Haumea-familien er en gruppe af trans-neptunske objekter med lignende orbitale parametre og næsten identiske spektre svarende til næsten ren is. Beregninger viser, at denne gruppe er en trans-neptunsk familie af asteroider [1] . Det antages, at alle medlemmer af familien er fragmenter af en stor forældreasteroide , som engang brød op som følge af en kollision med et andet stort objekt [2] .
Familien blev opkaldt efter dværgplaneten Haumea (foreløbig betegnelse 2003 EL61), som er det største medlem af denne familie og et af hovedfragmenterne af moderkroppen. Derudover omfatter familien flere ret store Kuiperbælteobjekter , hvis spredning af kredsløbshastigheder ikke overstiger 150 m/s [3] . Alle medlemmer af familien består primært af is og har som følge heraf en ret stor albedo . Den største af dem - med en diameter på 400-700 km - kan ikke længere betragtes som asteroider, men som dværgplaneter . Selvom det viser sig, at deres albedo viste sig at være stærkt undervurderet, så vil størrelserne på disse objekter vise sig at være meget mindre, og så kan de miste denne status eller muligheden for at gøre krav på den.
Spredningen af korrekte orbitale elementer mellem medlemmer af familien er relativt lille og beløber sig til omkring 5% for semi-hovedaksen , omkring 1,4° for orbitalhældningen og 0,08 for excentriciteten .
Medlemmer af familien er karakteriseret ved et neutralt farveindeks med dybe absorptionsbånd i det infrarøde område af spektret i en længde på 1,5 og 2,0 μm , karakteristisk for vandis [4] [5] .
Det antages, at forældreasteroiden, som familien blev dannet af, havde en diameter på omkring 1600 km og en tæthed på omkring 2 g/cm 3 . Det lignede sandsynligvis dværgplaneter som Pluto eller Eris . Som følge af kollisionen mistede Haumea omkring 20 % af sin oprindelige masse, mest is, og på grund af dette blev den tættere [2] .
De aktuelle parametre for familiemedlemmernes kredsløb kan ikke forklares af kollisionen alene. For at forklare fordelingen af deres orbitale elementer er det nødvendigt at antage, at hastighedsspredningen af fragmenter af moderlegemet umiddelbart efter sammenstødet oversteg 400 m/s, men så ville spredningen af disse fragmenter være meget større, end der i øjeblikket observeres i familie medlemmer. Dette problem vedrører kun Haumea; banerne for alle andre medlemmer af familien kan forklares under antagelse af, at spredningen af starthastighederne kun var 140 m/s. Måske er årsagen til denne uoverensstemmelse, at Haumea (og kun hun) nogle gange kommer ind i en 12:7 orbital resonans med Neptun. Dette fører til en stigning i excentriciteten af denne dværgplanet med hver tilgang til Neptun. Sandsynligvis var det denne mekanisme, der førte til en stigning i excentriciteten af Haumeas kredsløb (i første omgang tæt på excentriciteten af kredsløbene for andre medlemmer af familien) til dens nuværende værdi [2] .
Det andet forslag foreslår en mere kompleks måde at danne familie på: materialet, der kastes ud fra forældreasteroiden under den indledende kollision, spredes ikke ud i det omgivende rum, men forbliver i Haumeas kredsløb og klæber gradvist sammen til en stor måne, som gradvist bevæger sig væk fra dværgplaneten under påvirkning af tidevandskræfter, og hvor -det øjeblik ødelægges som følge af en sekundær kollision. Samtidig er dens fragmenter spredt ud i det omgivende rum og danner en familie af asteroider. Denne teori forudsiger, at asteroidefamiliens hastighedsspredning ikke vil overstige 190 m/s, hvilket allerede er meget tættere på den observerede hastighedsspredning på 140 m/s. Det forklarer også den meget lille værdi af denne spredning sammenlignet med flugthastigheden for Haumea (ca. 900 m/s) [3] .
Haumea er måske ikke det eneste store hurtigt roterende elliptiske objekt i Kuiperbæltet. I 2002 foreslog Jewitt og Sheppard, at en anden dværgplanet (20000) Varuna , på grund af dens hurtige rotation, også kan have en aflang, meget aflang form. I de tidlige stadier af historien var der mange flere objekter i det trans-neptunske område af solsystemet end nu, hvilket skabte en høj sandsynlighed for en kollision mellem dem. Men under indflydelse af gravitationsinteraktioner med Neptun blev mange af dem slynget ud i et fjernere område af den spredte skive.
I dag er Kuiperbæltet et ret tyndt befolket område, hvor sandsynligheden for kollisioner mellem objekter er ekstremt lav og er mindre end 0,1 % under solsystemets eksistens. Oprindeligt dannet i Kuiperbæltet på et tidligere tidspunkt, hvor dens tæthed stadig var høj nok til dette, kunne familien heller ikke, da en så tæt gruppe i tiden fra dens dannelse til i dag uundgåeligt ville være blevet spredt af tyngdekraften indflydelse fra Neptun. Tilstedeværelsen i Kuiperbæltet af en så tæt asteroidefamilie, som opstod netop som et resultat af en kollision, indikerer dens relativt unge alder og kan betyde, at familien opstod i området af den spredte skive , hvor sandsynligheden for sådanne kollisioner fortsat er ret højt, og først da flyttede til Bælt Kuiper.
Resultaterne af matematisk modellering viser, at sandsynligheden for, at en sådan asteroidefamilie dukker op i solsystemet under dens eksistens er omkring 50 %, så det er meget muligt, at Haumea-familien er den eneste trans-neptunske familie af sin art [1 ] . Ifølge beregninger kan den nå den nuværende spredningsgrad på ikke mindre end en milliard år. Derfor er der tale om en ret gammel familie, hvis alder kan sammenlignes med solsystemets alder [6] . Men dette stemmer ikke godt overens med den høje lysstyrke af disse objekter, hvilket indikerer en lille (ikke mere end 100 millioner år) alder af deres overflade. Det er ret mærkeligt, for i løbet af milliarder af år skulle isen under påvirkning af solstråling delvist have fået en rød farvetone og blevet mørkere . Den høje albedo indikerer enten ungdommen af disse objekter eller, mere sandsynligt, den nylige fornyelse af is på deres overflade. Måske opstår dette som følge af kollisioner med mindre objekter [7] .
Mere detaljerede undersøgelser i det synlige og nær infrarøde spektrum bekræfter denne version [8] . Ifølge disse data består overfladen af Haumea af en lige stor andel af amorf og krystallinsk is samt de enkleste organiske forbindelser (ikke mere end 8%). En så stor mængde amorf is bekræfter, at kollisionen fandt sted for mere end 100 millioner år siden. Dette er i god overensstemmelse med resultaterne af dynamiske undersøgelser og gør versionen af ungdommen af denne familie af asteroider uholdbar. Og fraværet af spor af metan og ammoniak eller deres forbindelser gør det muligt at udelukke muligheden for tilstedeværelsen af kryovulkanisme på deres overflade.
| Navn | Diameter | Hovedakse | Orbital hældning | Orbital excentricitet | Åbningsår |
|---|---|---|---|---|---|
| Haumea | 1460 km | 42.995 a. e. | 28.218 ° | 0,198 | 2003 |
| (19308) 1996 TIL 66 | 200 - 900 km | 43.504 a. e. | 27,359° | 0,116 | 1996 |
| (24835) 1995 SM 55 | 174 - 704 km | 41.957 a. e. | 27.000° | 0,106 | 1995 |
| (55636) 2002 TX 300 | 143 - 435 km | 43.504 a. e. | 25,826° | 0,126 | 2002 |
| (86047) 1999 OY 3 | 73,0 km | 44.074 a. e. | 24.191° | 0,171 | 1999 |
| (120178) 2003 OP 32 | 230,0 km | 43.428 a. e. | 27.112° | 0,107 | 2003 |
| (145453) 2005 RR 43 | 252,0 km | 43.472 a. e. | 28.492° | 0,143 | 2005 |
| (308193) 2005 CB79 | 158 km | 43.205 a. e. | 28,646° | 0,139 | 2005 |
| (416400) 2003 UZ117 | ? km | 44.431 a. e. | 27,375° | 0,135 | 2003 |
| 2003 SQ 317 [9] | ? km | 42.902 a. e. | 28.511° | 0,085 | 2003 |