{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:TheKuiperBelt 60AU ELgroup.svg|right|섬네일|300px|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'''({{llang|en|Haumea family}})은 [[해왕성 바깥 천체]] 중 유일한 [[소행성족]]이다. 하우메아족 천체들은 서로 [[궤도 요소]]가 비슷하고 스펙트럼이 거의 순수한 얼음으로 같으며, 따라서 한 천체가 부서져 생성되었다고 여겨진다.<ref name="BrownBarkume2007">{{저널 인용|성=Brown |이름=Michael E. |저자링크=마이클 E. 브라운 |성2=Barkume |이름2=Kristina M. |성3=Ragozzine |이름3=Darin |성4=Schaller |이름4=Emily L. |날짜=2007 |제목=A collisional family of icy objects in the Kuiper belt |저널=Nature |권=446 |호=7133 |쪽=294–296 |doi=10.1038/nature05619 |pmid=17361177 |bibcode=2007Natur.446..294B}}</ref> 계산에 따르면, 해왕성 바깥 천체 중 하우메아족 이외의 소행성족은 존재하지 않는다.<ref name=Levison/>

<div style="float:right; margin:2px;">
{| class=wikitable style="text-align:center"
|+ 밝은 하우메아족 천체
!천체!![[절대등급#태양계 천체 (H)|(H)]]!!지름<br>[[반사율]]=0.7!!V–R<ref name="Snodgrass2009">{{저널 인용|성1=Snodgrass|이름1=Carry|성2=Dumas|이름2=Hainaut|제목=Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family|저널=Astronomy and Astrophysics|날짜=2009-12-16|arxiv=0912.3171|doi=10.1051/0004-6361/200913031 |권=511|쪽=A72|bibcode=2010A&A...511A..72S}}</ref>
|-
|[[하우메아 (왜행성)|하우메아]]||0.2||1,460&nbsp;km||0.33
|-
|[[(55636) 2002 TX300|2002 TX<sub>300</sub>]]||3.4||332&nbsp;km||0.36
|-
|[[(120178) 2003 OP32|2003 OP<sub>32</sub>]]||3.9||276&nbsp;km||0.39
|-
|[[(145453) 2005 RR43|2005 RR<sub>43</sub>]]||4.1||252&nbsp;km||0.41
|-
|[[(386723) 2009 YE7|2009 YE<sub>7</sub>]]||4.5||200&nbsp;km||
|-
|[[(24835) 1995 SM55|1995 SM<sub>55</sub>]]||4.6||191&nbsp;km||0.39
|-
|[[(308193) 2005 CB79|2005 CB<sub>79</sub>]]||4.7||182&nbsp;km||0.37
|-
|[[(19308) 1996 TO66|1996 TO<sub>66</sub>]]||4.8||174&nbsp;km||0.39
|}</div>
[[파일:Haumea family orbits.png|300px|섬네일|하우메아족 천체들의 궤도. [[긴반지름]] 43 AU, [[궤도 경사]] 27° 근방으로 궤도가 비슷하다.]]

==특성==
[[왜행성]] [[하우메아 (왜행성)|하우메아]]는 하우메아족에서 가장 큰 천체로, 하우메아족 모천체의 중심부이다. 하우메아족에 속하는 다른 천체들은 [[하우메아의 위성]]들과 [[카이퍼 대 천체]] {{mpl|(55636) 2002 TX|300}}, {{mpl|(24835) 1995 SM|55}}, {{mpl|(19308) 1996 TO|66}},  {{mpl|(120178) 2003 OP|32}}, {{mpl|(145453) 2005 RR|43}}, {{mpl|(86047) 1999 OY|3}}, {{mpl|(416400) 2003 UZ|117}}, {{mpl|(308193) 2005 CB|79}}, {{mpl|2003 SQ|317}}<ref name="Snodgrass2009"/>, {{mpl|(386723) 2009 YE|7}}로,<ref name="Trujillo2011">{{저널 인용|성1=Trujillo|이름1=Chadwick A.|성2=Sheppard|이름2=Scott S.|성3=Schaller|이름3=Emily L.|제목=A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects|저널=The Astrophysical Journal|날짜=2011-2-14|arxiv=1102.1971|bibcode=2011ApJ...730..105T|doi=10.1088/0004-637X/730/2/105|권=730|호=2|쪽=105}}</ref> 모두 하우메아로부터 150 m/s 이하의 속도로 떨어져나온 것으로 추정된다.<ref name="SchlichtingSari2009"/> 하우메아족 천체 중 [[절대 등급]]이 큰 천체들은 [[반사율]]이 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.<ref name=pairs>{{저널 인용|성1=de la Fuente Marcos|이름1=Carlos|성2=de la Fuente Marcos|이름2=Raúl|제목=Dynamically correlated minor bodies in the outer Solar system|저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|날짜=2018-2-1|arxiv=1710.07610|doi=10.1093/mnras/stx2765|bibcode=018MNRAS.474..838D}}</ref>

하우메아족 천체들은 공통적으로 [[색지수]]가 중성이고 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다.<ref name="Pinilla-Alonso2007">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20077294|제목=The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43:    A case for a   carbon-depleted population of TNOs?|날짜=2007|성1=Pinilla-Alonso|이름1=N.|성2=Licandro|이름2=J.|성3=Gil-Hutton|이름3=R.|성4=Brunetto|이름4=R.|저널=Astronomy and Astrophysics|권=468|쪽=L25|arxiv=astro-ph/0703098|bibcode = 2007A&A...468L..25P}}</ref><ref>{{저널 인용|제목=Visible spectroscopy in the neighborhood of 2003EL{61}|성1=Pinilla-Alonso|이름1=N.|성2=Licandro|이름2=J.|성3=Lorenzi|이름3=V.|저널=Astronomy and Astrophysics|날짜=2008-7|권=489|호=1|bibcode=2008A&A...489..455P|doi=10.1051/0004-6361:200810226|arxiv=0807.2670}}
</ref>

===하우메아족 천체의 궤도===
<!-- To complete...
{| class="wikitable"
|- style="text-align:center"
! colspan=2 width="150" | Name
! Median [[diameter]]<br>(km)
! [[Semi-major axis]]<br>(AU)
! Orbital [[inclination]]<br>(degrees)
! [[Orbital eccentricity]]
!
|- style="text-align:center"
| '''{{mpl|(24835) 1995 SM|55}}'''
| 
| 
| °
| 
|- style="text-align:center"
-->
{| class="wikitable sortable"
|+ 하우메아족
!이름||[[평균 근점 이각]]<BR>M°||역기점||[[진근점 이각]]<BR>ω||[[승교점 경도]]<BR>Ω°||[[궤도 경사]]<BR>i°||[[궤도 이심률|이심률]]<BR>e||궤도 [[긴반지름]]<br>a (AU)||[[절대등급|H]]||[[반사율]]
|-
|[[136108 하우메아]]||214.06||2458000.5||238.87||121.97||28.203||0.1893||43.355||0.2||0.80
|-
|{{mpl|(19308) 1996 TO|66}}||138.31||2458000.5||239.73||355.26||27.476||0.122||43.145||4.8||0.7
|-
|{{mpl|(24835) 1995 SM|55}}||329.45||2458000.5||72.599||21.109||27.096||0.1019||41.627||4.6||0.7
|-
|{{mpl|(55636) 2002 TX|300}}||76.403||2458000.5||338.27||324.60||25.862||0.1234||43.065||3.4||0.88
|-
|{{mpl|(86047) 1999 OY|3}}||63.503||2458000.5||304.61||301.79||24.215||0.1726||43.852||6.8||0.7
|-
|{{mpl|(120178) 2003 OP|32}}||72.44||2458000.5||68.382||182.93||27.213||0.1082||43.182||3.9||0.7
|-
|{{mpl|(145453) 2005 RR|43}}||46.801||2458000.5||278.41||85.81||28.552||0.1357||43.0||4.1||0.70
|-
|{{mpl|(308193) 2005 CB|79}}||320.83||2458000.5||91.14||112.85||28.646||0.1467||43.555||4.7||0.70
|-
|{{mpl|(386723) 2009 YE|7}}||182.13||2458000.5||99.742||141.60||29.089||0.1478||44.164||4.5||0.70
|-
|{{mpl|(416400) 2003 UZ|117}}||339.93||2458000.5||247.4||204.7||27.472||0.1299||44.051||5.3||
|-
|{{mpl|2003 SQ|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/cm<sup>3</sup>로 [[명왕성]]이나 [[에리스 (왜행성)|에리스]]와 비슷했을 것이라고 추정된다. 충돌로 인해 하우메아족 천체들은 질량의 20%에 해당하는 얼음 일부를 잃었고, 밀도가 증가했다.<ref name="BrownBarkume2007"/>

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 공명]]이 일어나는데, 이로 인해 이심률이 증가했을 수 있다.<ref name="BrownBarkume2007"/>

이 문제에 대한 두 번째 이론은 형성 과정이 좀 더 복잡했다고 추정한다. 충돌 시 방출된 물질들이 하우메아 옆에 대형 위성을 형성해 [[조석 가속]]을 통해 하우메아와의 거리가 멀어진 다음, 두 번째 충돌이 일어나 파편을 다시 흩뿌렸다는 이론으로,<ref name="SchlichtingSari2009"/> 이 이론에서 필요한 속도 분산은 약 190&nbsp;m/s로 실제 값인 140&nbsp;m/s와 가까우며, 이 속도가 하우메아의 탈출 속도인 900 m/s보다 현저히 낮다는 문제도 피해갈 수 있다.<ref name="SchlichtingSari2009">{{저널 인용|성1=Schlichting|이름1=Hilke E.|성2=Sari|이름2=Re'em|날짜=2009|제목=The Creation of Haumea's Collisional Family|저널=The Astrophysical Journal|arxiv=0906.3893|bibcode=2009ApJ...700.1242S|doi=10.1088/0004-637X/700/2/1242|권=700|호=2|쪽=1242–1246}}</ref>

충돌로 [[소행성족]]이 형성되었다는 점에서 하우메아족 천체가 [[산란원반]]에서 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 [[해왕성]]이 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.<ref name=Levison>{{저널 인용|title=On a Scattered Disc Origin for the {{mp|2003 EL|61}} Collisional Family—an  Example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Bodies|author1=Harold F. Levison |author2=Alessandro Morbidelli |author3=David Vokrouhlický |author4=William F. Bottke |date=2008|journal= The Astronomical Journal|volume= 136|pages= 1079–1088| doi= 10.1088/0004-6256/136/3/1079 |bibcode=2008AJ....136.1079L|issue=3|arxiv = 0809.0553 }}</ref>

소행성이 분해되어 하우메아족처럼 분산되려면 몇십억 년이 소요되기 때문에, 하우메아족은 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다.<ref>{{저널 인용|제목=Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object {{mp|2003 EL|61}} |이름1=D.|성1=Ragozzine|이름2=M. E.|성2=Brown|저자링크2=마이클 E. 브라운|저널=The Astronomical Journal|권=134|호=6|쪽=2160–2167|날짜=2007|doi=10.1086/522334|bibcode=2007AJ....134.2160R|arxiv=0709.0328}}</ref> 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.<ref>{{저널 인용|제목=The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family|이름1=David L.|성1=Rabinowitz|이름2=Bradley E.|성2=Schaefer|이름3=Martha W.|성3=Schaefer|이름4=Suzanne W.|성4=Tourtellotte|날짜=2008|arxiv=0804.2864|bibcode=2008AJ....136.1502R|doi=10.1088/0004-6256/136/4/1502|권=136|호=4|쪽=1502–1509|저널=The Astronomical Journal}}</ref>

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.<ref>{{저널 인용|제목=Study of the Surface of 2003 EL61, the largest carbon-depleted object in the trans-neptunian belt|이름1=N.|성1=Pinilla-Alonso|이름2=R.|성2=Brunetto|이름3=J.|성3=Licandro|이름4=R.|성4=Gil-Hutton|이름5=T. L.|성5=Roush|이름6=G.|성6=Strazzulla|저널=Astronomy and Astrophysics|날짜=2009-3|권=496|호=2|bibcode=2009A&A...496..547P|doi=10.1051/0004-6361/200809733|쪽=547|arxiv=0803.1080}}
</ref>

== 같이 보기 ==
* [[소행성족]]
* [[하우메아 (왜행성)|하우메아]]
** [[하우메아의 위성]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* {{언어링크|en}} [http://news.softpedia.com/news/New-Body-Parts-From-Kuiper-Belt-039-s-Haumea-95833.shtml New Body Parts from Kuiper Belt's Haumea]

{{하우메아}}
{{태양계 소천체}}

[[분류:원거리 소행성체군]]
[[분류:하우메아족|*]]