La famiglia Haumea è l'unica famiglia collisionale transnettuniana identificata; vale a dire, l'unico gruppo di oggetti transnettuniani (TNO) con parametri orbitali e spettri simili (ghiaccio d'acqua quasi puro) che suggeriscono che abbiano avuto origine nell'impatto distruttivo di un corpo progenitore. I calcoli indicano che è probabilmente la sola famiglia collisionale transnettuniana esistente.
| Oggetto | (H) | Diametro albedo=0,7 | V–R |
|---|---|---|---|
| Haumea | 0,14 | 1460 km | 0,33 |
| 2002 TX300 | 3,51 | 320 km | 0,36 |
| 2003 OP32 | 3,95 | 276 km | 0,39 |
| 2005 RR43 | 4,14 | 252 km | 0,41 |
| 2009 YE7 | 4,56 | 200 km | |
| 1995 SM55 | 4,57 | 198 km | 0,39 |
| 2005 CB79 | 4,58 | 182 km | 0,37 |
| 1996 TO66 | 4,80 | 174 km | 0,39 |
| 2008 AP129 | 4,81 | 171 km |
Haumea, un pianeta nano, è il membro più grande della famiglia e il nucleo del progenitore differenziato; altri membri identificati sono le lune di Haumea e altri oggetti della Fascia di Kuiper inclusi 2002 TX300, 1995 SM55, 1996 TO66, 2003 OP32, 2005 RR43, 1999 OY3, 2003 UZ117, 2005 CB79, 2003 SQ317 e 2009 YE7, tutti con una velocità di espulsione da Haumea inferiore a 150 m/s. I membri più luminosi della famiglia di Haumea hanno magnitudini assolute (H) abbastanza luminose da suggerire una dimensione compresa tra 400 e 700 km di diametro, e quindi possibili pianeti nani, se avessero gli albedo tipici degli oggetti transnettuniani; tuttavia, è probabile che siano molto più piccoli poiché si ritiene che siano corpi di ghiaccio d'acqua con albedo elevati. La dispersione degli elementi orbitali propri dei membri è di pochi punti percentuale o inferiore (5% per il semiasse maggiore, 1,4° per l'inclinazione e 0,08 per l'eccentricità). Il diagramma illustra gli elementi orbitali dei membri della famiglia in relazione ad altri TNO.[senza fonte]
Le caratteristiche fisiche comuni degli oggetti includono colori neutri e profonde caratteristiche di assorbimento nell'infrarosso (a 1,5 e 2,0 μm) tipiche del ghiaccio d'acqua.
| Nome | Anomalia media M° | Epoca | Arg.Per ω | Long Ω° | Incl i° | Ecc e | Semiasse maggiore a (AU) | H | Albedo |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Haumea | 217,772 | 2459000,5 | 238,779 | 122,163 | 28,214 | 0,195 | 43,182 | 0,2 | 0,66 |
| 1996 TO66 | 139,355 | 2459000,5 | 242,001 | 355,158 | 27,381 | 0,120 | 43,345 | 4,8 | 0,70 |
| 1995 SM55 | 334,598 | 2459000,5 | 70,848 | 21,016 | 27,042 | 0,101 | 41,658 | 4,6 | >0,07 |
| 2002 TX300 | 77,718 | 2459000,5 | 340,338 | 324,409 | 25,832 | 0,126 | 43,270 | 3,4 | 0,88 |
| 1999 OY3 | 64,735 | 2459000,5 | 306,961 | 301,717 | 24,154 | 0,173 | 44,158 | 6,8 | 0,70 |
| 2003 OP32 | 72,355 | 2459000,5 | 71,889 | 182,016 | 27,135 | 0,109 | 43,496 | 4,0 | 0,70 |
| 2005 RR43 | 50,329 | 2459000,5 | 278,004 | 85,792 | 28,574 | 0,139 | 43,112 | 4,0 | 0,703 |
| 2005 UQ513 | 228,669 | 2459000,5 | 222,480 | 307,532 | 25,699 | 0,145 | 43,329 | 3,6 | 0,31 |
| 2005 CB79 | 322,348 | 2459000,5 | 92,975 | 112,936 | 28,692 | 0,142 | 43,212 | 4,6 | 0,70 |
| 2008 AP129 | 53,949 | 2459000,5 | 56,289 | 14,875 | 27,419 | 0,136 | 41,546 | 4,7 | |
| 2009 YE7 | 183,830 | 2459000,5 | 101,182 | 141,381 | 29,114 | 0,147 | 44,203 | 4,3 | 0,70 |
| 2003 UZ117 | 344,334 | 2459000,5 | 246,134 | 204,629 | 27,429 | 0,129 | 44,031 | 5,1 | 0,07 |
| 2010 VK201 | 171,302 | 2459000,5 | 89,649 | 156,308 | 28,839 | 0,116 | 43,091 | 5,0 | |
| 2014 HZ199 | 66,295 | 2459000,5 | 85,268 | 57,101 | 27,835 | 0,154 | 43,249 | 5,0 | |
| 2003 SQ317 | 11,059 | 2459000,5 | 191,080 | 176,268 | 28,537 | 0,082 | 42,736 | 6,6 | 0,05–0,5 |
| 2014 QW441 | 1,117 | 2459000,5 | 202,336 | 162,681 | 28,761 | 0,106 | 44,449 | 5,2 | |
| 2014 LO28 | 313,026 | 2459000,5 | 104,587 | 287,074 | 25,535 | 0,121 | 43,219 | 5,3 | |
| 2015 AJ281 | 284,578 | 2459000,5 | 8,239 | 256,130 | 26,805 | 0,130 | 43,199 | 5,0 |
Le orbite attuali dei membri della famiglia non possono essere spiegate dalla sola collisione che ne ha portato alla formazione. Per spiegare la diffusione degli elementi orbitali, è necessaria una dispersione di velocità iniziale di ≈400 m/s, ma tale velocità avrebbe dovuto disperdere i frammenti molto più lontano. Questo problema si applica solo ad Haumea stessa; gli elementi orbitali di tutti gli altri oggetti nella famiglia richiedono una dispersione di velocità iniziale di appena ≈140 m/s. Per spiegare questa discrepanza nella dispersione di velocità richiesta, Brown e colleghi suggeriscono che Haumea avesse inizialmente elementi orbitali più vicini a quelli degli altri membri della famiglia e che la sua orbita (specialmente l'eccentricità orbitale) sia cambiata dopo la collisione. A differenza degli altri membri della famiglia, Haumea si trova in una risonanza intermittente 7:12 con Nettuno, che potrebbe aver aumentato l'eccentricità di Haumea al suo valore attuale.
La famiglia di Haumea occupa una regione della Fascia di Kuiper dove interagiscono molteplici risonanze (incluse le risonanze di moto medio 3:5, 4:7, 7:12, 10:17 e 11:19), portando alla diffusione orbitale di quella famiglia collisionale. Oltre alla risonanza intermittente 7:12 attualmente occupata da Haumea stessa, altri membri della famiglia occupano alcune delle altre risonanze, e il salto di risonanza (passare da una risonanza all'altra) è possibile su una scala temporale di centinaia di milioni di anni. 1996 TO66, il primo membro della famiglia di Haumea ad essere scoperto, si trova attualmente in una risonanza intermittente 11:19.
La formazione collisionale della famiglia richiede un progenitore di circa 1660 km di diametro, con una densità di ~2,0 g/cm³, simile a Plutone ed Eris. Durante la collisione di formazione, Haumea ha perso circa il 20% della sua massa, principalmente ghiaccio, ed è diventata più densa.
Oltre agli effetti delle risonanze con Nettuno, potrebbero esserci altre complicazioni nell'origine della famiglia. È stato suggerito che il materiale espulso nella collisione iniziale possa essersi aggregato in una grande luna di Haumea, che ha gradualmente aumentato la sua distanza da Haumea attraverso l'evoluzione mareale, per poi essere successivamente frantumata in una seconda collisione, disperdendo i suoi frammenti verso l'esterno. Questo secondo scenario produce una dispersione di velocità di ~190 m/s, considerevolmente più vicina alla dispersione di velocità misurata di ~140 m/s dei membri della famiglia; evita inoltre la difficoltà del fatto che la dispersione osservata di ~140 m/s sia molto inferiore alla velocità di fuga di ~900 m/s di Haumea.
Haumea potrebbe non essere l'unico oggetto grande, allungato e in rapida rotazione nella fascia di Kuiper. Nel 2002, Jewitt e Sheppard hanno suggerito che Varuna dovrebbe essere allungato, basandosi sulla sua rapida rotazione. Nella storia antica del Sistema solare, la regione trans-nettuniana avrebbe contenuto molti più oggetti di quanti ne contenga attualmente, aumentando la probabilità di collisioni tra gli stessi. L'interazione gravitazionale con Nettuno ha da allora disperso molti oggetti fuori dalla Fascia di Kuiper verso il disco diffuso.[senza fonte]
La presenza della famiglia collisionale suggerisce che Haumea e la sua "prole" potrebbero aver avuto origine nel disco diffuso. Nell'odierna fascia di Kuiper scarsamente popolata, la possibilità che una tale collisione si verifichi durante la vita del sistema solare è inferiore allo 0,1%. La famiglia non avrebbe potuto formarsi nella più densa fascia di Kuiper primordiale perché un gruppo così coeso sarebbe stato disgregato dalla successiva migrazione di Nettuno nella fascia, che si ritiene sia stata la causa della sua attuale bassa densità. Pertanto, appare probabile che la dinamica regione del disco diffuso, in cui la possibilità di una tale collisione è di gran lunga superiore, sia il luogo di origine dell'oggetto che sarebbe diventato Haumea e i suoi simili. Le simulazioni suggeriscono che la probabilità dell'esistenza di una tale famiglia nel sistema solare sia di circa il 50%, quindi è possibile che la famiglia di Haumea sia unica.
Poiché ci sarebbe voluto almeno un miliardo di anni affinché il gruppo si diffondesse quanto ha fatto, si ritiene che la collisione che ha creato la famiglia di Haumea sia avvenuta molto presto nella storia del sistema solare. Ciò è in conflitto con le scoperte di Rabinowitz e colleghi, i quali hanno riscontrato nei loro studi sul gruppo che le loro superfici erano straordinariamente luminose; il loro colore suggerisce che siano state recentemente (cioè negli ultimi 100 milioni di anni) ricoperte da ghiaccio fresco. Su una scala temporale lunga un miliardo di anni, l'energia del Sole avrebbe arrossato e oscurato le loro superfici, e non è stata trovata alcuna spiegazione plausibile per giustificare la loro apparente giovinezza.
Tuttavia, studi più dettagliati dello spettro visibile e del vicino infrarosso di Haumea mostrano che si tratta di una superficie omogenea coperta da un'intima miscela 1:1 di ghiaccio amorfo e cristallino, insieme a non più dell'8% di sostanze organiche. Questa elevata quantità di ghiaccio amorfo sulla superficie conferma che l'evento collisionale deve essere avvenuto più di 100 milioni di anni fa. Questo risultato concorda con gli studi dinamici e scarta l'ipotesi che le superfici di questi oggetti siano giovani.[senza fonte]
