Հոմեայի ընտանիք
Հոմեայի ընտանիք, տրանսնեպտունային մարմինների խումբ է, նման ուղեծրի էլեմենտներով, և գործնականորեն միանման սպեկտրներով, որը համապատասխանում է համարյա մաքուր սառույցի սպեկտրին: Հաշվարկները ցույց են տվել, որ այս մարմինների խումբը իրենից ներկայացնում է տրանսնեպտունային աստերոիդների խումբ[1]: Ենթադրվում է, որ ընտանիքի բոլոր անդամները հանդիսանում են մեկ մարմնի բեկորներ, որոնք առաջացել են այս մարմնի և մեկ այլ խոշոր մարմնի բախման արդյունքում[2]:
Բովանդակություն |
Առանձնահատկությունները [խմբագրել]
Ընտանիքը անվանվել է գաճաճ մոլորակ Հոմեայի անունով (նախնական նշանակումը՝ 2003 EL61), որը հանդիսանում է այս խմբի խոշորագույն անդամը և հավանաբար մայր մարմնի հիմնական բեկորներից մեկը: ացի նրանից ընտանիքի մեջ են մտնում ևս մի քանի բավականին խոշոր Կոյպերի գոտու մարմիններ, որոնց ուղեծրային արագությունը չի գերազանցում 150 մ/վ[3]: Բոլոր ընտանիքի անդամները իրենցից ներկայացնում են սառցե մարմիններ, և որպես հետևանք, ունեն բավականին մեծ ալբեդո և չափեր՝ 400-ից մինչև 700 կմ տրամագիծ: Այդ պատճառով նրանցից ամենախոշորները կարող են դիտարկվել արդեն ոչ որպես աստերոիդներ, այլ գաճաճ մոլորակներ: Չնայած, պետք է նշել, որ եթե պարզվի, որ նրանց ալբեդոն սխալ է, ապա այս մարմինների չափերը կլինեն զգալիորեն ավելի փոքր և նրանք կարող են հեշտությամբ զրկվել այդ անվանումից:
Իրական ուղեծրի էլեմենտների բաշխումը ընտանիքի անդամների միջև համեմատաբար մեծ չէ և կազմում է մոտ 5 % մեծ կիսաառանցքների համար, մոտ 1,4 ° ուղեծրի թեքման համար և 0,08 էքսցենտրիսիտետների համար:
Ընտանիքի անդամների համար բնորոշիչ է չեզոք գունային ցուցիչը, վառ արտահայտված կլանման գծերով սպեկտրի ինֆրակարմիր հատվածում 1,5 և 2,0 մկմ երկարության վրա, որը բնորոշիչ է ջրային սառույցի համար[4][5]:
Ձևավորումը և էվոլյուցիան [խմբագրել]
Ենթադրվում է, որ ծնող աստերոիդը, որից առաջացել է ընտանիքը, ունեցել է ոչ պակաս քան 1600 կմ տրամագիծ և ունեցել է ոչ ավելին քան 2000 կգ/սմ³ խտություն, և հավանաբար նման է եղել այլ գաճաճ մոլորակներին, Պլուտոնին կամ Էրիսին: Այս բախման արդյունքում Հոմեան կորցրել է իր նախնական զանգվածի մոտ 20 %, հիմնականում սառույցի տեսքով, և հետևաբար դարձել է ավելի խիտ[2]:
Ընտանիքի անդամների ներկայիս ուղեծրի տարրերը չեն համապատասխանում նրա առաջացման բախումային վարկածին: Որպեսզի բացատրվի ներկայիս ուղեծրային տարրերի բաշխումը, պետք է ենթադրել, որ նախքան բախումը մարմինը շարժվում էր ոչ պակաս քան 400 մ/վ արագությամբ, սակայն այդ դեպքում նրա բեկորների ցրվածությունը կլիներ անհամեմատ ավելի մեծ, քան դիտարկվում է հիմա ընտանիքի անդամների մոտ: Այս խնդիրը առանձնահատուկ է միայն Հոմեայի համար, բոլոր մնացած ընտանիքի անդամների համար, ներկայիս բաշխման համար անհրաժեշտ էր, որ ծնող մարմինը շարժվեր ընդամենը 140 մ/վ արագությամբ: Այսպիսի տարբերության բացատրման համար առաջ է քաշվել վարկած, ըստ որի Հոմեայի նախնական ուղեծրի տարրերը մոտ են եղել մնացած ընտանիքի անդամներին, և դրանք փոփոխվել են ևս մեկ անգամ երկրորդային բախման արդյունքում մեկ այլ աստերոիդի հետ: Արդյունքում, ի տարբերություն այլ ընտանիքի անդամների, Հոմեան ունի ոչ կայուն, քաոտիկ ուղեծիր, որը գտնվում է Նեպտունի հետ 7:12 ռեզոնանսի մեջ, ինչը հանգեցնում է գաճաճ մոլորակի էքսցենտրիսիտետի անընդհատ մեծացմանը ամեն Նեպտունի հետ մերձեցման արդյունքում: Հավանաբար հենց այս մեխանիզմն էլ բերել է ներկայիս մեծ էքսցենտրիսիտետի արժեքին[2]:
Ընտանիքի առաջացման երկրորդ վարկածը ենթադրում է ավելի բարդ առաջացման մեխանիզմ՝ մայր մարմնի բախման արդյունքում արտանետված բեկորները չեն ցրվում տարածության մեջ, այլ մնում են Հոմեայի ուղեծրում և ժամանակի հետ կպնում են իրար ձևավորելով արբանյակ, որը մակընթացային ազդեցության տակ աստիճանաբար հեռանում է Հոմեայից և ինչ-որ ժամանակիպահին քանդվում է այլ մարմնի հետ երկրորդային բախման արդյունքում: Ընդ որում, նրա բեկորները ցրվում են տարածության մեջ, կազմելով ընտանիքը: այս վարկածը ենթադրում է, որ ընտանիքի աստերոիդների շարժման արագությունները չեն գերազանցելու 190 մ/վ, որը արդեն իսկ ավելի մոտ է ընտանիքի անդամների հաշվարկված արագությանը, որը կազմում է 140 մ/վ: այն նույնպես թույլ է տալիս բացատրել Հոմեայի և ընտանիքի հիմնական աստերոիդների արագությունների հսկայական տարբերությունը, որը ըստ հաշվարկների չպետք է անցնի 900 մ/վ-ից[3]:
Հնարավոր է, որ Հոմեան միակ էլիպտիկ ձևի արագ պտտվող մարմինը չե Կոյպերի գոտում: 2002 թվականին Ջուիտը և Շեփարդը ենթադրեցին, որ մեկ այլ գաճաճ մոլորակ (20000) Վարունան, իր պտտման արագության հետևանքով նույնպես կարող է ունենալ ձգված տեսք: Սկզբնական ժամանակներում Արեգակնային համակարգի տրանսնեպտունային հատվածում գտնվում էին անհամեմատ ավելի շատ քանակով մարմիններ, քան հիմա, որը և բարձրացնում էր նրանց բախումների հավանականությունը: Սակայն Նեպտունի ձգողական ազդեցության տակ դրանցից շատերը արտամղվել են Ցրված սկավառակի ավելի հեռու գոտիներ:
Այսօրվա դրությամբ Կոյպերի գոտին հանդիսանում է բավականին քիչ բնակեցված տարածք, որտեղ մարմինների միջև բախումների հավանականությունը չափազանց փոքր է և կազմում է ավելի քիչ քան 0,1 %: Իսկզբանե, այսինքն չափազանց վաղ ժամանակներում, այս խումբը Կոյպերի գոտում նույնպես չէր կարող առաջանալ, քանի որ առաջացման ժամանակից մինչև մեր ժամանակները այն արդեն ցրված կլիներ Նեպտունի ձգոզության ազդեցության տակ: Հետևաբար, Կոյպերի գոտում այսպիսի խիտ տեղաբաշխված աստերոիդների ընտանիքի առկայությունը կարող է վկայել նրա համեմատաբար երիտասարդ տարիքի մասին: Ինչպես նաև այն մասին, որ այս ընտանիքը առաջացել է Ցրված սկավառակի տարածքում, և հետագայում, ձևավորումից հետո, տեղափոխվոլ է Կոյպերի գոտի:
Մաթեմատիկական մոդելավորումը ցույց է տվել, որ Արեգակնային համակարգում այսպիսի երկրորդ աստերոիդների առկայության հավանականությունը կազմում է մոտ 50 %, այնպես, որ շատ հավանական է, որ Հոմեայի ընտանիքը հանդիսանում է միակ տրանսնեպտունային աստերոիդների ընտանիքը[1]: Ըստ գնահատականների այսպիսի բախում ցրված սկավառակում տեղի է ունենում ոչ հաճախ քան մեկ անգամ միլիարդ տարվա ընթացքում, այդ պատճառով, պետք է ենթադրել, որ սա բավականին ծեր ընտանիք է, որն առաջացել է Արեգակնային համակարգի ձևավորման սկզբնական ժամանակաշրջանում[6]: Սակայն այս վարկածը հակասում է մյուս գիտնականների ենթադրություններին, որոնք նշում են այս մարմինների բարձր պայծառությունը, որը վկայում է այն մասին, որ դրանք ունեն համեմատաբար երիտասարդ մակերևույթ ոչ ավելին քան 100 միլլիոն տարին: Սա բավականին տարօրինակ է, քանզի միլիարդավոր տարիների ընթացքում, արեգակնային ճառագայթման ազդեցության տակ սառույցը պետք է դառնար մասնակիորեն կարմրավուն և մթներ: Բարձր ալբեդոն վկայում է կամ մարմնի երիտասարդ լինելու մասին, կամ որը ավելի հավանական է, մակերևութային սառույցի պարբերական նորացման մասին: Հնարավոր է, որ դա տեղի է ունենում ավելի փոքր աստերոիդների հետ երկրորդական բախումների հետևանքով[7]:
Տեսանելի և մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրում կատարված առավել մանրակրկիտ հետազոտությունները հաստատում են այս վարկածը[8]: Այդ տվյալների համաձայն, Հոմեայի մակերևույթը կազմված է մթնոլորտային և բյուրեղային սառույցից հավասար մասերով, ինչպես նաև պարզագույն օրգանական միացություններից (ոչ ավելին քան 8 %): Ամորֆ սառույցի այսպիսի մեծ քանակը հաստատում է այն փաստը, որ բախումը տեղի է ունեցել ավելին քան 100 միլիոն տարի առաջ: Սա համահունչ է մարմնի շարժման հետազոտությունների հետ և խարխլում է ընտանիքի երիտասարդության մասին վարկածը: Մեթանի և ամոնյակի կամ նրանց միացությունների բացակայությունը թույլ է տալիս բացառել նաև կրիոհրաբուխների առկայությունը:
Այս ընտանիքի ամենամեծ աստերոիդները [խմբագրել]
| Անունը | Տրամագիծ | Մեծ կիսաառանցք | Ուղեծրի թեքում | Էքսցենտրիսիտետ | Հայտնաբերման տարին |
|---|---|---|---|---|---|
| Հոմեա | 1460 կմ | 42,995 ա. մ. | 28,218 ° | 0,198 | 2003 |
| (19308) 1996 TO66 | 200 — 900 կմ | 43,504 ա. մ. | 27,359 ° | 0,116 | 1996 |
| (24835) 1995 SM55 | 174 — 704 կմ | 41,957 ա. մ. | 27,000 ° | 0,106 | 1995 |
| (55636) 2002 TX300 | 143 — 435 կմ | 43,504 ա. մ. | 25,826 ° | 0,126 | 2002 |
| (86047) 1999 OY3 | 73,0 կմ | 44,074 ա. մ. | 24,191 ° | 0,171 | 1999 |
| (120178) 2003 OP32 | 230,0 կմ | 43,428 ա. մ. | 27,112 ° | 0,107 | 2003 |
| (145453) 2005 RR43 | 252,0 կմ | 43,472 ա. մ. | 28,492 ° | 0,143 | 2005 |
| 2003 SQ317[9] | ? կմ | 42,902 ա. մ. | 28,511 ° | 0,085 | 2003 |
| 2003 UZ117 | ? կմ | 44,431 ա. մ. | 27,375 ° | 0,135 | 2003 |
| 2005 CB79 | ? կմ | 43,205 ա. մ. | 28,646 ° | 0,139 | 2005 |
Տես նաև [խմբագրել]
- Աստերոիդների ընտանիքներ
- Երկրին մոտեցող աստերոիդներ
- Տրոյացի աստերոիդներ
- Դամոկլոիդներ
- Կենտավրոսներ
- Ապոլոնի աստերոիդներ
- Ամուրի աստերոիդներ
- Ատենի աստերոիդներ
Ծանոթագրություններ [խմբագրել]
- ↑ 1,0 1,1 Հարոլդ Լեվինսոն, Ալեսսանդրո Մորբիդելլի, Դևիդ Վոկրուլիցկի և Ուիլիամ Բոտկե (2008). «2003 EL61 աստերոիդների բախումային ծագման ընտանիքի Ցրված սկավառակում առաջացման մասին». Աստղագիտական ամսագիր 136: 1079–1088. http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/136/3/1079։ Վերցված է 2011-10-31.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Բրաուն, Միքաել Ե.; Կրիստինա Բարկումե, Դարին Ռագոզին, Էմիլի Շալեր (2007). «Կոյպերի գոտու սառցե մարմինների հարվածային ընտանիք». Նեյչր 446 (7133): 294–296. PMID 17361177.
- ↑ 3,0 3,1 Շլիխտինգ, Հիլկե; Ռեեմ Սարի (2009). «Հոմեայի բախումային ընտանիքի ստեղծումը». Աստղաֆիզիկական ամսագիր.
- ↑ Ն. Պինիլա-Ալոնսո, Ջ. Լիսանդրո, Ռ. Գիլ-Հատտոն և Ռ. Բրունետո (2007)։ «(145453) 2005 RR43 մարմնի ջրով հարուստ մակերևույթը»։ էջ՝ 468։ Արխիվացված օրիգինալից 2012-07-13-ին։ http://www.webcitation.org/697kAbLG4։
- ↑ Ն. Պինիլա-Ալոնսո, Ջ. Լիսանդրո, Վ. Լորենզի (հուլիս 2008). «2003 EL61 մարմնի հարևանության տեսանելի սպեկտրային հետազոտությունները». Աստղագիտություն և Աստղաֆիզիկա 489 (1).
- ↑ Դ. Ռագոզին, Մ. Ե. Բրաուն (2007). «Կոյպերի գոտու մարմին 2003 EL61 աստերոիդի ընտանիքի անդամների թեկնածուները և նրանց տարիքի գնահատականը». Աստղագիտական ամսագիր 134 (6): 2160–2167. http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/134/6/2160/205894.html։ Վերցված է 2011-10-31.
- ↑ Դևիդ Ռաբինովից, Բրեդլի Շաֆեր, Մարթա Շաֆեր, Սյուզան Տուրտելոտ (2008). «2003 EL61 բախումային ընտանիքի երջանիկ կյանքը». ArXiv.org.
- ↑ Ն. Պինլիա-Ալոնսո, Ռ. Բրունետո, Ջ. Լիսանդրո, Ռ. Գիլ-Հատտոն, Տ. Լ. Ռուշ և Գ. Ստրազուլա (մարտ 2009). «2003 EL61 մակերևույթի հետազոտությունները, ամենամեծ տրանսնեպտունային ածխածնով աղքատ մարմինը». Աստղագիտություն և աստղաֆիզիկա 496 (2): 547.
- ↑ Կարրի Սնոդգրաս, Հայնաուտ Դյումա (16 դեկտեմբեր 2009). «(136108) Հոմեայի ընտանիքի անդամների առանձնահատկությունները». Աստղաֆիզիկական ամսագիր.
Արտաքին հղումներ [խմբագրել]
|
|||||||||||||||||
