하우메아

Haumea
이 기사는 플라네토이드에 관한 것이다.하와이의 여신은 하우메아(신학)를 참조하라.다른 용도는 하우메아(동음이의)를 참조하십시오.
136108 하우메아
Haumea Hubble.png
하우메아(중앙)와 그 두 달의 허블 이미지; 히우미아카는 하우메아 위에, 나마카는 아래에 있다.
디스커버리
검색 대상
발견일자
  • 2004년 12월 28일 (갈색)
  • 2005년 7월 27일 (오르티즈)
지정
(136108) 하우메아
발음/haʊˈmeɪ.ə, ˌhu-/[nb 1]
이름을 따서 명명됨
하우메아
2003년 EL61
형용사하우먼[7] 시
궤도 특성[10]
Epoch 17 2020년 12월 (JD 2459200.5)
불확실성 매개변수 2
관측호65년 291일(24033일)
가장 빠른 사전 검색 날짜1955년 3월 22일
압헬리온51.585 AU(7.7170Tm)
페리헬리온34.647 AU(5.1831Tm)
43.116 AU(6.4501Tm)
편심성0.19642
283.12 yr (1983.12일)[8]
4.531km/s[필요하다]
218.205°
0° 0m 12.533s/일
기울기28.2137°
122.167°
≈ 2133년[9] 6월 1일
±2일
239.041°
알려진 위성2 (히이시아카와 나마카)와 링
물리적 특성
치수
평균 반지름
≈ 8.14×10km62[nb 2][13]
볼륨≈ 1.98×10km93[nb 2][14]
0.0018 지구
미사(4.006±0.040)×10kg21[15]
0.00066 지구
평균 밀도
≈ 0.242 m/s2
≈ 0.714 km/s
3.915341±0.000005시간[16]
(0.168139208 d)
282.6°±1.1°[17]
북극점 열화
-13.0°±1.3° 또는 -11.8°±1.2°°[17]
온도< 50K[18]
17.3 (1998년)[21][22]
0.2 [8] · 0.428±0.011 (V) [16]

하우메아(Minor-planet 명칭 136108 Haumea)는 해왕성의 궤도 너머에 위치한 왜성이다.[23]2004년 미국 팔로마르 천문대에서 칼텍의 마이크 브라운이 이끄는 팀에 의해 발견되었고 2005년에도 스페인의 시에라 네바다 천문대에서 호세 루이스 오르티즈 모레노가 이끄는 팀에 의해 발견되었지만 논쟁의 여지가 있다.2008년 9월 17일 국제천문연맹(IAU)이 왜성임을 증명할 것이라는 기대 아래 하와이의 출산여신 하우메아의 이름을 따서 명명하였다.명목상의 추정치는 에리스와 명왕성에 이어 세 번째로 큰 것으로 알려져 있지만, 베스트핏 모델링의 불확실성은 마케마케의 더 큰 크기 추정치와 약간 겹친다.[11][24]

하우메아의 질량은 명왕성의 1/3 정도, 지구의 1/1400 정도 된다.비록 그것의 모양이 직접적으로 관찰되지는 않았지만, 그것의 광선 곡선에서 계산하는 것은 그것이 자코비 타원체(왜성이라면 그렇게 될 모양)이며, 그것의 주요 축은 그것의 작은 축보다 두 배나 길다.2017년 10월 천문학자들은 하우메아 주변에서 넵투니아 횡단 물체에서 발견된 최초의 고리 시스템을 나타내는 고리 시스템을 발견했다고 발표했다.하우메아의 중력은 최근까지도 그것이 지금은 분명하지 않지만 정수 평형상태로 이완될 정도로 충분하다고 생각되었다.하우메아의 길쭉한 모양과 빠른 회전, 고리, 높은 알베도(결정수빙의 표면에서 나온 것)는 거대한 충돌의 결과라고 생각되는데, 하우메아는 여러 개의 커다란 넵투니아 물체가 포함된 충돌 계열의 가장 큰 일원이고 하우메아의 알려진 두 개의 달인 히치야카와 나마카가 그것이다.

역사

디스커버리

주요 기사:하우메아 발견 논란

두 팀이 하우메아의 발견에 대해 공로를 주장하고 있다.칼텍의 마이크 브라운, 예일대의 데이비드 라비노위츠, 하와이 제미니 천문대의 채드 트루히요로 구성된 연구팀은 2004년 12월 28일 하우메아를 2004년 5월 6일 찍은 사진에서 발견했다.2005년 7월 20일, 그들은 2005년 9월 회의에서 발견 사실을 발표하기 위한 보고서 온라인 개요를 발표했다.[25]이 무렵 호세 루이스 오르티스 모레노와 스페인 시에라 네바다 천문대 아스트로피시카 데 안달루시아 연구소의 그의 팀은 2003년 3월 7~10일 찍은 사진에서 하우메아를 발견했다.[26]오르티즈는 2005년 7월 27일 밤 마이너 플래닛 센터에 이메일을 보냈다.[26]

브라운은 처음에 오르티즈에게 발견 공로를 인정했지만,[27] 스페인 천문대가 발견 발표 전날 브라운의 관찰 기록에 접근했다는 것을 알고 스페인 팀의 사기 행각을 의심하게 되었다.

이 로그들은 오르티즈 팀이 2003년 이미지에서 하우메아를 미리 덮을 수 있을 만큼 충분한 정보를 포함하고 있었고, 오르티즈 팀이 7월 29일 MPC에 두 번째 발표를 위한 확인 이미지를 얻기 위해 망원경 시간 직전에 다시 접속되었다.오르티즈는 이후 자신이 칼텍 관찰 기록에 접근했다고 인정했지만, 그들이 새로운 물체를 발견했는지 여부를 검증하고 있었을 뿐이라며 어떠한 잘못도 부인했다.[28]하우메아의 사전 발견 이미지는 1955년 3월 22일로 거슬러 올라간다.[8]

IAU 프로토콜은 작은 행성에 대한 발견 크레딧은 그 행성의 궤도를 적절히 결정할 수 있는 충분한 위치 데이터를 가지고 MPC(Minor Planet Center)에 보고서를 처음 제출하는 사람에게 돌아가며, 인정받은 발견자는 이름을 선택하는 데 우선권이 있다는 것이다.그러나 2008년 9월 17일 IAU의 발표에서는 하우메아가 왜성이 될 것으로 예상되는 육체를 위해 설립된 이중 위원회에 의해 지명되었다고 발표했지만, 발견자는 언급하지 않았다.발견 장소는 스페인 팀의 시에라 네바다 천문대에 등재되었지만,[29][30] 선택된 이름인 하우메아는 칼텍 제안서였다; 오르티즈 팀은 플루티노 신으로서 적합했을 [26]봄의 고대 이베리아 여신인 "아테치나"를 제안했었다.

이름 및 기호

영구적인 이름이 붙기 전까지 칼텍 발굴팀은 크리스마스 직후인 2004년 12월 28일 하우메아를 발견했기 때문에 그들 사이에서 '산타'라는 별명을 사용했다.[31]스페인 팀은 2005년 7월에 Minor Planet Center에 발견을 위한 청구서를 처음으로 제출했다.2005년 7월 29일 하우메아는 스페인 발견 이미지 일자에 근거해 2003 EL이라는61 잠정 명칭을 부여받았다.2006년 9월 7일에 번호가 매겨져 (136108) 2003 EL로61 공식 소행성 카탈로그에 등록되었다.

지침은 당시 국제 천문 연맹에 의해 설립된 후는 고전 카이퍼 벨트 개체 2006년 9월에 신화적인 존재 creation,[32]와 관련된 이름을 붙여순서대로 되어 있다" 떨어진 장소 satellit에게 경의를 표시하고자 이 칼텍 팀 국제 천문 연맹에 모두(136108)2003년 EL61과 여러개의 달을, 하와이 신화에서 형식의 이름을 제출했습니다.에스 were found".[33]그 이름들은 칼텍 팀의 데이비드 라비노위츠에 의해 제안되었다.[23]하우메아는 마우나케아 천문대가 있는 하와이 섬의 마트론 여신이다.또한 그녀는 와케아(우주)의 아내이자 지구의 여신인 파파(Papa)와 동일시되는데,[34] 당시 하우메아는 다른 알려진 카이퍼 벨트 물체의 전형적인 작은 바위 중심부 위에 두꺼운 얼음 맨틀이 없이 거의 전체가 단단한 암석으로 구성되어 있다고 생각되었기 때문에 적절해 보였다.[35][36]마지막으로 하우메아는 다산과 출산의 여신으로, 몸의 다른 부분에서 튀어나온 많은 아이들이 있다;[34] 이것은 고대 충돌 동안 본체를 분리시킨 것으로 생각되는 얼음 덩어리들과 일치한다.[36]이와 같은 방식으로 형성된 것으로도 여겨지는 알려진 두 개의 달은,[36] 하우메아의 두 딸인 히우미아카와 나마카의 이름을 따서 붙여졌다.[35]

오르티즈 팀인 아타에시나의 제안은 IAU 명명 요건을 충족하지 못했는데, 이는 해왕성과 3:2를 공명하는 플루토늄과 같이 안정되게 공명하는 넵투니아 횡단 물체에 대한 명칭이 유보된 반면 하우메아는 간헐적으로 7:12 공명하는 상태에 있었기 때문에 일부 정의에 의해 공명체가 아니었다.명칭 기준은 IAU가 플루토늄을 위해 특별히 쓰기로 결정한 2019년 말에 명확해질 것이다.(아테시나 § 왜소행성을 참조하십시오.)

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하와이 암각화에서 영감을 받은 여성의 출산과 여성의 상징은 데니스 모스코위츠에 의해 고안되었다.[37]그것은 주로 점성술사들에 의해 사용되지만 NASA에 의해서도 사용되었다.[38]U+1F77B에서 유니코드 15.0의 파이프라인에 있다.[39]

궤도

해왕성 바깥의 하우메아의 궤도는 마케마케의 궤도와 비슷하다.직위는 2018년 1월 1일 기준이다.

하우메아는 공전주기가 지구 284년이고, 근전주기는 35AU이며, 공전주기는 28°이다.[8]그것은 1992년 초에 통과했고, 현재 태양으로부터 50AU 이상이다.[21]그것은 2133년에 영구적인 것이 될 것이다.[9]하우메아의 궤도는 다른 충돌족들보다 약간 더 큰 편심성을 가지고 있다.이는 해왕성이 10억 년의 세월에 걸쳐 점차적으로 초기 궤도를 수정하는 해왕성의 7:12 궤도 공명이 약했기 때문으로 생각되는데,[36][40] 이는 이심률 증가를 위해 궤도의 기울기를 교환할 수 있는 코자이 효과를 통해서이다.[36][41][42]

시각적 크기가 17.3인 하우메아는 명왕성과 마케마케에 이어 카이퍼 벨트에서 세 번째로 밝은 물체로, 대형 아마추어 망원경으로 쉽게 관측할 수 있다.[21][43]그러나, 행성과 대부분의 작은 태양계 몸체는 태양계의 원시 원반에서 형성되는 것에서부터 공통 궤도 정렬을 공유하기 때문에, 대부분의 초기 조사에서는 황반이라 불리는 이 공통면의 하늘에 투영하는 것에 초점을 맞춘 먼 물체들에 대한 조사가 이루어진다.[44]황반과 가까운 하늘의 지역이 잘 탐사됨에 따라, 이후 하늘 조사는 더 멀리 있는 물체뿐만 아니라 더 높은 경사를 가진 궤도로 역동적으로 흥분한 물체들을 찾기 시작했으며, 평균적인 움직임이 더 느렸다.[45][46]이러한 조사는 결국 하우메아의 위치를 다루었는데, 높은 궤도 경사도와 현재 위치가 황반으로부터 멀리 떨어져 있다.

해왕성과의 공진 가능성

해왕성이 정지해 있는 회전 프레임에서 하우메아의 공칭 궤도를 표시하는 문장(비거주 예시로는 2 Pallas 참조)
The libration angle of Haumea's weak 7:12 resonance with Neptune, , over the next 5 million years

하우메아는 넵튠과 간헐적으로 7시 12분 궤도공명 상태에 있는 것으로 생각된다.[36]오름차순 Ω {\은 약 460만 년의 기간으로 진행되며, 공명은 경과 주기당 두 번, 또는 230만 년마다 깨져 10만 년 정도 후에만 돌아온다.[2]마크 뷰이는 그것을 무효로 할 수 있는 자격이 있다.[47]

물리적 특성

회전

하우메아는 3.9시간 동안 큰 밝기 변동을 보이는데, 이 길이의 회전 기간으로만 설명할 수 있다.[48]이것은 태양계의 다른 알려진 평형체보다 빠르고, 실제로 지름 100km보다 큰 알려진 다른 어떤 신체보다 더 빠르다.[43]평형상태에서 회전하는 대부분의 몸은 말살된 스피로이드로 납작해지는 반면 하우메아는 너무 빨리 회전하여 삼축 타원체로 왜곡된다.하우메아가 훨씬 더 빨리 회전한다면 아령 모양으로 왜곡되어 둘로 갈라질 것이다.[23]이러한 급속한 회전은 그것의 위성과 충돌 가족을 만든 충격에 기인한 것으로 생각된다.[36]

하우메아 적도의 평면은 현재 지구로부터 거의 에지온에 가까운 방향을 향하고 있으며, 또한 링과 가장 바깥쪽 달인 히야카의 궤도면과도 약간 상쇄되어 있다.비록 처음에는 Ragozine과 Brown에 의해 히오미아카의 궤도 비행기와 같은 평면이라고 가정했지만, 그들의 하우메아 위성들의 충돌 형성 모델은 일관되게 하우메아의 적도 평면을 적어도 히오미아카의 궤도 비행기와 약 1°[15] 정렬할 것을 제안했다.이는 2017년 하우메아에 의해 별빛으로 출몰하는 관측으로 뒷받침되었는데, 이 관측으로 히우미아카의 궤도 및 하우메아의 적도와 거의 일치하는 고리의 존재가 밝혀졌다.[12]2018년 콘드라티예프와 코르누호프의 밀도 데이터를 수학적으로 분석한 결과 하우메아의 적도에 비해 각각 3.2°±1.4°, 2.0°±1.0° 기울어진 것으로 확인된 하우메아 적도의 상대적 기울기 각도를 링과 히오르니아카의 궤도면에 구속할 수 있었다.그들은 또한 하우메아의 북극 방향에 대한 두 가지 해결책을 도출하여 적도 좌표(α, Δ) = (282.6°, –13.0°) 또는 (282.6°, –11.8°)[17]를 가리켰다.

크기, 모양 및 구성

EarthMoonCharonCharonNixNixKerberosKerberosStyxStyxHydraHydraPlutoPlutoDysnomiaDysnomiaErisErisNamakaNamakaHi'iakaHi'iakaHaumeaHaumeaMakemakeMakemakeMK2MK2XiangliuXiangliuGonggongGonggongWeywotWeywotQuaoarQuaoarSednaSednaVanthVanthOrcusOrcusActaeaActaeaSalaciaSalacia2002 MS42002 MS4File:EightTNOs.png
달과 함께 명왕성, 에리스, 하우메아, 마케마케, 공, 콰오아, 세드나, 오르커스, 살라시아, 2002 MS4, 지구의 예술적 비교

태양계 물체의 크기는 광학적 크기, 거리 및 알베도로부터 추론할 수 있다.물체는 크기가 크거나 반사율이 높기 때문에 지구 관찰자들에게 밝게 보인다.만약 반사율(알베도)을 확인할 수 있다면, 그 크기에 대한 대략적인 견적을 낼 수 있다.대부분의 먼 물체에 대해서는 알베도는 알 수 없지만 하우메아는 열 방출량을 측정할 수 있을 정도로 크고 밝아서 알베도의 크기와 대략적인 값을 제공했다.[49]그러나 빠른 회전으로 치수의 계산이 복잡하다.변형된 신체의 회전물리학에서는 100일이라는 짧은 기간에 [43]걸쳐 하우메아처럼 빠르게 회전하는 신체가 삼축 타원체의 평형 형태로 변형되었을 것이라고 예측하고 있다.하우메아의 밝기의 변동은 대부분 알베도의 국소적 차이가 아니라 지구에서 보는 것과 같은 측면경과 종말의 시야가 번갈아 나타나기 때문에 일어나는 것으로 생각된다.[43]

하우메아의 광선 곡선의 회전과 진폭은 그 구성에 강한 제약을 가하는 것으로 주장되었다.하우메아가 수력 평형 상태였고 명왕성처럼 밀도가 낮았다면, 작은 바위 중심부 위에 두꺼운 얼음 맨틀이 얹혀져 있었더라면, 그것의 빠른 회전은 그것의 밝기의 변동이 허용하는 것보다 더 크게 길었을 것이다.그러한 고려사항으로 인해 밀도는 2.6–3.3 g/cm의3 범위로 제한되었다.[50][43]이에 비해 암석인 달은 밀도가 3.3g/cm인3 반면 카이퍼 벨트의 얼음 물체인 명왕성은 밀도가 1.86g/cm이다3.하우메아의 가능한 고밀도는 태양계의 많은 암석 물체를 구성하는 올리빈과 피록센과 같은 규산염 광물의 값을 덮었다.이것은 또한 하우메아의 대부분이 상대적으로 얇은 얼음 층으로 덮인 암석이었음을 시사했다.쿠이퍼 벨트 물체의 전형적인 두꺼운 얼음 맨틀은 하우메아 충돌 가족을 형성한 충격 중에 폭발되었을 수 있다.[36]

하우메아는 위성을 가지고 있기 때문에 시스템의 질량은 케플러의 제3법칙을 이용하여 궤도로 계산할 수 있다.결과는 4.2×1021 kg으로 플루토니아계 질량 28%, 달 6%이다.이 미량의 거의 대부분이 하우메아에 있다.[15][51]하우메아의 치수에 대한 타원형 모델 계산이 여러 차례 이루어졌다.하우메아의 발견 후 첫 번째 모델은 광파장에서 하우메아의 빛 곡선을 지상 관측한 결과, 총 길이 1,960~2,500km, 0.6보다 큰 시각적 알베도v(p)를 제공했다.[43]가장 가능성이 높은 모양은 대략적인 치수가 2,000 × 1,500 × 1,000 km인 삼축 타원형이며, 알베도는 0.71이다.[43]스피처 우주 망원경의 관측은 70 μm의 적외선 파장에서의 광도 측정에서 직경 1,150+250-100km
, 알베도 0.84+0.1-0
.2를 나타낸다.[49]후속 광원 분석에서는 1,450 km의 등가 원형 직경이 제시되었다.[52]2010년 허셜 우주 망원경이 구형 스피처 망원경 측정과 함께 측정한 측정값을 분석한 결과 하우메아의 등가 직경 약 1300km에 대한 새로운 추정치가 나왔다.[53]이러한 독립적 크기 추정치는 약 1,400 km의 평균 기하학적 평균 직경에서 겹친다.2013년 허셜 우주 망원경은 하우메아의 등가 원형 직경을 약 1,240+69-58km로
측정했다.[54]

계산된 하우메아의 타원형 모양, 1,960×1,518×996 km (알베도 0.73으로 가정)왼쪽에는 최소 및 최대 적도 실루엣(1,960×996 및 1,518×996km)이 있고, 오른쪽에는 극으로부터의 시야(1,960×1,518km)가 있다.
하우메아는 불과 4시간 이내에 빠르게 회전하여 길어지는 현상을 초래한다.하우메아는 회전할 때 색상의 구별 가능한 변화를 보이며, 여기서 묘사된 것처럼 표면의 검붉은 점을 나타낸다.

그러나 2017년 1월의 눈부신 암시에 대한 관찰은 그 모든 결론에 의문을 던졌다.Haumea의 측정된 모양은 이전에 추정된 것처럼 길쭉하지만 상당히 큰 치수를 갖는 것으로 보였다 – Haumea라는 신비한 데이터를 통해 얻은 자료에 따르면 대략 명왕성의 가장 긴 축을 따라 있는 명왕성의 지름과 극에서 약 절반이다.[12]Haumea의 관측된 형상으로부터 계산된 결과 밀도는 약 1.8 g/cm로3, 다른 큰 TNO의 밀도와 더 일치했다.비록 하우메아가 에리스, 명왕성, 그리고 아마도 공공보다 작고, 세드나, 콰오아, 오르쿠스보다 큰,[49] 그럼에도 불구하고 발견된 가장 큰 넵투니아 횡단 물체들 중 하나로 보이지만,[12] 이 결과의 모양은 정수 평형에서의 균질한 신체와 일치하지 않는 것으로 보였다.

2019년 한 연구는 하우메아의 분화체로서의 수치모델링을 이용하여 하우메아의 모양과 밀도의 상충되는 측정치를 해결하기 위해 시도했다.occ 2,100 × 1,680 × 1,074 km (긴 축을 25 km 간격으로 모델링)의 치수는 2017년 발생 당시 하우메아의 관측된 모양과 가장 잘 어울리는 동시에 정수 평형에서 표면과 코어 스칼렌 타원체 모양 모두와 일치한다는 것을 알아냈다.[11]하우메아 형상에 대한 수정된 용액은 약 1,626 × 1,446 × 940 km의 코어를 가지고 있으며, 비교적 높은 밀도는 2.68 g/cm로3 카올리나이트와 같은 수화 규산물의 구성을 나타낸다.중심부는 극지방의 약 70에서 최장 축을 따라 170km까지 두께가 되는 얼음 맨틀로 둘러싸여 있으며, 하우메아 질량의 최대 17%를 차지한다.하우메아의 평균 밀도는 2.018 g/cm로3 추정되며, 알베도는 0.66이다.[11]

표면

2005년, 제미니와 케크 망원경은 명왕성의 달 카론 표면과 유사한 강한 결정체 얼음 특징을 보여주는 하우메아의 스펙트럼을 얻었다.[18]이것은 특이하다. 왜냐하면 결정 얼음은 110K 이상의 온도에서 형성되는 반면 하우메아의 표면 온도는 50K 미만이기 때문이다. 이 온도에서 비정형 얼음이 형성된다.[18]또한, 우주 광선의 끊임없는 비와 넵투니아 횡단 물체를 타격하는 태양의 정력적인 입자 때문에 결정 얼음의 구조가 불안정하다.[18]이 폭격에 의해 결정체 얼음이 비정형 얼음으로 되돌아갈 수 있는 시점은 1천만 년의 순서지만,[55] 넵투니아 횡단 물체들은 수십억 년의 시간 동안 현재의 냉온 위치에 있었다.[40]또한 명왕성의 경우와 같이 유기 아이스와 스톨린 유사 화합물의 공통 표면 재료가 존재하는 횡단 넵투니아 물체의 표면을 방사선 손상으로 붉게 하고 어둡게 해야 한다.따라서 스펙트럼과 색상은 하우메아와 그 가족 구성원들이 신선한 얼음을 생산한 최근 리서페이싱 과정을 거쳤음을 시사한다.그러나 그럴듯한 리서페이싱 메커니즘은 제시되지 않았다.[20]

하우메아는 눈처럼 밝으며 알베도는 0.6-0.8의 범위에 있으며 결정 얼음과 일치한다.[43]에리스와 같은 다른 큰 TNO들은 알베도를 높거나 더 많이 가지고 있는 것으로 보인다.[56]표면 스펙트럼의 최적 적합성 모델에서는 하우메안 표면의 66% ~ 80%가 순수 결정수빙으로 나타나며, 높은 알베도 수소 시안화수소 또는 필로실산염의 원인이 될 수 있다.[18]구리 시안화칼륨과 같은 무기질의 시안화염도 존재할 수 있다.[18]

단, 가시 적외선 스펙트럼과 근접한 적외선 스펙트럼에 대한 추가 연구는 8% 이하의 유기체와 함께 1:1의 아모르퍼스 얼음과 결정성 얼음의 친밀한 혼합으로 덮인 균일한 표면을 암시한다.암모니아 하이드레이트의 부재는 극저온증을 배제하고 있으며, 관측 결과 이 충돌 사건은 역동적인 연구와 일치하여 1억년 이상 전에 일어났을 것이라는 사실이 확인된다.[57]하우메아의 스펙트럼에 측정 가능한 메탄의 부재는 마케마케와는 대조적으로 그러한 휘발성 물질을 제거했을 따뜻한 충돌 역사와 일치한다.[18][58]

모든 색상에 균등하게 영향을 미치는 체형에 의한 하우메아의 광선곡선의 큰 변동 외에도 가시적 파장과 근적외선 파장 양쪽에서 보이는 작은 독립적 색의 변화는 색상과 알베도 양쪽에서 모두 다른 표면의 영역을 보여준다.[59][60]구체적으로는 2009년 9월에 하우메아의 밝은 흰색 표면의 크고 짙은 붉은 영역이 관찰되었는데, 이는 충격 특성일 가능성이 있으며, 이는 미네랄과 유기 화합물이 풍부한 지역 또는 결정체 얼음의 더 높은 비율을 나타낼 수 있다.[48][61]따라서 하우메아는 명왕성을 연상시키는 얼룩덜룩한 표면을 가지고 있을지도 모른다.

울리다

발견된 고리 안에서 하우메아의 3.9155시간 회전

2017년 1월 21일 관찰되고 2017년 10월 네이처 기사에 기술된 놀라운 신비감은 하우메아 주변에 고리가 있음을 나타냈다.이것은 TNO를 위해 발견된 첫 번째 링 시스템을 나타낸다.[12][62]이 고리의 반지름은 약 2,287 km, 너비는 약 70 km, 불투명도는 0.5이다.그것은 구면이라면 약 4,400 km의 반지름에 있을 하우메아의 로슈 한계치 내에 잘 들어 있다(비구형적인 것이 한계를 더 멀리 밀어낸다).[12]링 평면은 하우메아의 적도 평면에 대해 3.2°±1.4° 기울어져 있으며, 이보다 큰 외부 달 히아키아카의 궤도 평면과 거의 일치한다.[12][63]이 고리는 하우메아의 회전(하우메아의 중심에서 반경 2,285 ± 8km)으로 1:3 궤도-회전 공명에도 가깝다.이 반지는 하우메아의 총 밝기에 5%의 기여를 하는 것으로 추정된다.[12]

오톤 카보 윈터와 동료들은 2019년에 발표한 링 입자의 역학관계에 관한 연구에서 하우메아의 회전과 함께 1:3 공명이 역동적으로 불안정하지만 하우메아의 링 위치와 일치하는 위상 공간에 안정된 영역이 있음을 밝혀냈다.이는 고리 입자가 공명에 가깝지만 내부는 아닌 원형 주기적 궤도에서 발생한다는 것을 나타낸다.[64]

위성

주요 기사:하우메아의 문
Haumea와 그것의 궤도를 도는 달들, 2008년에 허블에 의해 이미징되었다.히우시아카는 가장 밝고 바깥쪽 달이고, 나마카는 더 희미하고 안쪽 달이다.
예술가가 달의 히우미아카와 나마카를 가지고 하우메아에 대한 구상.달은 여기서 묘사된 것보다 훨씬 더 멀다.

하우메아, (136108) 하우메아 1세 히우시아카, (136108) 하우메아 2세 나마카 궤도를 도는 두 개의 작은 위성이 발견되었다.[29]Darin Ragozine과 Michael Brown은 2005년 W. M. Keck 천문대를 이용한 하우메아 관측을 통해 이 두 가지를 모두 발견했다.

처음에 칼텍 팀에 의해 "루돌프"라는 별명을 가진 히치아카는 2005년 1월 26일에 발견되었다.[65][51]그것은 바깥쪽이고, 직경 약 310 km로 둘 중 더 크고 밝게 빛나고, 49일마다 거의 원형 경로를 통해 하우메아를 공전한다.[66]적외선 스펙트럼에서 1.5와 2마이크로미터의 강한 흡수 특성은 표면의 대부분을 덮고 있는 거의 순수한 결정체 물 얼음과 일치한다.[67]이 특이한 스펙트럼은 하우메아의 유사한 흡수선과 함께 브라운과 동료들로 하여금 포획이 시스템 형성에 있어 있음직하지 않은 모델이며 하우메아 달은 하우메아 자체의 조각임에 틀림없다는 결론을 내리게 했다.[40]

하우메아의 작은 내부 위성 나마카는 2005년 6월 30일 발견되어 '블릿젠'이라는 별명을 얻었다.[68]히ʻiaka의 10분의 1 질량이며, 매우 타원형의 비케플러 공전 궤도에서 하우메아를 18일 동안 공전하며, 2008년 현재 큰 달에서 13° 기울어져 궤도를 왜곡하고 있다.[69]인공위성의 궤도경사와 함께 비교적 큰 기이성과 함께 조석효과로 축축했어야 하는 기이성도 의외다.3:1 공명에 의한 비교적 최근의 히우미아카의 구절은 하우메안 달의 현재 흥분한 궤도를 설명할 수 있을 것이다.[70]

현재 하우메안 달의 궤도는 지구에서 거의 정확히 가장자리에 나타나며, 나마카는 주기적으로 하우메아를 엄폐한다.[71]그러한 트랜짓의 관찰은 1980년대 후반 명왕성과 채론에서 일어났던 것처럼 하우메아와 그 위성의 크기와 모양에 대한 정확한 정보를 제공할 것이다.[72][73]이러한 신비화 동안에 시스템의 밝기가 조금만 바뀌어도 중간 정도의 탐지를 위한 전문 망원경이 필요할 것이다.[72][74]히치아카는 발견되기 몇 년 전인 1999년에 마지막으로 하우메아를 발견했고, 130년 동안 다시는 그렇게 하지 않을 것이다.[75]그러나 일반 위성들 사이에서 독특한 상황에서 나마카의 궤도는 나마카-하우메아 트랜지스의 시야각을 몇 년 더 보존한 히우시아카에 의해 크게 토크를 받고 있다.[69][72][74]

하우메아 시스템
이름 지름(km)[76][77] 반주축(km)[78] 질량(kg)[78] 발견일자[76][79]
하우메아 2 322 (4.006 ± 0.040) × 1021 2003년[79] 3월 7일
히야카 ≈ 310 49 880 (1.79 ± 1.48) x 1018 2005년 1월 26일
나마카 ≈ 170 25 657 (17.9 ± 1.1) x 1018 2005년 6월 30일

충돌족

주요 기사:하우메아 가문

하우메아는 충돌 계열의 가장 큰 구성원으로, 충돌로 인해 더 큰 조생체가 산산조각 났을 때 유사한 물리적 및 궤도 특성을 가진 천문학적 물체 집단이 형성되었다고 생각된다.[36]This family is the first to be identified among TNOs and includes—beside Haumea and its moons—(55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km), and (145453) 2005 RR43 (≈252 km).[3]브라운과 동료들 두 제안은 더 복잡한 기원:는 그 물질이 초기 충돌에서 분출되는 대신 하우메아, 나중에 두번째 충돌에서,는 그것의 파편 분산은 깨져 버렸습니다의 큰 달에 coalesced 것 하우메아의 얼음 mantle,[36]을 충격의 가족들은 모두 직접적인 제품을 제안했다.전쟁ds.[80] 이 두 번째 시나리오는 가족 구성원의 측정된 속도 분산과 더 밀접하게 일치하는 조각에 대한 속도 분산을 생성하는 것으로 보인다.[80]

충돌가족의 존재는 하우메아와 그 '오프프리스팅'이 흩어진 원반에서 비롯되었을지도 모른다는 것을 암시할 수 있었다.인구가 희박한 오늘날의 카이퍼 벨트에서는 태양계 시대에 걸쳐 이런 충돌이 일어날 확률은 0.1%에도 미치지 못한다.[81]그 집단은 해왕성의 벨트로의 이동으로 인해 그러한 친밀한 집단이 혼란에 빠졌을 것이기 때문에 더 밀도가 높은 카이퍼 벨트에서 형성될 수 없었을 것이다. 즉, 현재 벨트의 낮은 밀도의 원인으로 여겨지는 것이다.[81]따라서 그러한 충돌 가능성이 훨씬 높은 동적 산란 디스크 지역은 하우메아와 그 친족을 발생시킨 물체의 원산지일 가능성이 높아 보인다.[81]

하우메아는 2007년 10월 뉴호라이즌스 우주선에 의해 이미징되었다.

그 집단이 지금까지 확산되기까지는 적어도 10억년이 걸렸을 것이기 때문에, 하우메아 가문을 탄생시킨 충돌은 태양계 역사에서 매우 일찍 일어난 것으로 여겨진다.[3]

탐험

조엘 폰시와 동료들은 2025년 9월 25일 발사일을 기준으로 목성의 중력 보조 장치를 사용하여 하우메아로 비행하는 데 14.25년이 걸릴 수 있다고 계산했다.하우메아는 우주선이 도착하면 태양으로부터 48.18AU가 될 것이다.2026년 11월 1일, 2037년 9월 23일, 그리고 2038년 10월 29일 발사 날짜로 16.45년의 비행 시간을 달성할 수 있다.[82]하우메아는 탐사 임무의 대상이 될 수 있으며,[83] 이 연구의 예는 하우메아와 그 위성에 대한 탐사선에 대한 예비 연구(35–51AU)이다.[84]프로브 질량, 동력원 및 추진 시스템은 이러한 유형의 임무를 위한 핵심 기술 영역이다.[83]

참고 항목

메모들

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  2. ^ a b c d e f 하우메아의 정수 평형을 가정하는 최적의 물리적 모델.[11]
  3. ^ 하우메아의 링에 기초한 오컬레이션 파생 모델은 전체 밝기에 기여하지 않는다.[12]
  4. ^ a b 오컬레이션 파생 모델은 하우메아의 반지가 전체 밝기에 5%를 기여한다는 상한 가정에 근거한다.[12]

참조

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