妊神星

妊神星是柯伊伯帶的一顆矮行星，正式名稱為(136108) Haumea將這顆天體定為矮行星，並以夏威夷生育之神為其命名。在所有的已知矮行星中，妊神星具有獨特的極度形變。儘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。儘管如此，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。天文學家認為，妊神星之所以具備形狀伸長、罕見的高速自轉、高密度和高反照率這些特點，是超級碰撞的結果；這讓妊神星成為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，意味著它被認為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。儘管妊神星和球形相差甚遠，但其橢球的形狀肇因於高速旋轉，類似水氣球旋轉時伸長的現象，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為經典柯伊伯天體，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，因為其35天文單位的近日點距離接近於海王星的穩定極限。帕洛瑪山天文臺的數字巡天曾於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函; zh-hk: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/cm3之間。在此密度範圍內的有橄欖石和輝石等矽酸鹽礦物，太陽系中許多岩石類天體均由這類物質構成。這意味著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，有著厚實的冰幔，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，如果給定其自轉週期和大小，則隨著密度的增加，其形狀將越來越接近球形。以妊神星已知的精確質量、自轉週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，準確測量出它的大小。目前，天文學家們已為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，由地基天文臺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，可見光反照率大於0.6。最有可能的形狀是三軸橢球體，大小約為2,000×1,500×1,000千米，反照率為0.71。根據斯皮策空間望遠鏡的觀測結果，妊神星的直徑為，反照率為，紅外測光得出的紅外線波長為70微米。後來對光變曲線的分析表明，妊神星的等效圓直徑為1,450千米。2010年，綜合斯皮策望遠鏡和赫歇爾空間天文臺的測量結果分析，得出了妊神星新的等效圓直徑約為1,300千米。根據上述獨立推算的資料，可得出妊神星的幾何平均直徑約為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、亡神星和創神星。目前發現可能有環。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，也還存在著較小的各色獨立的變化；這表明妊神星表面有部分割槽域的顏色和反照率都與其他地區不同。特別的，在妊神星亮白色的表面上可以觀測到一塊暗紅色的區域，這意味著這一地區富含礦物和有機化合物，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，雙子星天文臺和凱克天文臺的望遠鏡獲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，因為結晶冰形態形成於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為無定形冰，而在幾千萬年前，海王星外天體就一直處於和現在相同的低溫位置上。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託林成分，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在近期曾經歷過表面翻新的事件，重新覆蓋上了一層冰。但是，目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；為高反照率作出貢獻的另一種物質可能是氰化氫或層狀矽酸鹽。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，妊神星的同態表面覆蓋有無定形冰和結晶冰的混合物，其混合比例為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，或存在著更多的結晶冰。衛星.妊神星已經被發現的衛星有兩顆：妊衛一和妊衛二。 兩顆衛星均由布朗團隊在2005年使用凱克天文臺觀測妊神星時發現。妊衛一發現於2005年1月26日，，加州理工學院團隊曾將其暱稱為“魯道夫”。妊衛一較靠外側，直徑約為310千米，是兩顆衛星中較大較亮的一顆，以近圓形的軌道環繞妊神星公轉，公轉週期為49天。妊衛一對1.5微米和2微米的紅外線有著強烈的吸收能力，與其表面大部分割槽域覆蓋有結晶冰的現象相一致。由於妊衛一有著獨特光譜，而其吸收譜線又與妊神星十分類似，布朗團隊據此認為俘獲模型無法解釋這一系統的形成，因此得出了妊神星的衛星來自於妊神星本身的結論。體積較小且靠近裡側的妊衛二，發現於2005年6月30日，曾被暱稱為“布立增”。其質量僅有妊衛一的十分之一，公轉軌道為非開普勒軌道，呈高度橢圓形，公轉週期為18天。由於妊衛二的軌道受妊衛一攝動影響，截至2008年，兩顆衛星的軌道交角為13°。天文學家並沒有預料到妊衛二能具有相對較大的偏心率，也沒有預料到兩顆衛星的軌道會相互傾斜，這是因為潮汐作用會逐漸減小偏心率／傾角。由此，有推測認為，妊神星系統可能在相對近期內曾通過了較強的3:1共振區域，所以它的衛星才能具有現今如此獨特的軌道。現在，妊神星兩顆衛星的軌道幾乎完全側向地球，並且妊衛二會週期性地掩食妊神星。透過觀測這一現象，我們可以得出妊神星及其衛星的精確尺寸與形狀，就像1980年代後期得出冥王星及冥衛一的那樣。掩食發生時，妊神星系統會經歷微小的亮度變化，中等口徑以上的專業望遠鏡能夠觀測到這一變化。妊衛一上次對妊神星的掩食發生在1999年，但當時天文學家們尚未發現該系統，而下次妊衛一掩食將發生在130年之後。然而，出於規則衛星的獨特情況，妊衛一會強烈地扭曲妊衛二的軌道，從而令妊衛二－妊神星掩食現象可以持續多年。環.除了有兩顆衛星，妊神星亦被發現具有環的構造。2017年1月21日，妊神星和牧夫座的恆星URAT1 533-182543發生掩星現象，當奧爾蒂斯等人藉由這次的掩星研究妊神星時，意外發現妊神星有半徑約2287公里，寬約70公里的環。這次觀測的結果於同年10月11日出版的《自然》期刊發表。這是首度在TNO發現環構造。環的透光率約為0.5，自轉週期約是妊神星的三倍。碰撞家族.妊神星是其碰撞家族中最大的天體，碰撞家族成員有著相似的物理和軌道屬性，被認為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別出的碰撞族，其中包括妊神星及其衛星、(55636) 2002 TX300。布朗等人起初認為該星族是導致妊神星冰幔脫離的單次撞擊的直接產物，但是後來認為其中有更復雜的緣由：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機率不超過0.1%。初期的柯伊伯帶比現在更密集，而妊神星族在當時可能還未形成，因為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，碰撞機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可能發生於太陽系歷史的初期。探索.經過計算如果2025年9月25日的發射飛行器，透過木星重力幫助，可以用14.25年飛掠妊神星。當飛行器抵達的時候，妊神星距離太陽48.18個天文單位。飛行時間如果是16.25年，那麼發射時間可以在2026年11月1日、2037年9月23日和2038年10月29日。