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]։

Առանձնահատկությունները

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։ Բացի 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

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 %։ Ի սկզբանե, 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 միլիոն 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

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

Ծանոթագրություններ

↑ ^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. Արխիվացված է օրիգինալից 2020 թ․ մայիսի 29-ին. Վերցված է 2011 թ․ հոկտեմբերի 31–ին-ին.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ ^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.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ ^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 թ․ հուլիսի 13-ին. Վերցված է 2020 թ․ սեպտեմբերի 16-ին.{{cite web}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ Ն. Պինիլա-Ալոնսո, Ջ. Լիսանդրո, Վ. Լորենզի (2008 թ․ հուլիս). «2003 EL61 մարմնի հարևանության տեսանելի սպեկտրային հետազոտությունները». Աստղագիտություն և Աստղաֆիզիկա. 489 (1). {{cite journal}}: Unknown parameter |pid= ignored (օգնություն)CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ 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. Արխիվացված է օրիգինալից 2020 թ․ մարտի 12-ին. Վերցված է 2011 թ․ հոկտեմբերի 31–ին-ին.
↑ Դևիդ Ռաբինովից, Բրեդլի Շաֆեր, Մարթա Շաֆեր, Սյուզան Տուրտելոտ (2008). «2003 EL61 բախումային ընտանիքի երջանիկ կյանքը». ArXiv.org.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ Ն. Պինլիա-Ալոնսո, Ռ. Բրունետո, Ջ. Լիսանդրո, Ռ. Գիլ-Հատտոն, Տ. Լ. Ռուշ և Գ. Ստրազուլա (2009 թ․ մարտ). «2003 EL61 մակերևույթի հետազոտությունները, ամենամեծ տրանսնեպտունային ածխածնով աղքատ մարմինը». Աստղագիտություն և աստղաֆիզիկա. 496 (2): 547.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
↑ Կարրի Սնոդգրաս, Հայնաուտ Դյումա (2009 թ․ դեկտեմբերի 16). «(136108) Հոմեայի ընտանիքի անդամների առանձնահատկությունները». Աստղաֆիզիկական ամսագիր.

Արտաքին հղումներ

Կոյպերի գոտում գտնվող Հոմեայի նոր մասնիկները (անգլ.)

[Levison-1] 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. Արխիվացված է օրիգինալից 2020 թ․ մայիսի 29-ին. Վերցված է 2011 թ․ հոկտեմբերի 31–ին-ին.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[BrownBarkume2007-2] 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.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[SchlichtingSari2009-3] 3,0 ^3,1 Շլիխտինգ, Հիլկե; Ռեեմ Սարի (2009). «Հոմեայի բախումային ընտանիքի ստեղծումը». Աստղաֆիզիկական ամսագիր.

[Pinilla-Alonso2007-4] Ն. Պինիլա-Ալոնսո, Ջ. Լիսանդրո, Ռ. Գիլ-Հատտոն և Ռ. Բրունետո (2007). «(145453) 2005 RR43 մարմնի ջրով հարուստ մակերևույթը». էջ 468. Արխիվացված օրիգինալից 2012 թ․ հուլիսի 13-ին. Վերցված է 2020 թ․ սեպտեմբերի 16-ին.{{cite web}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[5] Ն. Պինիլա-Ալոնսո, Ջ. Լիսանդրո, Վ. Լորենզի (2008 թ․ հուլիս). «2003 EL61 մարմնի հարևանության տեսանելի սպեկտրային հետազոտությունները». Աստղագիտություն և Աստղաֆիզիկա. 489 (1). {{cite journal}}: Unknown parameter |pid= ignored (օգնություն)CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[6] 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. Արխիվացված է օրիգինալից 2020 թ․ մարտի 12-ին. Վերցված է 2011 թ․ հոկտեմբերի 31–ին-ին.

[7] Դևիդ Ռաբինովից, Բրեդլի Շաֆեր, Մարթա Շաֆեր, Սյուզան Տուրտելոտ (2008). «2003 EL61 բախումային ընտանիքի երջանիկ կյանքը». ArXiv.org.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[8] Ն. Պինլիա-Ալոնսո, Ռ. Բրունետո, Ջ. Լիսանդրո, Ռ. Գիլ-Հատտոն, Տ. Լ. Ռուշ և Գ. Ստրազուլա (2009 թ․ մարտ). «2003 EL61 մակերևույթի հետազոտությունները, ամենամեծ տրանսնեպտունային ածխածնով աղքատ մարմինը». Աստղագիտություն և աստղաֆիզիկա. 496 (2): 547.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[Snodgrass2009-9] Կարրի Սնոդգրաս, Հայնաուտ Դյումա (2009 թ․ դեկտեմբերի 16). «(136108) Հոմեայի ընտանիքի անդամների առանձնահատկությունները». Աստղաֆիզիկական ամսագիր.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]