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阅读 192056 次 历史版本 0个 创建者:泪鱼 (2014/3/10 14:25:43)  最新编辑:泪鱼 (2014/3/10 14:25:43)
妊神星
拼音:Rènshén Xīng(Renshen Xing)
英文:Haumea
同义词条:Haumea
目錄[ 隱藏 ]
妊神星
           妊神星
 
      妊神星是柯伊伯帶的一顆矮行星,正式名稱爲(136108)Haumea。妊神星是太陽系的第四大矮行星,它的質量是冥王星質量的三分之一。2004年,邁克爾·E·布朗領導的加州理工學院團隊在美國帕洛瑪山天文台發現了該天體;2005年,奧爾蒂斯(英語:José Luis Ortiz Moreno)領導的團隊在西班牙内華達山脈天文台亦發現了該天體,但後者的聲明遭到質疑。2008年9月17日,國際天文聯合會(IAU)將這顆天體定爲矮行星,並以夏威夷生育之神哈烏美亞(英語:Haumea (mythology))爲其命名。

  在所有的已知矮行星中,妊神星具有獨特的極度形變。盡管人們尚未直接觀測到它的形狀,但由光變曲線計算的結果表明,妊神星呈橢球形,其長半軸是短半軸的兩倍。盡管如此,據推算其自身重力仍足以維持流體靜力平衡,因此符合矮行星的定義。天文學家認爲,妊神星之所以具備形狀伸長、罕見的高速自轉、高密度和高反照率(因其結晶水冰的表面)這些特點,是超級碰撞的結果;這讓妊神星成爲了碰撞家族中最大的成員,幾顆大型的海王星外天體以及妊神星的兩顆已知衛星亦是該家族的成員。  

分類


  妊神星在海王星被固定的鏇轉系中有名無實的天秤動。(智神星是沒有天秤動的例子)。妊神星是一顆類冥天體,該術語用於描述位於海王星軌道以外的矮行星。妊神星的矮行星地位,意味着它被認爲有足夠的質量以自身的重力維持近似圓球的形狀,但不能清除鄰近的小天體。盡管妊神星和球形相差甚遠,但其橢球的形狀肇因於高速鏇轉,類似水氣球(英語:water balloon)鏇轉時伸長的現象,而非其自身重力無法克服物質抗壓強度所致。妊神星曾在2006年被小行星中心歸類爲經典柯伊伯天體,但現已被除名。對標稱軌線的研究表明,妊神星是五階7:12共振天體,因爲其35天文單位的近日點距離接近於海王星的穩定極限。帕洛瑪山天文台的數字巡天曾於1955年3月22日發現過妊神星。但當時需要更多的觀察以確定其是否處於運動狀態。  

發現爭議


  有兩個團隊主張自己才是妊神星的發現者。2004年12月,邁克·布朗領導的加州理工學院團隊,在他們於2004年5月20日拍攝的一系列照片中,發現了妊神星。2005年7月20日,他們發表了一份報告的在線摘要,這份報告將在2005年9月的一場會議上宣布該發現。與此同時,在西班牙的内華達山脈天文台,若澤·路易斯·奧爾蒂斯·莫雷諾領導的安達盧西亞天體物理研究所(英語:Instituto de Astrofísica de Andalucía)團隊,在拍攝於2003年3月7日至10日的一系列照片上,亦發現了妊神星。2005年7月27日晚,奧爾蒂斯在發給小行星中心的電子郵件中,披露了他們的發現。

  布朗發現,在西班牙團隊宣布該發現的前一天,西班牙天文台曾經訪問過他的觀察日志,因此他懷疑他們盜竊了他的成果。布朗的日志中包含有足夠多的信息,讓奧爾蒂斯能夠在2003年的照片中重新發現妊神星;7月29日,西班牙團隊再次訪問了他的日志,而這正好是奧爾蒂斯排到望遠鏡時間,穫取確認照片以向小行星中心再次宣布其發現之前。奧爾蒂斯後來承認了他曾訪問過加州理工學院的觀察日志,但他否認了所有指控,表示他們僅僅是爲了驗證這是不是一顆新天體。

  根據國際天文聯合會(IAU)的規定,首先向小行星中心提交微型行星的發現報告,並能提供確證軌道所需必要數據者,享有發現者的榮譽。成爲發現者的最大好處是能夠爲行星命名。然而,當IAU於2008年9月17日宣布妊神星爲矮行星時,並未提及任何發現者。IAU分别采用了西班牙團隊的發現位置和加州理工學院的命名。奧爾蒂斯團隊建議的名稱,是古伊比利亞春天女神的名字“Ataecina”。  

命名

 
妊神星
            妊神星
       在被賦予永久名稱前,加州理工學院的發現者們曾將妊神星稱爲“聖誕老人”(Santa),以紀念它的發現日2004年12月28日(恰在聖誕節之後)。2005年7月,西班牙團隊向小行星中心(MPC)報告了他們的獨立發現。2005年7月29日,妊神星得到了首個官方稱謂:臨時編號2003 EL61,其中“2003”取自西班牙團隊照片的拍攝日期。2006年9月7日,妊神星被正式編號爲小行星136108號((136108) 2003 EL61)。

  按照IAU既定的指引,經典柯伊伯帶天體應以神話中的創造之神爲名,2006年9月,加州理工學院團隊向IAU提交了他們對(136108) 2003 EL61及其衛星的正式命名;這些名稱由戴維·拉比諾維茨提出,取自夏威夷神話,用於“紀念發現這些衛星的地點”。哈烏美亞(Haumea)是夏威夷島的保育女神,而莫納克亞天文台正是坐落於夏威夷島。此外,哈烏美亞還被視爲大地之母帕帕女神(英語:Papahanaumoku),是天空之父瓦基亞(英語:Wākea)的妻子;從這層意義上講,以“哈烏美亞”爲2003 EL61命名也是恰當的選擇:與其他已知的典型柯伊伯帶天體不同,2003 EL61沒有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心,而被認爲幾乎完全以固態岩石構成。再者,作爲繁殖與生育女神的哈烏美亞,其眾多子女來自她身體上的不同部位;這也契合了在一次遠古碰撞中,大量冰體被認爲從這顆矮行星上分離出去的事件。兩顆已知的衛星亦被認爲起源自該事件,並分别以哈烏美亞的兩個女兒爲名:妊衛一希亞卡(Hi?iaka)和妊衛二納瑪卡(Nāmaka)。  

軌道和自轉


  據小行星中心的報告,該天體的日距約爲51個天文單位,其近日點約爲35個天文單位,比冥王星平均日距的39個天文單位要近。由於該天體的運行速度緩慢,軌道傾斜角約爲28°,比冥王星的軌道(傾斜角17°)更爲神祕,因此才較遲爲人們所發現。該天體可能是類冥天體(Plutino)之一。

  妊神星有着經典柯伊伯帶天體的典型軌道,軌道周期爲283地球年,近日點約爲35天文單位,軌道傾角約28°。1992年初,妊神星經過了遠日點,當前離太陽距離超過50天文單位。

  妊神星的軌道離心率略大於其碰撞家族的其他成員,據推測,是妊神星對海王星存在微弱的五階12:7軌道共振所致;由於導致軌道傾角和離心率互換的古在效應,妊神星在近十億年來逐漸偏離了其原始軌道。

  妊神星的目視星等爲17.3,是柯伊伯帶第三亮的天體,僅次於冥王星和鳥神星,使用大型業餘望遠鏡也可輕易觀察到。然而,由於行星和多數太陽系小天體大都形成於太陽系的原始盤中,位於共同軌道路徑上;因此,絕大多數早期的遠距天體觀測都將目光聚集於共同平面在天空上的投影中,亦即黄道上。隨着對黄道附近天區的探索逐步充分,後來的天文觀測開始探索軌道傾角較高的天體,以及平均運動更慢的遠距天體。當這些觀測覆蓋到妊神星所在天區時,高軌道傾角、(當前)距離黄道甚遠的妊神星終被發現。

  妊神星的亮度波動周期很短,隻有3.9小時,唯一的解釋是其自轉周期也是這一長度。[3]這要快於其餘已知的太陽系平衡天體,以及其餘已知的直徑大於100千米的天體。妊神星的高速自轉被認爲是一次碰撞導致的,這次碰撞同時創造了妊神星的衛星及其碰撞家族。  

物理屬性


  由於妊神星帶有衛星,可以根據開普勒第三定律由衛星軌道計算出該系統的質量。其結果爲4.2×10克,爲冥王星系統質量的28%,月球質量的6%。幾乎所有的質量都集中在妊神星上。  

大小、形狀和構成


  太陽系天體的大小可根據天體的光學星等、距離和反照率推算出來。對地球觀察者而言,亮度越高的天體,要麼是由於體積較大,要麼是由於具有高反照率。假如可以確定天體的反照率,那麼就可以粗略地估計出它們的大小。大多數遠距天體的反照率是未知的,但妊神星因爲有足夠大的體積和亮度而能夠測量其熱輻射,這爲其反照率提供了近似值,並進而能推算出它的大小。然而,妊神星高速的鏇轉對它的尺寸計算造成了阻礙,根據可變形體的轉動物理學可以得出,轉速與妊神星相當的天體在100天内就能從平衡形態變形爲不等邊橢球形。據推測,妊神星亮度波動的主要原因並不是由其自身各處反照率不同導致的,而是從地球觀測時側視圖與端視圖的交替所致。

  妊神星光變曲線的周期和振幅主要受其構成的限制。假如妊神星的密度低於冥王星,是由厚實的冰幔包裹小型岩心構成,那麼它的高速自轉會將其自身拉得更長,從而超過其亮度波動所能允許的範圍,但這與觀測結果不符。因此,妊神星的密度就被限制在了2.6–3.3 g/cm之間。在此密度範圍内的有橄欖石和輝石等硅酸鹽礦物,太陽系中許多岩石類天體均由這類物質構成。這意味着妊神星的主體由岩石構成,而表面覆蓋有一層相對較薄的冰;妊神星曾經是一顆更加典型的柯伊伯帶天體,有着厚實的冰幔,但在形成其碰撞家族的那次撞擊中,大部分冰體被撞離了該行星。

  處於流體靜力平衡下的天體,如果給定其自轉周期和大小,則隨着密度的增加,其形狀將越來越接近球形。以妊神星已知的精確質量、自轉周期和預測的密度推算,可知其處於橢球平衡中:其最長軸應該接近於冥王星的直徑,而最短軸約有冥王星直徑的一半。由於尚未直接觀測到妊神星或其衛星的掩星現象,因此暫時無法像冥王星那樣,准確測量出它的大小。

  當前,天文學家們已爲妊神星的大小推算了數個橢球模型。第一個模型產生於妊神星發現之初,由地基天文台觀測所得光變曲線的光學波長推算出:總直徑在1,960到2,500千米之間,可見光反照率(pv)大於0.6。最有可能的形狀是三軸橢球體,大小約爲2,000×1,500×1,000千米,反照率爲0.71。根據斯皮策空間望遠鏡的觀測結果,妊神星的直徑爲1,150+250?100 千米,反照率爲0.84+0.1?0.2,紅外測光得出的紅外線波長爲70微米。後來對光變曲線的分析表明,妊神星的等效圓直徑爲1,450千米。2010年,綜合斯皮策望遠鏡和赫歇爾空間天文台的測量結果分析,得出了妊神星新的等效圓直徑約爲1,300千米。根據上述獨立推算的數據,可得出妊神星的幾何平均直徑約爲1,400千米。這讓妊神星躋身於最大的海王星外天體之列,僅次於鬩神星冥王星,有可能次於鳥神星,故位列第三或第四;大於賽德娜、亡神星創神星。  

表面


  除了天體形狀導致光變曲線在所有色指數上同時產生劇烈波動外,在可見光和近紅外線波段上,也還存在着較小的各色獨立的變化;這表明妊神星表面有部分區域的顏色和反照率都與其他地區不同。特别的,在妊神星亮白色的表面上可以觀測到一塊暗紅色的區域,這意味着這一地區富含礦物和有機(富碳)化合物,或者結晶冰的成分比更高。由此,假如妊神星的環境沒有那麼極端的話,其表面上的這塊斑點可能會讓人聯想到冥王星。

  2005年,雙子星天文台和凱克天文台的望遠鏡穫取到的妊神星光譜表明,妊神星表面類似於冥衛一,富含大量結晶水冰。這一發現是獨特的,因爲結晶冰形態形成於110 K的溫度下,而妊神星的表面溫度低於50 K,在此溫度下通常會形成無定形冰。此外,在宇宙射線的持續照射和太陽高能粒子對海王星外天體的轟擊下,結晶冰的結構很難保持穩定。在這些轟擊下,結晶冰通常需要數千萬年的時間轉化爲無定形冰,而在幾千萬年前,海王星外天體就一直處於和如今相同的低溫位置上。此外,輻射損害還會讓海王星外天體的表面出現有機冰和類tholin成分,從而變得更紅更暗,冥王星正是如此。因此,光譜和色指數觀測結果顯示,妊神星及其家族成員曾經歷過表面翻新的事件,重新覆蓋上了一層冰。但是,當前前還沒有提出一種可以合理解釋其表面翻新機制的理論。

  妊神星表面雪亮,反照率的範圍在0.6-0.8之間,與其富含結晶冰的推論一致。鬩神星等部分大型海王星外天體的反照率與妊神星相仿或更高。根據表面光譜的最佳擬合模型,妊神星表面有66%至80%的區域被純結晶水冰覆蓋;爲高反照率作出貢獻的另一種物質可能是氰化氫或層狀硅酸鹽。銅鉀等無機氰化鹽亦有可能存在。

  然而,對可見光譜和近紅外光譜的進一步研究表明,妊神星的同態表面(homomorphous surface)覆蓋有無定形冰和結晶冰的混合物,其混合比例爲1:1,有機物成分含量不超過8%。氨水合物的缺少導致冰火山無法存在,觀測結果也證實了碰撞事件是在一億年以前發生的,這與動態研究的結論相吻合。相比於鳥神星,妊神星光譜中的甲烷含量稀少,這與其在熱碰撞史中失去揮發物的事件一致。

  2009年9月,天文學家在妊神星亮白色的表面上發現了一大塊暗紅色的斑點,這有可能是一次撞擊的遺蹟。造成該地區顏色與眾不同的成因暫且未知,有可能是由於這一地區較其他地區的礦物和有機化合物含量更高,或存在着更多的結晶冰。  

碰撞家族


  妊神星是其碰撞家族中最大的天體,碰撞家族成員有着相似的物理和軌道屬性,被認爲起源於因劇烈碰撞導致解體的較大天體。妊神星族是海王星外天體中首先被識别出的碰撞族,其中包括妊神星及其衛星、(55636) 2002 TX300(≈364千米)、(24835) 1995 SM55(≈174千米)、(19308) 1996 TO66(≈200千米)、(120178) 2003 OP32(≈230千米)以及(145453) 2005 RR43(≈252千米)。布朗等人起初認爲該星族是導致妊神星冰幔脱離的單次撞擊的直接產物,但是後來認爲其中有更複雜的緣由:初次撞擊產生的碎片形成了妊神星的一個大衛星,之後該大衛星又遭受第二次撞擊解體,產生的碎片向外擴散。根據後一種猜測推算出的的碎片擴散速率,與測量出的碰撞族成員速率更加吻合。

  撞擊族的存在顯示妊神星及其“後代”可能誕生於離散盤。在太陽系的歷史上,當前空曠的柯伊伯帶發生這種撞擊的概率不超過0.1%。以前柯伊伯帶比如今更密集,而妊神星族在當時可能還未形成,因爲如此密集的星族會被海王星在柯伊伯帶的運動所破壞——據信這也是柯伊伯帶當前低密度的原因。因此,碰撞概率較高的動態離散盤區域更有可能是妊神星及其家族的誕生之地。

  由於該星族的天體到達當今彼此遠離的位置至少需要上十億年,形成妊神星族的那次碰撞,有可能發生在太陽系歷史的初期。

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