하우메아족

1. 개요

하우메아족은 왜행성 하우메아를 포함하는 천체 집단으로, 궤도 요소가 유사하고 중성 색지수와 적외선에서 얼음 흡수선을 보이는 특징을 공유한다. 하우메아족 구성원들은 하우메아로부터 150 m/s 이하의 속도로 떨어져 나온 것으로 추정되며, 궤도 공명 현상을 보인다. 하우메아족의 형성 기원은 충돌 및 조석 가속을 포함한 여러 가설이 제기되었으며, 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다.

2. 특성

왜행성 하우메아는 하우메아족에서 가장 큰 천체이며, 하우메아족 모천체의 중심부이다. 하우메아족 천체들은 궤도 요소 분산이 몇 퍼센트 이내(긴반지름 5%, 궤도 경사 1.4°, 궤도 이심률 0.08)로 매우 작다.

이 천체들은 공통적으로 색지수가 중성이고 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다. 절대 등급이 큰 천체들은 반사율이 일반적인 TNO와 비슷하다면 지름 400 ~ 700 km로 왜행성 후보에 들어갈 수 있지만, 얼음 함량이 많아 반사율이 높을 것으로 추정되어 실제 지름은 더 작을 것이다.

2.1. 구성원

하우메아족은 하우메아를 중심으로, 하우메아의 위성들과 여러 카이퍼 대 천체들로 구성된다. 이 천체들은 모두 하우메아에서 150 m/s 이하의 속도로 떨어져 나온 것으로 추정된다.

하우메아족 천체들의 궤도 요소 분산은 매우 작아서, 긴반지름은 5%, 궤도 경사는 1.4°, 궤도 이심률은 0.08 이내이다. 또한, 이들은 공통적으로 중성 색지수를 띠고, 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다.

절대 등급이 큰 천체들은 반사율이 일반적인 TNO와 비슷하다면 지름 400 ~ 700 km로 왜행성 후보에 들어갈 수 있지만, 얼음 함량이 많아 반사율이 높을 것으로 추정되어 실제 지름은 더 작을 것이다.

2.2. 궤도

하우메아족 천체들의 궤도는 긴반지름, 궤도 경사, 궤도 이심률 등에서 매우 비슷한 값을 가진다. 이들의 궤도는 해왕성과의 궤도 공명 현상을 보이며, 이는 하우메아족의 형성과 진화에 중요한 영향을 미쳤을 것으로 추정된다.

하우메아족은 여러 공명(3:5, 4:7, 7:12, 10:17 및 11:19 평균 운동 공명 포함)이 상호 작용하여 그 충돌족의 궤도 확산을 초래하는 카이퍼 벨트의 영역을 차지한다. 현재 하우메아 자체가 차지하고 있는 간헐적 7:12 공명 외에도, 가족의 다른 구성원들은 다른 공명 중 일부를 차지하고 있으며, 공명 호핑(한 공명에서 다른 공명으로 전환)은 수억 년의 시간 척도로 가능하다. 하우메아족 구성원 중 가장 먼저 발견된 은 현재 간헐적인 11:19 공명에 있다.

2.3. 물리적 특성

하우메아족 천체들은 공통적으로 색지수가 중성이고 적외선에서 얼음의 특징인 1.5 ~ 2.0 μm 대역의 흡수선이 나타난다는 공통점이 있다.

3. 형성 및 진화

하우메아족은 태양계 형성 초기에 발생한 대규모 충돌의 결과로 생성된 것으로 추정된다. 충돌 이전의 모천체는 지름 약 1660km, 밀도 약 2.0g/cm³으로, 명왕성이나 에리스와 유사했을 것으로 보인다. 이 충돌로 인해 모천체는 질량의 약 20%를 잃었고, 밀도는 증가했다.

하우메아족은 소행성족이 형성되었다는 점에서 산란원반에서 온 것으로 추정된다. 현재 카이퍼 대의 듬성듬성한 소행성체 분포로는 태양계 나이 정도의 기간에 충돌이 일어날 가능성은 0.1% 미만이다. 만약 태양계 형성 초기 소행성체 밀도가 높은 카이퍼 대에서 형성되었다면 해왕성이 형성될 때 중력 교란으로 전부 흩어졌을 것이라고 추정되기 때문이다. 시뮬레이션에 따르면 태양계에서 이러한 소행성족이 형성될 가능성은 약 50%이기 때문에, 하우메아족이 매우 특별한 경우일 수도 있다.

3.1. 형성 과정에 대한 가설

하우메아족의 형성 과정에 대한 가설로는 초기에는 하우메아의 이심률 변화를 고려한 모델이 제시되었으나, 이후 두 번의 충돌을 가정한 모델이 더 설득력 있는 것으로 받아들여지고 있다. 하우메아족 천체들의 궤도는 형성 시의 충돌만으로는 설명할 수 없는데, 이는 하우메아의 궤도 요소 분산을 설명하려면 약 400 m/s 정도의 속도 분산이 필요하지만, 이 경우 파편이 더 멀리 퍼졌을 것이기 때문이다. 다른 천체들은 속도 분산이 140 m/s 정도만 필요하다. 이 문제를 해결하기 위해 브라운 등은 하우메아가 해왕성과 7:12 궤도 공명을 일으켜 이심률이 증가했을 수 있다고 주장했다.

더 복잡한 형성 과정을 가정한 두 번째 이론에 따르면, 충돌 시 방출된 물질들이 하우메아 옆에 대형 위성을 형성해 조석 가속으로 거리가 멀어진 후, 두 번째 충돌이 일어나 파편이 다시 흩뿌려졌다고 한다. 이 이론에서 필요한 속도 분산은 약 190 m/s로 실제 값인 140 m/s와 가깝고, 하우메아의 탈출 속도인 900 m/s보다 현저히 낮다는 문제도 피할 수 있다.

3.2. 기원

하우메아족은 산란원반에서 기원했을 가능성이 제기된다. 현재 카이퍼 대의 밀도가 낮기 때문에, 태양계 초기 밀도가 높았던 카이퍼 대에서 형성되었다면 해왕성의 중력 섭동으로 흩어졌을 것이라는 추정에 기반한다.

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 충돌만으로는 설명할 수 없다. 하우메아의 궤도 요소 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.

소행성이 분해되어 하우메아족처럼 분산되려면 몇십억 년이 소요되기 때문에, 하우메아족은 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다.

3.3. 연대 추정의 어려움

하우메아족 천체의 형성 연대를 추정하기는 어렵다. 소행성이 분해되어 하우메아족처럼 분산되려면 몇십억 년이 소요되기 때문에, 하우메아족은 태양계 형성 초기에 형성되었을 것으로 추정된다. 그러나 이는 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 어두워져야 하지만, 실제로는 밝게 관측되기 때문이다. 현재까지 이에 대해 타당성 있는 가설은 제기되지 않았다.

하지만 하우메아의 가시광 및 적외선 분광 결과, 하우메아의 표면은 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.