하우메아족

하우메아족(녹색), 고전적 카이퍼 대 천체(파랑), [[명왕성족 및 다른 공명 해왕성 바깥 천체(빨강), 산란원반 천체(회색)을 나타낸 도표. 반지름은 궤도 긴반지름을, 각도는 궤도 경사를 나타낸다.]] **하우메아족**(Haumea family)은 해왕성 바깥 천체 중 유일한 소행성족이다. 하우메아족 천체들은 서로 궤도 요소가 비슷하고 스펙트럼이 거의 순수한 얼음으로 같으며, 따라서 한 천체가 부서져 생성되었다고 여겨진다.bibcode=2007Natur.446..294B 계산에 따르면, 해왕성 바깥 천체 중 하우메아족 이외의 소행성족은 존재하지 않는다.

하우메아족 천체들의 궤도. 긴반지름 43 AU, [[궤도 경사 27° 근방으로 궤도가 비슷하다.]]
# 특성
왜행성 하우메아는 하우메아족에서 가장 큰 천체로, 하우메아족 모천체의 중심부이다. 하우메아족에 속하는 다른 천체들은 하우메아의 위성들과 카이퍼 대 천체 300, 55, 66, 32, 43, 3, 117, 79, 317, 7로,쪽=105 모두 하우메아로부터 150 m/s 이하의 속도로 떨어져나온 것으로 추정된다. 하우메아족 천체 중 절대 등급이 큰 천체들은 반사율이 일반적인 TNO와 비슷하다면 지름 400 ~ 700 km로 왜행성 후보에 들어갈 것이지만, 얼음 함량이 많아 반사율이 높을 것으로 추정되어 실제 지름은 더 작을 것이다. 하우메아족 천체들의 궤도 요소 분산은 몇 퍼센트 이내(긴반지름 5%, 궤도 경사 1.4°, 궤도 이심률 0.08)로 매우 작은 편이다.bibcode=018MNRAS.474..838D 하우메아족 천체들은 공통적으로 색지수가 중성이고 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다.bibcode = 2007A&A...468L..25P;arxiv=0807.2670
## 하우메아족 천체의 궤도
{| class="wikitable sortable" |+ 하우메아족 !이름||평균 근점 이각
M°||역기점||진근점 이각
ω||승교점 경도
Ω°||궤도 경사
i°||이심률
e||궤도 긴반지름
a (AU)||H||반사율 |- |136108 하우메아||214.06||2458000.5||238.87||121.97||28.203||0.1893||43.355||0.2||0.80 |- |66||138.31||2458000.5||239.73||355.26||27.476||0.122||43.145||4.8||0.7 |- |55||329.45||2458000.5||72.599||21.109||27.096||0.1019||41.627||4.6||0.7 |- |300||76.403||2458000.5||338.27||324.60||25.862||0.1234||43.065||3.4||0.88 |- |3||63.503||2458000.5||304.61||301.79||24.215||0.1726||43.852||6.8||0.7 |- |32||72.44||2458000.5||68.382||182.93||27.213||0.1082||43.182||3.9||0.7 |- |43||46.801||2458000.5||278.41||85.81||28.552||0.1357||43.0||4.1||0.70 |- |79||320.83||2458000.5||91.14||112.85||28.646||0.1467||43.555||4.7||0.70 |- |7||182.13||2458000.5||99.742||141.60||29.089||0.1478||44.164||4.5||0.70 |- |117||339.93||2458000.5||247.4||204.7||27.472||0.1299||44.051||5.3|| |- |317||6.9467||2458000.5||191.80||176.3||28.618||0.0766||42.488||6.2||0.05-0.5 |}
# 형성 및 진화
하우메아족을 형성한 모천체는 지름 1660 km, 밀도 2.0 g/cm3로 명왕성이나 에리스와 비슷했을 것이라고 추정된다. 충돌로 인해 하우메아족 천체들은 질량의 20%에 해당하는 얼음 일부를 잃었고, 밀도가 증가했다. 하우메아족 천체들의 궤도는 형성 시의 충돌로만으로는 설명할 수 없다. 하우메아의 궤도 요소의 분산을 설명하려면 약 400 m/s 정도의 속도 분산이 필요하지만, 만약 그렇다면 파편은 더 멀리 퍼졌을 것이다. 이 문제는 하우메아에서만 나타나며, 다른 천체들은 속도 분산이 140 m/s 정도만 필요하다. 이 문제에 대해 브라운 등은 하우메아의 이심률이 충돌 이후에 변했다고 주장했다. 하우메아족 천체 중 하우메아만 궤도가 해왕성과 7:12 궤도 공명이 일어나는데, 이로 인해 이심률이 증가했을 수 있다. 이 문제에 대한 두 번째 이론은 형성 과정이 좀 더 복잡했다고 추정한다. 충돌 시 방출된 물질들이 하우메아 옆에 대형 위성을 형성해 조석 가속을 통해 하우메아와의 거리가 멀어진 다음, 두 번째 충돌이 일어나 파편을 다시 흩뿌렸다는 이론으로, 이 이론에서 필요한 속도 분산은 약 190 m/s로 실제 값인 140 m/s와 가까우며, 이 속도가 하우메아의 탈출 속도인 900 m/s보다 현저히 낮다는 문제도 피해갈 수 있다.쪽=1242–1246 충돌로 소행성족이 형성되었다는 점에서 하우메아족 천체가 산란원반에서 온 것일 가능성이 있다. 현재 카이퍼 대의 듬성듬성한 소행성체 분포로 보면 태양계의 나이 정도의 기간에 충돌이 일어날 가능성은 0.1% 미만이며, 만약 태양계 형성 초기 소행성체 밀도가 높은 카이퍼 대에서 형성되었다면 해왕성이 형성될 때 중력 교란으로 전부 흩어졌을 것이라고 추정되기 때문에, 하우메아족의 기원이 된 천체는 산란원반에서 온 것이라고 추정된다. 시뮬레이션에서는 태양계에서 이러한 소행성족이 형성될 가능성은 약 50%이기 때문에, 하우메아족이 매우 특별한 경우일 수도 있다.arxiv = 0809.0553 소행성이 분해되어 하우메아족처럼 분산되려면 몇십억 년이 소요되기 때문에, 하우메아족은 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다.arxiv=0709.0328 이 결과는 라비노비츠 등이 하우메아족 천체가 특별하게 밝다는 사실에서 표면이 약 1억 년 전쯤에 얼음으로 덮인 적이 있었을 것이라는 추정과 정면으로 상충된다. 몇십억 년 정도의 규모에서는 태양으로부터의 에너지가 얼음을 거의 모두 승화시켜 표면이 어두워질 것이며, 현재까지 이에 대해 타당성 있는 가설은 제기되지 않았다.저널=The Astronomical Journal 하지만 하우메아의 가시광 및 적외선 분광 결과에서는 하우메아의 표면이 비정질 얼음과 결정질 얼음이 1:1로 섞여 있으며, 유기물은 8% 이하로 측정되었다. 얼음의 함량이 많다는 것은 충돌이 1억 년 이상 전에 일어났음을 가리키며, 이 천체들의 표면이 젊다는 가정이 거짓임을 뜻한다.arxiv=0803.1080