルナシエ、S.グロッサン、O.他。 （2010年）。 」 「 TNO は冷たい」: トランスネプチューン領域の調査 II. (136108) ハウメアの熱光度曲線」。天文学と天体物理学。518 : L147。arXiv : 1006.0095。Bibcode :2010A&A...518L.147L。doi : 10.1051/0004-6361/ 201014648。S2CID 119223894 。
- ^ フォルナシエ、S.ルルーシュ、E.ミュラー、T.サントス・サンツ、P.パヌッツォ、P.キス、C.リム、T。モメルト、M.ボクレ・モルヴァン、D . ;ヴィレニウス、E.スタンスベリー、J.トッツィ、GP;モットーラ、S.デルサンティ、A.クロヴィジエ、J.ダファード、R.ヘンリー、F.ラセルダ、P.バルッチ、A.ギッケル、A. (2013)。 「TNO はクールです」: 海王星横断領域の調査 VIII. 70 ～ 500 μm の 9 つの明るいターゲットのハーシェル PACS と SPIRE 観測の組み合わせ」(PDF)。天文学と天体物理学。555 : A15. arXiv : 1305.0449 . Bibcode :2013A&A...555A..15F. doi :10.1051/0004-6361/201321329. S2CID 119261700. 2014年12月5日にオリジナルからアーカイブ（PDF）されました。
- ^ 「カロン：究極の極低温の製氷機」（プレスリリース）。ジェミニ天文台。2007年7月17日。2011年6月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年7月18日閲覧。
- ^ Brown, ME; Schaller, EL; Roe, HG; Rabinowitz, DL; Trujillo, CA (2006). 「ハッブル宇宙望遠鏡による2003 UB313の大きさの直接測定」(PDF) . The Astrophysical Journal Letters . 643 (2): L61–L63. arXiv : astro-ph/0604245 . Bibcode :2006ApJ...643L..61B. doi :10.1086/504843. S2CID 16487075. 2008-09-10にオリジナルからアーカイブ(PDF)されました。
- ^ Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, TL; Strazzulla, G. (2009). 「トランスネプチューンベルト最大の炭素枯渇天体 2003 EL61 の表面研究」.天文学と天体物理学. 496 (2): 547–556. arXiv : 0803.1080 . Bibcode :2009A&A...496..547P. doi :10.1051/0004-6361/200809733. S2CID 15139257.
- ^ サウスカロライナ州テグラー；グランディ、WM。ロマニシン、W.コンソルマーニョ、ジョージア州。モグレン、Ｋ．ヴィラス、F. (2007)。 「大型カイパーベルト天体 136472 (2005 FY 9 ) および 136108 (2003 EL 61 ) の光学分光法」。天文ジャーナル。133 (2): 526–530。arXiv : astro-ph/0611135。ビブコード:2007AJ....133..526T。土井：10.1086/510134。S2CID 10673951。
- ^ P. ラセルダ; D. ジュイット & N. ペイシンホ (2008)。 「エクストリームKBO 2003 EL61の高精度測光」。天文雑誌。135 (5): 1749 ～ 1756 年。arXiv : 0801.4124。Bibcode :2008AJ....135.1749L。土井：10.1088/0004-6256/135/5/1749。S2CID 115712870。
- ^ P. Lacerda (2009). 「極端カイパーベルト天体ハウメアの時間分解近赤外線測光」.天文学ジャーナル. 137 (2): 3404–3413. arXiv : 0811.3732 . Bibcode :2009AJ....137.3404L. doi :10.1088/0004-6256/137/2/3404. S2CID 15210854.
- ^ 「奇妙な準惑星に赤い斑点がある」Space.com 2009年9月15日。2009年11月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年11月12日閲覧。
- ^ 驚き！準惑星ハウメアに環がある Archived 2017-10-22 at the Wayback Machine、Sky and Telescope、2017年10月13日。
- ^ Kondratyev, BP; Kornoukhov, VS (2020年10月). 「回転する三軸重力体の周りのリングの永年進化」.天文学レポート. 64 (10): 870–875. Bibcode :2020ARep...64..870K. doi :10.1134/S1063772920100030.
- ^ Winter, OC; Borderes-Motta, G.; Ribeiro, T. (2019). 「準惑星ハウメアの周りのリングの位置について」.王立天文学会月報. 484 (3): 3765–3771. arXiv : 1902.03363 . doi : 10.1093/mnras/stz246 . S2CID 119260748.
- ^ K. Chang (2007年3月20日). 「Piecing Together the Clues of an Old Collision, Iceball by Iceball」. New York Times . 2014年11月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年10月12日閲覧。
- ^ Brown, ME ; Van Dam, MA; Bouchez, AH; Le Mignant, D.; Campbell, RD; Chin, JCY; Conrad, A.; Hartman, SK; Johansson, EM; Lafon, RE; Rabinowitz, DL Rabinowitz; Stomski, PJ Jr.; Summers, DM; Trujillo, CA; Wizinowich, PL (2006). 「最大のカイパーベルト天体の衛星」(PDF) . The Astrophysical Journal . 639 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Bibcode :2006ApJ...639L..43B. doi :10.1086/501524. S2CID 2578831。2013年11月3日にオリジナルからアーカイブ（PDF）。2011年10月19日に閲覧。
- ^ KM Barkume; ME Brown & EL Schaller (2006). 「カイパーベルト天体2003 EL 61の衛星上の水氷」。天体物理学ジャーナルレター。640 (1): L87–L89。arXiv : astro-ph/0601534。Bibcode : 2006ApJ ... 640L..87B。doi :10.1086/503159。S2CID 17831967。
- ^ Green, Daniel WE (2005年12月1日). “Iauc 8636”。2018年3月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ ab Ragozzine, D.; Brown, ME; Trujillo, CA; Schaller, EL (2008). Orbits and Masses of the 2003 EL61 Satellite System . AAS DPS conference 2008. Bulletin of the American Astronomical Society . Vol. 40. p. 462. Bibcode :2008DPS....40.3607R.
- ^ Ragozzine, D.; Brown, ME (2009). 「準惑星ハウメア = 2003 EL 61の衛星の軌道と質量」。天文学ジャーナル。137 (6): 4766–4776。arXiv : 0903.4213。Bibcode :2009AJ....137.4766R。doi : 10.1088/0004-6256/137/ 6 /4766。S2CID 15310444 。
- ^ Dumas, C.; Carry, B.; Hestroffer, D.; Merlin, F. (2011). 「(136108) Haumea の高コントラスト観測」.天文学と天体物理学. 528. arXiv : 1101.2102 . doi :10.1051/0004-6361/201015011 . 2024年8月24日閲覧。
- ^ 「IAU Circular 8949」。国際天文学連合。2008年9月17日。2009年1月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年12月6日閲覧。
- ^ abc 「ハウメアとナマカの相互イベント」。2009年2月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年2月18日閲覧。
- ^ L.-AA McFadden、PR Weissman、TV Johnson (2007)。太陽系百科事典。Academic Press。ISBN 978-0-12-088589-3。
- ^ ab Fabrycky, DC; Holman, MJ; Ragozzine, D.; Brown, ME; Lister, TA; Terndrup, DM; Djordjevic, J.; Young, EF; Young, LA; Howell, RR (2008). Mutual Events of 2003 EL 61 and its Inner Satellite . AAS DPS conference 2008. Bulletin of the American Astronomical Society . Vol. 40. p. 462. Bibcode :2008DPS....40.3608F.
- ^ M. Brown (2008年5月18日). 「Moon shadow Monday (fixed)」. Mike Brown's Planets . 2008年10月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年9月27日閲覧。
- ^ Bortoletto, A.; Saito, RK (2010). 「ブラジルからの太陽系外縁天体ハウメアとナマカの相互イベントの観測」国際天文学連合シンポジウム議事録。269 : 189–192。Bibcode :2010IAUS..269..189B 。 2024年8月24日閲覧。
- ^ ab 「準惑星ハウメアの衛星：ヒイアカとナマカ - 宇宙への窓」。Windows To The Universe。2021年6月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年6月8日閲覧。
- ^ オルティス、JL;サントス・サンツ、P.シカルディ、B.ベネデッティ・ロッシ、G.ベラール、D.モラレス、N.ダファード、R.ブラガ・リバス、F.ホップ、U.リース、C.ナシンベニ、V. (2017 年 10 月)。 「恒星掩蔽から得た準惑星ハウメアの大きさ、形、密度、環」。自然。550 (7675): 219–223。arXiv : 2006.03113。Bibcode :2017Natur.550..219O。土井：10.1038/nature24051. ISSN 0028-0836。PMID 29022593。S2CID 205260767。 2022年6月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年7月8日閲覧。
- ^ ab Ragozzine, D.; Brown, ME (2009-06-01). 「準惑星ハウメア（2003 El61）の衛星の軌道と質量」.天文学ジャーナル. 137 (6): 4766–4776. arXiv : 0903.4213 . Bibcode :2009AJ....137.4766R. doi :10.1088/0004-6256/137/6/4766. ISSN 0004-6256. S2CID 15310444. 2021-05-09にオリジナルからアーカイブ。 2021-07-08に取得。
- ^ ab “In Depth | Haumea”. NASA Solar System Exploration . 2021年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年7月8日閲覧。
- ^ ab Schlichting, HE; Sari, R. (2009). 「ハウメアの衝突ファミリーの誕生」.天体物理学ジャーナル. 700 (2): 1242–1246. arXiv : 0906.3893 . Bibcode :2009ApJ...700.1242S. doi :10.1088/0004-637X/700/2/1242. S2CID 19022987.
- ^ abc Levison, HF; Morbidelli, A.; Vokrouhlický, D.; Bottke, WF (2008). 「2003 EL 61衝突ファミリーの散乱円盤起源について - 小天体のダイナミクスにおける衝突の重要性の例」.天文学ジャーナル. 136 (3): 1079–1088. arXiv : 0809.0553 . Bibcode :2008AJ....136.1079L. doi :10.1088/0004-6256/136/3/1079. S2CID 10861444.
- ^ マクグラナハン、R.;セーガン、B.ダブ、G.タロス、A.ライン、JE;エメリー、JP (2011)。 「太陽系外縁天体へのミッションの機会に関する調査」。英国惑星間協会の雑誌。64 : 296–303。Bibcode :2011JBIS...64..296M。
- ^ ab ポンシー、ジョエル;フォントデカバ・バイガ、ジョルディ。フェレシンブ、フレッド。マルティノタ、ヴィンセント (2011)。 「ハウメアン系の周回衛星の予備評価: 惑星周回衛星はどのくらい早くそのような遠くの目標に到達できるでしょうか?」アクタ・アストロノーティカ。68 (5–6): 622–628。Bibcode :2011AcAau..68..622P。土井：10.1016/j.actastro.2010.04.011。
- ^ ポール・ギルスター：ハウメアへの高速軌道船 アーカイブ済み 2015-09-23 at the Wayback Machine . Centauri Dreams—The News of the Tau Zero Foundation. 2009年7月14日、2011年1月15日閲覧
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 136108 ハウメアに関連するメディアがあります。
Wikinewsには関連ニュースがあります:
- カイパーベルト天体、約200万年後に彗星になる
- (136108) Johnston's Archive.com のハウメア、ヒイアカ、ナマカ (2014 年 9 月 21 日更新)
- 2009 年国際天文年ポッドキャスト: 準惑星ハウメア (ダリン ラゴッツィン)
- 2011 年 6 月 10 日にマイク ブラウンが 4.20 m (165 インチ) WHTを使用して撮影したハウメア / ハウメア + ナマカの明るさが約 0:30 ～ 3:30 低下するのは、ナマカがハウメアを横切るときです (外側の月であるヒイアカは画像に混ざっていますが、4.5 時間ごとに自転し、少し変化を加えています)
- 今後 350 万年間にわたるハウメアと海王星の断続的な 7:12 共鳴のアニメーション
