하우메아족
하우메아족(영어: Haumea family)은 해왕성 바깥 천체 중 유일한 소행성족이다. 하우메아족 천체들은 서로 궤도 요소가 비슷하고 스펙트럼이 거의 순수한 얼음으로 같으며, 따라서 한 천체가 부서져 생성되었다고 여겨진다.[1] 계산에 따르면, 해왕성 바깥 천체 중 하우메아족 이외의 소행성족은 존재하지 않는다.[2]
| 천체 | (H) | 지름 반사율=0.7 |
V–R[3] |
|---|---|---|---|
| 하우메아 | 0.2 | 1,460 km | 0.33 |
| 2002 TX300 | 3.4 | 332 km | 0.36 |
| 2003 OP32 | 3.9 | 276 km | 0.39 |
| 2005 RR43 | 4.1 | 252 km | 0.41 |
| 2009 YE7 | 4.5 | 200 km | |
| 1995 SM55 | 4.6 | 191 km | 0.39 |
| 2005 CB79 | 4.7 | 182 km | 0.37 |
| 1996 TO66 | 4.8 | 174 km | 0.39 |
특성[편집]
왜행성 하우메아는 하우메아족에서 가장 큰 천체로, 하우메아족 모천체의 중심부이다. 하우메아족에 속하는 다른 천체들은 하우메아의 위성들과 카이퍼 대 천체 (55636) 2002 TX300, (24835) 1995 SM55, (19308) 1996 TO66, (120178) 2003 OP32, (145453) 2005 RR43, (86047) 1999 OY3, (416400) 2003 UZ117, (308193) 2005 CB79, 2003 SQ317[3], (386723) 2009 YE7로,[4] 모두 하우메아로부터 150 m/s 이하의 속도로 떨어져나온 것으로 추정된다.[5] 하우메아족 천체 중 절대 등급이 큰 천체들은 반사율이 일반적인 TNO와 비슷하다면 지름 400 ~ 700 km로 왜행성 후보에 들어갈 것이지만, 얼음 함량이 많아 반사율이 높을 것으로 추정되어 실제 지름은 더 작을 것이다.
하우메아족 천체들의 궤도 요소 분산은 몇 퍼센트 이내(긴반지름 5%, 궤도 경사 1.4°, 궤도 이심률 0.08)로 매우 작은 편이다.[6]
하우메아족 천체들은 공통적으로 색지수가 중성이고 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다.[7][8]
하우메아족 천체의 궤도[편집]
| 이름 | 평균 근점 이각 M° |
역기점 | 진근점 이각 ω |
승교점 경도 Ω° |
궤도 경사 i° |
이심률 e |
궤도 긴반지름 a (AU) |
H | 반사율 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 136108 하우메아 | 214.06 | 2458000.5 | 238.87 | 121.97 | 28.203 | 0.1893 | 43.355 | 0.2 | 0.80 |
| (19308) 1996 TO66 | 138.31 | 2458000.5 | 239.73 | 355.26 | 27.476 | 0.122 | 43.145 | 4.8 | 0.7 |
| (24835) 1995 SM55 | 329.45 | 2458000.5 | 72.599 | 21.109 | 27.096 | 0.1019 | 41.627 | 4.6 | 0.7 |
| (55636) 2002 TX300 | 76.403 | 2458000.5 | 338.27 | 324.60 | 25.862 | 0.1234 | 43.065 | 3.4 | 0.88 |
| (86047) 1999 OY3 | 63.503 | 2458000.5 | 304.61 | 301.79 | 24.215 | 0.1726 | 43.852 | 6.8 | 0.7 |
| (120178) 2003 OP32 | 72.44 | 2458000.5 | 68.382 | 182.93 | 27.213 | 0.1082 | 43.182 | 3.9 | 0.7 |
| (145453) 2005 RR43 | 46.801 | 2458000.5 | 278.41 | 85.81 | 28.552 | 0.1357 | 43.0 | 4.1 | 0.70 |
| (308193) 2005 CB79 | 320.83 | 2458000.5 | 91.14 | 112.85 | 28.646 | 0.1467 | 43.555 | 4.7 | 0.70 |
| (386723) 2009 YE7 | 182.13 | 2458000.5 | 99.742 | 141.60 | 29.089 | 0.1478 | 44.164 | 4.5 | 0.70 |
| (416400) 2003 UZ117 | 339.93 | 2458000.5 | 247.4 | 204.7 | 27.472 | 0.1299 | 44.051 | 5.3 | |
| 2003 SQ317 | 6.9467 | 2458000.5 | 191.80 | 176.3 | 28.618 | 0.0766 | 42.488 | 6.2 | 0.05-0.5 |
형성 및 진화[편집]
하우메아족을 형성한 모천체는 지름 1660 km, 밀도 2.0 g/cm3로 명왕성이나 에리스와 비슷했을 것이라고 추정된다. 충돌로 인해 하우메아족 천체들은 질량의 20%에 해당하는 얼음 일부를 잃었고, 밀도가 증가했다.[1]
하우메아족 천체들의 궤도는 형성 시의 충돌로만으로는 설명할 수 없다. 하우메아의 궤도 요소의 분산을 설명하려면 약 400 m/s 정도의 속도 분산이 필요하지만, 만약 그렇다면 파편은 더 멀리 퍼졌을 것이다. 이 문제는 하우메아에서만 나타나며, 다른 천체들은 속도 분산이 140 m/s 정도만 필요하다. 이 문제에 대해 브라운 등은 하우메아의 이심률이 충돌 이후에 변했다고 주장했다. 하우메아족 천체 중 하우메아만 궤도가 해왕성과 7:12 궤도 공명이 일어나는데, 이로 인해 이심률이 증가했을 수 있다.[1]
이 문제에 대한 두 번째 이론은 형성 과정이 좀 더 복잡했다고 추정한다. 충돌 시 방출된 물질들이 하우메아 옆에 대형 위성을 형성해 조석 가속을 통해 하우메아와의 거리가 멀어진 다음, 두 번째 충돌이 일어나 파편을 다시 흩뿌렸다는 이론으로,[5] 이 이론에서 필요한 속도 분산은 약 190 m/s로 실제 값인 140 m/s와 가까우며, 이 속도가 하우메아의 탈출 속도인 900 m/s보다 현저히 낮다는 문제도 피해갈 수 있다.[5]
충돌로 소행성족이 형성되었다는 점에서 하우메아족 천체가 산란원반에서 온 것일 가능성이 있다. 현재 카이퍼 대의 듬성듬성한 소행성체 분포로 보면 태양계의 나이 정도의 기간에 충돌이 일어날 가능성은 0.1% 미만이며, 만약 태양계 형성 초기 소행성체 밀도가 높은 카이퍼 대에서 형성되었다면 해왕성이 형성될 때 중력 교란으로 전부 흩어졌을 것이라고 추정되기 때문에, 하우메아족의 기원이 된 천체는 산란원반에서 온 것이라고 추정된다. 시뮬레이션에서는 태양계에서 이러한 소행성족이 형성될 가능성은 약 50%이기 때문에, 하우메아족이 매우 특별한 경우일 수도 있다.[2]
소행성이 분해되어 하우메아족처럼 분산되려면 몇십억 년이 소요되기 때문에, 하우메아족은 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다.[9] 이 결과는 라비노비츠 등이 하우메아족 천체가 특별하게 밝다는 사실에서 표면이 약 1억 년 전쯤에 얼음으로 덮인 적이 있었을 것이라는 추정과 정면으로 상충된다. 몇십억 년 정도의 규모에서는 태양으로부터의 에너지가 얼음을 거의 모두 승화시켜 표면이 어두워질 것이며, 현재까지 이에 대해 타당성 있는 가설은 제기되지 않았다.[10]
하지만 하우메아의 가시광 및 적외선 분광 결과에서는 하우메아의 표면이 비정질 얼음과 결정질 얼음이 1:1로 섞여 있으며, 유기물은 8% 이하로 측정되었다. 얼음의 함량이 많다는 것은 충돌이 1억 년 이상 전에 일어났음을 가리키며, 이 천체들의 표면이 젊다는 가정이 거짓임을 뜻한다.[11]
같이 보기[편집]
각주[편집]
- ↑ 가 나 다 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.
- ↑ 가 나 Harold F. Levison; Alessandro Morbidelli; David Vokrouhlický; 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.
- ↑ 가 나 Snodgrass, Carry; Dumas, Hainaut (2009년 12월 16일). “Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family”. 《Astronomy and Astrophysics》 511: A72. arXiv:0912.3171. Bibcode:2010A&A...511A..72S. doi:10.1051/0004-6361/200913031.
- ↑ Trujillo, Chadwick A.; Sheppard, Scott S.; Schaller, Emily L. (2011년 2월 14일). “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.
- ↑ 가 나 다 Schlichting, Hilke E.; Sari, Re'em (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.
- ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (2018년 2월 1일). “Dynamically correlated minor bodies in the outer Solar system”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》. arXiv:1710.07610. Bibcode:018MNRAS.474..838D. doi:10.1093/mnras/stx2765.
- ↑ 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.
- ↑ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Lorenzi, V. (2008년 7월). “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.
- ↑ Ragozzine, D.; Brown, M. E. (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.
- ↑ Rabinowitz, David L.; Schaefer, Bradley E.; Schaefer, Martha W.; Tourtellotte, Suzanne W. (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.
- ↑ Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, T. L.; Strazzulla, G. (2009년 3월). “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.
