ハウメア家

ハウメア族またはハウメアン族は、唯一確認されている太陽系外縁天体衝突族である。つまり、類似した軌道パラメータとスペクトル（ほぼ純粋な水氷）を持ち、祖先の天体の破壊的な衝突によって発生したことを示唆する唯一の太陽系外縁天体（TNO）のグループである。[1] 計算によると、おそらくこれが唯一の太陽系外縁天体衝突族^である。^{[2]メンバーは}ハウメア として知られている。

メンバー

特徴

準惑星ハウメアは、このファミリーの中で最大のメンバーであり、分化した祖先の中心です。他に特定されている天体としては、ハウメアの衛星とカイパーベルト天体（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、（612620）2003 SQ 317^[3]、（386723）2009 YE 7^[4]があり、いずれもハウメアからの放出速度は150 m/s未満である。^[5]最も明るいハウメイド星の絶対等級（H）は、直径400～700 kmと推定される明るさで、典型的なTNOと同程度のアルベドであれば準惑星である可能性がある。しかし、高アルベドの水氷天体であると考えられているため、はるかに小さい可能性がある。メンバーの固有軌道要素の分散は数パーセント以下である（長半径5%、傾斜角1.4° 、離心率0.08 ）。^[6]この図は、このファミリーのメンバーの軌道要素を他のTNOとの関係で示している。^[^要出典^]

これらの天体の共通の物理的特徴としては、中性色と水氷に典型的な深赤外線吸収特性（1.5μmと2.0μm ）が挙げられる。 ^[7]^[8]

メンバー軌道

^ 2005 UQ _{513 は、}力学的にはハウメア族に属しているものの、ハウメア族の他の星とは異なり、赤いスペクトルを示す。

海王星との共鳴

ファミリーのメンバーの現在の軌道は、形成衝突だけでは説明できません。軌道要素の広がりを説明するには、初期速度分散が約 400 m/s必要となりますが、このような速度分散では、破片はもっと遠くまで分散しているはずです。この問題はハウメア自体にのみ当てはまります。ファミリー内の他のすべての天体の軌道要素には、初期速度分散が約 140 m/s で十分です。必要な速度分散のこの不一致を説明するために、ブラウンと同僚は、ハウメアは当初、ファミリーの他のメンバーに近い軌道要素を持っていて、衝突後にその軌道 (特に軌道離心率) が変わったと示唆しています。ファミリーの他のメンバーとは異なり、ハウメアは海王星と断続的に 7:12 共鳴状態にあり[ ^10]、これがハウメアの離心率を現在の値まで増加させた可能性があります。^[1]

ハウメア族はカイパーベルトの領域を占めており、そこでは複数の共鳴（3:5、4:7、7:12、10:17、11:19の平均運動共鳴を含む）が相互作用し、その衝突族の軌道拡散を引き起こしている。^[11]ハウメア自体が現在占めている断続的な7:12共鳴の他に、この族の他のメンバーが他の共鳴のいくつかを占めており、共鳴ホッピング（ある共鳴から別の共鳴への切り替え）が数億年の時間スケールで可能である。（19308）ハウメア族で最初に発見された1996 TO 66は現在、断続的な11:19共鳴にある。^[12]

形成と進化

この族の衝突形成には、冥王星やエリスと同程度の、直径約1660 km、密度約2.0 g/cm ³の原始惑星が必要である。形成衝突の間、ハウメアは質量の約20%（主に氷）を失い、密度が上昇した。^[1]

海王星との共鳴の影響に加えて、この族の起源には他の複雑な要素もあるかもしれない。最初の衝突で放出された物質が合体してハウメアの大きな衛星となり、それが潮汐力によってハウメアから徐々に離れ、その後2度目の衝突で砕け、破片が外側に飛散したのではないかと考えられている。^[5]この2番目のシナリオでは、約190 m/sの速度分散が生み出され、族のメンバーの測定された約140 m/sの速度分散にかなり近い。また、観測された約140 m/sの分散がハウメアの約900 m/sの脱出速度よりはるかに小さいという問題も回避できる。^[5]

ハウメアはカイパーベルトにある細長く、高速で回転する大きな天体で、唯一のものではないかもしれない。2002年、ジューイットとシェパードは、ヴァルナの高速回転に基づいて、細長いはずだと示唆した。太陽系の初期の歴史では、海王星外縁領域には現在よりも多くの天体が存在し、天体同士の衝突の可能性が高まっていた。それ以来、海王星との重力相互作用により、多くの天体がカイパーベルトから散乱円盤へと散乱してきた。^[^要出典^]

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。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発生する可能性は 0.1 パーセント未満である。このファミリーは、より密度の高い原始カイパーベルトでは形成されなかっただろう。なぜなら、このような緊密なグループは、その後海王星がベルトに移動したことで分断され、それが現在の低密度の原因であると考えられているからである。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となる天体の起源地である可能性が高いと思われる。シミュレーションによると、太陽系にこのようなファミリーが存在する確率は約 50 パーセントであるため、ハウメアファミリーは唯一無二である可能性がある。^[2]

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。^[13]これは、このグループの研究でその表面が著しく明るいことを発見したラビノウィッツと同僚の研究結果と矛盾している。その色は、最近（つまり過去1億年以内）に新鮮な氷で表面が覆われたことを示唆している。10億年という長い時間スケールで、太陽からのエネルギーは表面を赤くしたり暗くしたりしたはずであり、その見かけ上の若さを説明するもっともらしい説明は見つかっていない。^[14]

しかし、ハウメアの可視光線と近赤外線スペクトルのより詳細な研究^[15]は、その表面が非晶質氷と結晶氷の1:1の混合物で覆われ、有機物は8%以下であることを示しています。表面の非晶質氷の量が多いことから、衝突イベントは1億年以上前に起こったに違いないことがわかります。この結果は力学研究と一致しており、これらの天体の表面が若いという仮定を否定しています。^{[引用が必要]}

参照

参考文献

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外部リンク

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[10] 2005 UQ _{513 は、}力学的にはハウメア族に属しているものの、ハウメア族の他の星とは異なり、赤いスペクトルを示す。

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[11] マーク・ブイ、136108 の軌道適合と天文測定記録、2019 年 11 月 11 日

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