妊神星是古柏帶的一顆矮行星，正式名稱為 (136108) Haumea（符號：）。妊神星是太陽系的第三大矮行星，它的質量是冥王星質量的三分之一。2004 年，米高・E・布朗領導的加州理工學院團隊在美國帕洛瑪山天文台發現了該天體；2005 年，奧爾蒂斯領導的團隊在西班牙內華達山脈天文台亦發現了該天體，但後者的聲明遭到質疑。2008 年 9 月 17 日，國際天文聯合會（IAU）將這顆天體定為矮行星，並以夏威夷生育之神哈烏美亞為其命名。

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（因其結晶水冰的表面）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

妊神星是一顆類冥矮行星，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古柏天體，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。帕洛瑪山天文台的數字巡天曾於 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缐上摘要，這份報告將在 2005 年 9 月的一場會議上宣布該發現。與此同時，在西班牙的內華達山脈天文台，若澤・路易斯・奧爾蒂斯・莫雷諾領導的安達盧西亞天體物理研究所團隊，在拍攝於 2003 年 3 月 7 日至 10 日的一系列照片上，亦發現了妊神星。2005 年 7 月 27 日晚，奧爾蒂斯在發給小行星中心的電子郵件中，披露了他們的發現。

布朗發現，在西班牙團隊宣布該發現的前一天，西班牙天文台曾經訪問過他的觀察日誌，因此他懷疑他們盜竊了他的成果。布朗的日誌中包含有足夠多的信息，讓奧爾蒂斯能夠在 2003 年的照片中重新發現妊神星；7 月 29 日，西班牙團隊再次訪問了他的日誌，而這正好是奧爾蒂斯排到望遠鏡時間，獲取確認照片以向小行星中心再次宣布其發現之前。奧爾蒂斯後來承認了他曾訪問過加州理工學院的觀察日誌，但他否認了所有指控，表示他們僅僅是為了驗證這是不是一顆新天體。

根據國際天文聯合會（IAU）的規定，首先向小行星中心提交微型行星的發現報告，並能提供確證軌道所需必要數據者，享有發現者的榮譽。成為發現者的最大好處是能夠為行星命名。然而，當 IAU 於 2008 年 9 月 17 日宣布妊神星為矮行星時，並未提及任何發現者。IAU 分別採用了西班牙團隊的發現位置和加州理工學院的命名。奧爾蒂斯團隊建議的名稱，是古伊比利亞春天女神的名字「Ataecina」。



命名

在被賦予永久名稱前，加州理工學院的發現者們曾將妊神星稱為「聖誕老人」（Santa），以紀念它的發現日 2004 年 12 月 28 日（恰在聖誕節之後）。2005 年 7 月，西班牙團隊向小行星中心（MPC）報告了他們的獨立發現。2005 年 7 月 29 日，妊神星得到了首個官方稱謂：臨時編號 2003 EL61，其中「2003」取自西班牙團隊照片的拍攝日期。2006 年 9 月 7 日，妊神星被正式編號為小行星 136108 號（(136108) 2003 EL61）。

按照 IAU 既定的指引，傳統古柏帶天體應以神話中的創造之神為名，2006 年 9 月，加州理工學院團隊向 IAU 提交了他們對 (136108) 2003 EL61 及其衛星的正式命名；這些名稱由戴維・拉比諾維茨提出，取自夏威夷神話，用於「紀念發現這些衛星的地點」。哈烏美亞（_Haumea_）是夏威夷島的保育女神，而莫納克亞天文台正是坐落於夏威夷島。此外，哈烏美亞還被視為大地之母帕帕女神，是天空之父瓦基亞的妻子；從這層意義上講，以「哈烏美亞」為 2003 EL61 命名也是恰當的選擇：與其他已知的典型古柏帶天體不同，2003 EL61 沒有厚厚的冰函包裹著的小型岩石核心，而被認為幾乎完全以固態岩石構成。再者，作為繁殖與生育女神的哈烏美亞，其眾多子女來自她身體上的不同部位；這也契合了在一次遠古碰撞中，大量冰體被認為從這顆矮行星上分離出去的事件。兩顆已知的衛星亦被認為起源自該事件，並分別以哈烏美亞的兩個女兒為名：妊衛一希亞卡（Hiʻiaka）和妊衛二納瑪卡（Nāmaka）。



軌道和自轉

妊神星有著傳統古柏帶天體的典型軌道，軌道週期為 283 地球年，近日點約為 35 天文單位，軌道傾角約 28°。1992 年初，妊神星經過了遠日點，當前離太陽距離超過 50 天文單位。

妊神星的軌道離心率略大於其碰撞家族的其他成員，據推測，是妊神星對海王星存在微弱的五階 12:7 軌道共振所致；由於導致軌道傾角和離心率互換的古在效應，妊神星在近十億年來逐漸偏離了其原始軌道。

妊神星的目視星等為 17.3，是古柏帶第三亮的天體，僅次於冥王星和鳥神星，使用大型業餘望遠鏡也可輕易觀察到。然而，由於行星和多數太陽系小天體大都形成於太陽系的原始盤中，位於共同軌道路徑上；因此，絕大多數早期的遠距天體觀測都將目光聚集於共同平面在天空上的投影中，亦即黃道上。隨著對黃道附近天區的探索逐步充分，後來的天文觀測開始探索軌道傾角較高的天體，以及平均運動更慢的遠距天體。當這些觀測覆蓋到妊神星所在天區時，高軌道傾角、（當前）距離黃道甚遠的妊神星終被發現。

妊神星的亮度波動週期很短，只有 3.9 小時，唯一的解釋是其自轉週期也是這一長度。這要快於其餘已知的太陽系平衡天體，以及其餘已知的直徑大於 100 千米的天體。妊神星的高速自轉被認為是一次碰撞導致的，這次碰撞同時創造了妊神星的衛星及其碰撞家族。



物理屬性

由於妊神星帶有衛星，可以根據克卜勒第三定律由衛星軌道計算出該系統的質量。其結果為 4.2×1021 千克，為冥王星系統質量的 28%，月球質量的 6%。幾乎所有的質量都集中在妊神星上。

大小、形狀和構成

太陽系天體的大小可根據天體的光學星等、距離和反照率推算出來。對地球觀察者而言，亮度越高的天體，要麼是由於體積較大，要麼是由於具有高反照率。假如可以確定天體的反照率，那麼就可以粗略地估計出它們的大小。大多數遠距天體的反照率是未知的，但妊神星因為有足夠大的體積和亮度而能夠測量其熱輻射，這為其反照率提供了近似值，並進而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋轉對它的尺寸計算造成了阻礙，根據可變形體的轉動物理學可以得出，轉速與妊神星相當的天體在 100 天內就能從平衡形態變形為不等邊橢球形。據推測，妊神星亮度波動的主要原因並不是由其自身各處反照率不同導致的，而是從地球觀測時側視圖與端視圖的交替所致。

妊神星光變曲線的週期和振幅主要受其構成的限制。假如妊神星的密度低若冥王星，是由厚實的冰函包裹小型岩心構成，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古柏帶天體，有著厚實的冰函，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，由地基天文台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（pv）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。根據史匹哲太空望遠鏡的觀測結果，妊神星的直徑為 1150+250 
−100 千米，反照率為 0.84+0.1 
−0.2，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雪爾太空望遠鏡的測量結果分析，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數據，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區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（富碳）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，雙子星天文台和凱克天文台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托林成分，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（homomorphous surface）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 年使用凱克天文台觀測妊神星時發現。

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」（傳說中為聖誕老人拉雪橇的馴鹿之一）。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，與其表面大部分區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，公轉軌道為非克卜勒軌道，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。通過觀測這一現象，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（≈364 千米）、(24835) 1995 SM55（≈174 千米）、(19308) 1996 TO66（≈200 千米）、(120178) 2003 OP32（≈230 千米）以及 (145453) 2005 RR43（≈252 千米）。布朗等人起初認為該星族是導致妊神星冰函脫離的單次撞擊的直接產物，但是後來認為其中有更複雜的緣由：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，當前空曠的古柏帶發生這種撞擊的概率不超過 0.1%。初期的古柏帶比現在更密集，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古柏帶的運動所破壞 —— 據信這也是古柏帶當前低密度的原因。因此，碰撞概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，通過木星重力幫助，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。



參見


* 假設的海王星外天體

* 天體命名



腳註



參考文獻



外部連結


* 妊神星軌道位置（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） - NASA

* (136108) 妊神星、妊衛一和妊衛二（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） - Johnston's Archive.com（更新於 2008 年 9 月 17 日）

* 2009 國際天文年 播客：矮行星妊神星（Darin Ragozzine）（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）