하우메아 (왜행성)
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1. 개요
하우메아는 2004년 발견된 왜행성으로, 하와이 신화 속 여신의 이름을 따서 명명되었다. 캘리포니아 공과대학교의 마이크 브라운 교수팀과 스페인 과학자팀이 발견을 두고 논쟁을 벌였다. 하우메아는 큐비원족에 속하며, 해왕성과의 궤도 공명을 보인다. 또한, 3.9시간 주기로 자전하며, 두 개의 위성 히이아카와 나마카를 가지고 있다. 하우메아는 2017년 고리가 발견되었으며, 표면은 결정성 물 얼음과 유기물로 덮여 있다. 하우메아족의 가장 큰 구성원이며, 뉴 호라이즌스 우주선에 의해 관측되었고, 탐사 임무의 대상이 될 수 있다.
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| 하우메아 (왜행성) | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 한국어 명칭 | 하우메아 |
| 영어 명칭 | Haumea |
| 하와이어 명칭 | Haumea |
| 기호 | [[파일:Haumea symbol (bold).svg|24px|alt=🝻|하우메아 기호]] (주로 점성학에서 사용) |
| 탐색 | |
 | |
| 발견자 | 브라운 등 오르티스 등 |
| 발견일 | 2003년 3월 7일 (오르티스) 2004년 12월 28일 (브라운) |
| 최초 발견 이전 날짜 | 1955년 3월 22일 |
| 소행성체 센터 명칭 | (136108) 하우메아 |
| 명명 유래 | 하우메아 |
| 별칭 | 산타 |
| 분류 | |
| 천체 분류 | 왜행성 TNO 하우메아족 위성을 가진 천체 |
| 궤도 정보 | |
| 궤도 참조 | 소행성체 센터 |
| 궤도 요소 기준 시점 | 2020년 12월 17일 (JD 2459200.5) |
| 불확실성 지수 | 2 |
| 관측 호 | 1955년 3월 22일 - 2021년 1월 7일 (65년 9개월 16일) |
| 근일점 통과 시간 | 약 2133년 6월 1일 ±2일 |
| 궤도 이심률 | 0.19642 |
| 공전 주기 | 283.12년 (103,410일) |
| 평균 궤도 이각 | 218.205° |
| 평균 운동 | 0.00348140° / 일 |
| 궤도 경사 | 28.2137° |
| 승교점 경도 | 122.167° |
| 근일점 인수 | 239.041° |
| 위성 수 | 2 (히이아카, 나마카) |
| 물리적 특성 | |
| 크기 | 약 2,100 × 1,680 × 1,074 km 2,322 ± 60 × 1,704 ± 8 × 1,026 ± 32 km |
| 평균 반지름 | 약 780 km 798 ± 6 km ~ 816 km |
| 표면적 | 약 8.14×10^6 km2 |
| 부피 | 약 1.98×10^9 km3 (0.0018 지구 질량) |
| 질량 | 4.006 ± 0.040 × 10^21 kg (0.00066 지구 질량) |
| 평균 밀도 | 약 2.018 g/cm3 1.885 ± 0.080 g/cm3 ~ 1.757 g/cm3 |
| 표면 중력 | 극지방: 0.40 m/s2 가장 긴 축: 0.4 m/s2 |
| 탈출 속도 | 극지방: 0.8 km/s 가장 긴 축: 0.8 km/s |
| 자전 주기 | 3.915341 ± 0.000005 시간 (0.163139208 일) |
| 자전축 기울기 | 약 126° (궤도 기준, 추정치), 81.2° 또는 78.9° (황도 기준) |
| 북극 방향 | 적경: 282.6 ± 1.2° 적위: -13.0 ± 1.3° 또는 -11.8 ± 1.2° |
| 분광형 | BB (중립) B−V = 0.64, V−R = 0.33 B0−V0 = 0.646 |
| 겉보기 등급 | 17.3 (충일 때) |
| 절대 등급 | 0.428 ± 0.011 (V-밴드) |
| 반사율 | 약 0.66 (기하학적) ≤ 0.51 ± 0.02 (기하학적) 0.33 ± 0.03 (본드 반사율) |
| 표면 온도 | 50 K 미만 |
2. 발견과 명명
2004년 미국 캘리포니아 공과대학교의 마이크 브라운(Mike Brown) 교수 팀과 2005년 오르티스가 이끄는 스페인의 과학자들이 하우메아를 발견하였다. 마이크 브라운 교수 팀이 먼저 발견했지만 발견 발표를 지연했기 때문에, 누가 먼저 발견했는지에 대해서는 논란이 있다. 스페인 과학자들이 이 천체의 발견을 국제천문연맹(IAU)에 발표했을 때, 천체의 임시 명칭은 (136108) 2003 EL61로 주어졌었다. 2008년 9월 17일, 국제천문연맹은 이 천체를 왜행성으로 공식 분류하고, 하와이 신화 속의 풍요와 출산을 상징하는 여신의 이름인 하우메아를 따서 명명했다. 이로써 하우메아는 세레스, 명왕성, 에리스, 마케마케에 이어 태양계의 5번째 왜행성으로 등록되었다.
올티스 등의 그룹은 2003년에 실시한 관측을 2005년에 재분석하여 발견하였다. 한편, 캘리포니아 공과대학교의 마이클 브라운 등은 2004년 5월 6일의 관측을 바탕으로 12월 28일에 이 천체를 발견하고, 9월의 국제 회의에서 발표할 예정이었다. 소행성 센터(MPC)는 최초 보고자를 발견자로 하는 원칙에 따라 올티스 등의 발견으로 등록했다.[44]
브라운은 당초 이 발견의 공을 올티스 등에게 돌리는 것을 지지했다. 그러나 올티스 등의 발표는 브라운의 공동 연구자의 9월 강연 제목이 공개된 직후였고, 그 제목에는 천체의 가칭 "K40506A"가 포함되어 있었다. 그 점을 수상하게 여긴 브라운은 조사를 실시했고, 그 결과 "K40506A"를 구글 검색하면, 그들이 관측에 사용해 온 CTIO/SMARTS 망원경의 관측 기록에 도달할 수 있다는 것을 알게 되었다. 또한, 일반적으로 망원경 사용자만 접근할 수 있는 그 관측 기록에 올티스의 연구 기관에서 반복적으로 접근한 것이 밝혀졌다. 그 때문에 브라운은 올티스의 발견은 부정 행위이거나, 독자적으로 천체를 발견하고 그 후에 우연히 브라운 등의 관측 기록에 접근했다고 하더라도, 발표 시에 그 사실을 숨겼다는 것은 연구 윤리에 위반된다고 주장했다.
가장 오래된 관측 기록은 팔로마 천문대의 1955년 디지털 스카이 서베이(DSS)에서 발견되었다.
정식 명칭이 부여되기 전, 이 천체는 브라운 등이 크리스마스 즈음에 발견했기 때문에 '''산타'''라는 애칭으로 불렸다.
2. 1. 발견 논쟁
2004년 미국 캘리포니아 공과대학교의 마이크 브라운 교수 팀과 2005년 스페인의 오르티스 연구팀이 하우메아를 발견했다. 마이크 브라운 교수 팀이 먼저 발견했지만 발견 발표를 늦췄기 때문에, 누가 먼저 발견했는지에 대한 논란이 있다.[43][44]소행성 센터(MPC)는 최초 보고자를 발견자로 하는 원칙에 따라 오르티스 등의 발견으로 등록했다.[44] 브라운은 처음에는 오르티스에게 발견 공로를 인정했으나,[7] 스페인 천문대가 발견 발표 전날 브라운의 관측 기록에 접근한 사실을 알고 스페인 팀이 사기를 쳤다고 의심했다.[45]
국제천문연맹(IAU) 규정에 따르면, 소행성 발견 공로는 궤도 결정을 위한 충분한 위치 데이터를 갖춘 보고서를 가장 먼저 MPC에 제출한 쪽에 돌아가며, 공로가 인정된 발견자는 이름을 선택할 우선권을 갖는다. 그러나 2008년 9월 17일 IAU 발표에서는 발견자를 언급하지 않았다. 발견 장소는 스페인 팀의 시에라 네바다 천문대로 표기되었지만,[41][46] 하우메아라는 이름은 캘리포니아 공과대학교에서 제안한 것이었다.
2. 2. 명명
2004년 미국 캘리포니아 공과대학교의 마이크 브라운(Mike Brown) 교수 팀과 2005년 오르티스(J. L. Ortiz)가 이끄는 스페인의 과학자들이 하우메아를 발견했다. 마이크 브라운 교수 팀이 먼저 발견했지만 발견 발표를 지연했기 때문에, 누가 먼저 발견했는지에 대해서는 논란이 있다.[47] 스페인 과학자들이 이 천체의 발견을 국제천문연맹(IAU)에 발표했을 때, 천체의 임시 명칭은 (136108) 2003 EL61로 주어졌었다. 2008년 9월 17일, 국제천문연맹은 이 천체를 왜행성으로 공식 분류하고, 하와이 신화 속의 풍요와 출산을 상징하는 여신의 이름인 하우메아의 이름을 따서 명명했다.영구적인 이름이 부여되기 전까지, 칼텍 발견팀은 2004년 12월 28일, 크리스마스 직후에 하우메아를 발견했기 때문에 자신들끼리 "산타"라는 별명을 사용했다.[47] 2005년 7월 29일, 하우메아는 스페인 발견 이미지 날짜에 근거하여 임시 명칭 '''2003 EL61'''을 받았다. 2006년 9월 7일, (136108) 2003 EL61로 번호가 부여되어 공식 소행성 목록에 등재되었다.
당시 국제천문연맹(IAU)에서 정한 지침에 따라, 고전적 카이퍼 벨트 천체에는 창조와 관련된 신화적 존재의 이름을 부여해야 했는데,[48] 2006년 9월, 칼텍 팀은 (136108) 2003 EL61과 그 위성들에 대한 이름을 하와이 신화에서 따와 IAU에 공식적으로 제출하여 "위성이 발견된 장소에 경의를 표하고자" 했다.[49] 이 이름들은 칼텍 팀의 데이비드 라비노비츠가 제안했다.[42] ''하우메아''는 마우나 케아 천문대가 위치한 하와이 섬의 여신이다. 또한, 그녀는 파파, 즉 땅의 여신이자 와케아 (공간)의 아내와 동일시된다.[50]
오르티스 팀의 제안인 아타에치나는 IAU 명명 요건을 충족하지 못했는데, 이는 지하 신의 이름이 해왕성과 3:2 공명을 하는 플루티노와 같은 안정적인 공명 해왕성 바깥 천체에 사용되도록 예약되어 있었기 때문이다. 반면 하우메아는 간헐적인 7:12 공명 상태에 있었고, 따라서 일부 정의에 따르면 공명 천체가 아니었다.
3. 궤도와 공전
하우메아는 큐비원족에 속하는 해왕성 바깥 천체 중 하나이다. 하우메아와 태양 사이의 거리는 현재 약 50 AU 정도이지만, 근일점일 때는 35 AU까지 접근한다. 궤도경사는 28°로, 명왕성의 17°에 비해 65%가량 높다.
하우메아는 284 지구년의 공전 주기를 가지며, 1992년 초에 원일점을 통과했고 2133년에 근일점에 도달할 예정이다.[87] 하우메아의 궤도는 하우메아족의 다른 구성원들보다 약간 더 큰 이심률을 가지고 있다. 이는 하우메아가 해왕성과 7:12의 약한 궤도 공명으로 인해, Kozai 효과를 통해 궤도의 경사를 이심률 증가로 교환하여, 수십억 년에 걸쳐 초기 궤도가 점진적으로 수정되었기 때문으로 추정된다.[52][53][54][55]
시등급 17.3[38]으로, 하우메아는 명왕성과 마케마케 다음으로 카이퍼 벨트에서 세 번째로 밝은 천체이며, 대형 아마추어 망원경으로 쉽게 관측할 수 있다.[30]
3. 1. 해왕성과의 공명
하우메아는 해왕성과 간헐적인 7:12 궤도 공명에 있는 것으로 생각된다.[52] 그 승교점 Ω는 약 460만 년의 주기로 세차 운동하며, 이 공명은 세차 운동 주기당 두 번, 즉 230만 년마다 깨지고, 약 10만 년 후에 다시 돌아온다.[26] 마크 부이는 이를 단순한 공명이 아니라고 보아 비공명으로 규정한다.[12]
하우메아는 해왕성과 궤도 공명 관계에 있지 않아 큐비와노족에 분류되지만, 큰 이심률과 궤도 경사각을 갖는다. 이는 해왕성에 의해 궤도가 흩어졌기 때문이다.
4. 물리적 특징
하우메아는 크기가 약 1960km × 1518km × 996km로 명왕성과 비슷하지만, 질량은 약 4.2E21 kg으로 명왕성의 약 32% 정도이다. 긴 타원체형인데, 이는 수십억 년 전 다른 천체와 충돌한 뒤 4시간 주기의 빠른 자전을 하게 되었기 때문이라고 분석되었다. 야코비 타원체로 설명된다.[52]
올티스 등의 발표에서는 이 천체가 명왕성의 두 배 크기라고 추정했지만, 브라운 등이 위성 관측을 통해 측정한 정확한 질량은 명왕성의 32%였다. 같은 밀도와 구형을 가정하면 크기는 명왕성의 68%가 된다. 다만, 하우메아의 알베도 (반사율)는 정확히 알려지지 않아 정확한 크기는 불명이다. 변광 주기 등으로 3축 부등 타원체로 추정되며, 장축의 길이는 명왕성에 필적한다고 여겨진다. 2017년 올티스 등이 발표한 관측 결과에 따르면, 장축은 적어도 2300km 이상으로 예상된다.[81]
위성이 있어 질량 측정이 가능하며, 대략 4E21 kg (명왕성의 3분의 1)으로 계산되었다. 왜행성의 조건 중 하나인 "중력 평형 형상에 도달한다"는 것을 만족할 충분한 질량을 가졌음에도 구체가 아닌 이유는, 자전 주기가 4시간 미만으로 매우 짧기 때문이다. 하우메아의 빠른 자전은 과거 대규모 충돌을 겪었기 때문이며, 두 개의 위성도 그때 만들어진 것으로 추정된다.[52]
이러한 추정이 맞다면, 하우메아는 태양계 외곽 천체 중에서도 가장 큰 부류에 속한다. 세드나, 오르쿠스, 콰오아보다 크며, 명왕성, 에리스 다음으로 3번째로 크다. 다만 마케마케가 약간 더 클 가능성이 있다.
제미니 천문대에서 수행된 분광 분석 결과, 천체 표면에는 물의 얼음이 존재하는 것으로 나타났다. 이는 명왕성의 위성 카론에서도 발견되는 특징이다.[40]
4. 1. 자전
하우메아는 3.9시간 주기로 밝기가 크게 변동하는데, 이는 이 길이의 자전 주기 외에는 설명할 수 없다.[59] 이는 태양계 내의 다른 알려진 어떤 평형 상태의 천체보다 빠르며, 실제로 지름이 100km보다 큰 다른 어떤 알려진 천체보다도 빠르다.[30] 대부분의 평형 상태의 자전하는 천체는 타원체로 찌그러지지만, 하우메아는 매우 빠르게 자전하여 삼축 타원체로 변형된다. 하우메아가 훨씬 더 빠르게 자전한다면, 아령 모양으로 변형되어 둘로 쪼개질 것이다.[42] 이러한 빠른 자전은 위성과 충돌 가족을 생성한 충돌로 인해 발생한 것으로 생각된다.[52]현재 하우메아의 적도면은 지구에서 거의 가장자리로 향해 있으며, 고리와 가장 바깥쪽 위성인 히이아카의 궤도면과 약간 어긋나 있다. 2009년 Ragozzine과 Brown은 처음에는 히이아카의 궤도면과 공면으로 추정했지만, 하우메아 위성의 충돌 형성에 대한 그들의 모델은 하우메아의 적도면이 히이아카의 궤도면과 적어도 약 1° 정렬되어 있음을 일관되게 시사했다.[34] 이는 2017년 하우메아에 의한 항성 엄폐 관측으로 뒷받침되었으며, 히이아카의 궤도면과 하우메아의 적도면과 대략 일치하는 고리의 존재를 밝혀냈다.[81] 2018년 Kondratyev와 Kornoukhov의 엄폐 데이터에 대한 수학적 분석은 하우메아의 적도와 고리 및 히이아카의 궤도면의 상대적인 경사각에 대한 제약 조건을 설정했으며, 각각 하우메아의 적도에 대해 3.2 ± 1.4° 및 2.0 ± 1.0° 기울어진 것으로 밝혀졌다.[84]
4. 2. 크기, 모양, 조성
하우메아의 크기는 약 1960 × 1518 × 996 km로 명왕성과 비슷하지만, 질량은 약 4.2 × 1021 kg으로 명왕성의 약 32% 정도이며, 긴 타원체 모양이다. 이러한 형태는 수십억 년 전 다른 천체와의 충돌로 인해 4시간 주기의 빠른 자전 속도를 갖게 되었기 때문이라고 분석되었다. 이는 야코비 타원체로 설명된다.하우메아의 크기는 겉보기 등급, 거리, 알베도를 통해 추정할 수 있다. 대부분의 먼 천체는 알베도를 알 수 없지만, 하우메아는 적외선 열 방출을 측정할 수 있을 만큼 크고 밝아서 알베도와 그에 따른 크기를 근사적으로 추정할 수 있었다.[31] 하지만 빠른 자전 때문에 크기 계산이 복잡해졌다. 강체 역학에 따르면 변형 가능한 물체는 유체정역학적 평형 상태의 3축 타원체 형태로 왜곡될 것이라고 예측한다.[30] 하우메아 밝기 변동의 대부분은 알베도의 국소적 차이 때문이 아니라 지구에서 볼 때 옆면과 끝면이 번갈아 나타나기 때문인 것으로 생각된다.[30]
하우메아의 자전과 광도 곡선의 진폭은 그 조성을 강력하게 제한한다. 하우메아가 유체정역학적 평형 상태에 있고 명왕성과 같이 작은 암석 핵 위에 두꺼운 얼음 외피를 가진 낮은 밀도를 가지고 있다면, 빠른 자전으로 인해 밝기 변동이 허용하는 것보다 더 많이 길어졌을 것이다. 이러한 고려 사항은 밀도를 2.6~3.3 g/cm3 범위로 제한했다.[24][30] 비교해보면 암석질인 달의 밀도는 3.3 g/cm3이고, 카이퍼 벨트의 일반적인 얼음 천체인 명왕성의 밀도는 1.86 g/cm3이다. 하우메아의 가능한 높은 밀도는 감람석과 휘석과 같은 규산염 광물의 값을 포함하며, 이는 태양계의 많은 암석 천체를 구성한다. 이는 하우메아 대부분이 암석으로 덮여 있고 비교적 얇은 얼음층으로 덮여 있음을 시사한다. 카이퍼 벨트 천체의 전형적인 두꺼운 얼음 외피는 하우메아 충돌 가족을 형성한 충돌 동안 날아갔을 수 있다.[52]
하우메아는 위성을 가지고 있기 때문에 케플러의 제3법칙을 사용하여 시스템의 질량을 궤도로부터 계산할 수 있다. 그 결과는 4.2 × 1021 kg으로, 명왕성 시스템의 28%이고 달의 6%이다. 이 질량의 거의 전부가 하우메아에 있다.[34][68]
하우메아의 치수에 대한 여러 타원체 모델 계산이 이루어졌다. 하우메아 발견 이후 처음으로 생성된 모델은 광도 곡선을 광학 파장에서 지상 관측에서 계산했으며, 총 길이 1,960~2,500 km와 시각 알베도(pv) 0.6 이상을 제공했다.[30] 가장 가능성이 높은 모양은 약 2,000 × 1,500 × 1,000 km의 대략적인 치수와 알베도가 0.71인 3축 타원체이다.[30] 스피처 우주 망원경의 관측 결과와[31] 후속 광도 곡선 분석은 1,450 km의 등가 원형 직경을 제안했다.[60] 2010년에는 허셜 우주 망원경과 이전 스피처 망원경 측정값을 분석한 결과 하우메아의 등가 직경에 대한 새로운 추정치(약 1300 km)가 나왔다.[32] 이러한 독립적인 크기 추정치는 대략 1,400 km의 평균 기하 평균 직경에서 겹친다. 2013년 허셜 우주 망원경은 하우메아의 등가 원형 직경이 대략 km라고 측정했다.[33]
그러나 2017년 1월 별 엄폐 관측은 이러한 모든 결론에 의문을 제기했다. 하우메아의 측정된 모양은 이전에 추정했던 것처럼 길쭉했지만, 엄폐에서 얻은 데이터에 따르면 치수가 상당히 더 컸다. 하우메아는 가장 긴 축을 따라 명왕성의 직경과 극에서 약 절반에 해당한다.[81] 하우메아의 관찰된 모양에서 계산된 결과 밀도는 약 1.8 g/cm3로, 다른 대형 TNO의 밀도와 더 일치한다. 이 결과 모양은 균질한 유체정역학적 평형 상태의 물체와 일치하지 않는 것으로 보였다.[81] 그럼에도 불구하고 하우메아는 발견된 가장 큰 해왕성 외부 천체 중 하나로 보이며,[31] 에리스, 명왕성보다 작고, 마케마케와 유사하며, 공공과 비슷하고, 세드나, 콰오아, 오르쿠스보다 크다.
2019년 연구에서는 수치 모델링을 사용하여 하우메아의 모양과 밀도의 상반된 측정값을 해결하려고 시도했다. 분화된 신체로서의 하우메아는 ≈ 2,100 × 1,680 × 1,074 km의 치수(긴 축을 25 km 간격으로 모델링)가 2017년 엄폐 동안 하우메아의 관찰된 모양과 가장 잘 일치했으며, 유체정역학적 평형 상태의 표면 및 코어 부등변 타원체 모양과 일치하는 것으로 나타났다.[82] 하우메아의 모양에 대한 수정된 솔루션은 약 1,626 × 1,446 × 940 km의 코어를 가지고 있으며, ≈ 2.68 g/cm3의 비교적 높은 밀도를 가지고 있어 카오린석과 같은 주로 수화된 규산염으로 구성되어 있음을 나타낸다. 코어는 극에서 약 70 km에서 가장 긴 축을 따라 170 km까지 두께가 변동하는 얼음 외피로 둘러싸여 있으며, 하우메아 질량의 최대 17%를 차지한다. 하우메아의 평균 밀도는 ≈ 2.018 g/cm3로 추정되며, 알베도는 ≈ 0.66이다.[82]
올티스 등의 발표에 따르면 이 천체는 명왕성의 두 배 크기라고 여겨졌다. 하지만 그 당시에는 이미 브라운 등에 의해 위성의 관측으로 정확한 질량이 측정되었고, 이어서 발표되었다. 그 질량은 명왕성의 32%이며, 같은 밀도와 구형을 가정하면 크기는 명왕성의 68%가 된다. 다만, 하우메아의 알베도 (반사율)는 불명이며, 따라서 정확한 크기는 불명이다. 변광 주기 등으로 3축 부등 타원체라고 생각되며, 장축의 길이는 명왕성에 필적한다고 추정된다. 2017년에 스페인 안달루시아 천문 연구소의 올티스나 산토스=산즈 등이 Nature지에 발표한 관측 결과에 따르면, 장축은 적어도 2,300 km 이상에 달할 것으로 예상된다.
위성을 가지고 있기 때문에 질량을 측정하는 것이 가능하며, 대략 4 × 1021 kg (명왕성의 3분의 1)으로 계산되었다. 준행성의 조건 중 하나인 "중력 평형 형상에 도달한다"는 것을 만족할 충분한 질량을 가지고 있음에도 불구하고 구체가 아닌 것은, 자전 주기가 4시간 미만으로 이 크기의 천체로서는 매우 짧기 때문이다. 하우메아의 자전이 빠른 것은 일찍이 대규모 충돌을 경험했기 때문이며, 두 개의 위성도 그때 만들어진 것으로 보인다.
4. 3. 표면
2005년, 제미니 천문대와 켁 천문대 망원경은 하우메아의 스펙트럼을 얻었는데, 이는 카론의 표면과 유사한 강한 결정성 물 얼음 특징을 보였다.[40] 이는 결정성 얼음이 110K 이상의 온도에서 형성되는 반면, 하우메아의 표면 온도는 50K 미만으로 비정질 얼음이 형성되는 온도이기 때문에 특이하다.[40] 또한 결정성 얼음의 구조는 해왕성 바깥 천체에 충돌하는 태양으로부터의 끊임없는 우주선 및 고에너지 입자의 비에 불안정하다.[40] 이러한 폭격 하에서 결정성 얼음이 비정질 얼음으로 되돌아가는 데 걸리는 시간은 약 천만 년 정도지만,[62] 해왕성 바깥 천체는 수십억 년 동안 현재의 저온 위치에 있었다.[53]방사선 손상은 또한 유기 분자 얼음과 톨린과 같은 화합물이 존재하는 해왕성 바깥 천체의 표면을 붉게 만들고 어둡게 만들어야 하는데, 이는 명왕성의 경우와 같다. 따라서 스펙트럼과 색 지수는 하우메아와 그 가족 구성원들이 최근에 신선한 얼음을 생성한 표면 갱신을 겪었음을 시사한다. 그러나 그럴듯한 표면 갱신 메커니즘은 제시되지 않았다.[37]
하우메아는 눈처럼 밝으며, 0.6~0.8 범위의 알베도를 가지며, 이는 결정성 얼음과 일치한다.[30] 에리스와 같은 다른 대형 TNO는 이보다 더 높거나 비슷한 알베도를 갖는 것으로 보인다.[63] 표면 스펙트럼의 최적 모델링은 하우메아 표면의 66%에서 80%가 순수한 결정성 물 얼음으로 보이며, 높은 알베도에 기여하는 물질은 시안화수소 또는 엽상 규산염 점토일 수 있음을 시사했다.[40] 구리 칼륨 시안화물과 같은 무기 시안화물 염도 존재할 수 있다.[40]
그러나 가시광선 및 근적외선 스펙트럼에 대한 추가 연구에 따르면 최대 8%의 유기물과 함께 비정질 얼음과 결정성 얼음이 1:1로 혼합된 균질한 표면이 나타난다. 암모니아 수화물의 부재는 극저온 화산 활동을 배제하며, 관측 결과는 충돌 사건이 동적 연구와 일치하여 1억 년 이상 전에 발생했음을 확인한다.[64] 하우메아의 스펙트럼에서 측정 가능한 메탄이 없다는 것은 마케마케와는 대조적으로, 그러한 휘발성 물질을 제거했을 따뜻한 충돌 역사와 일치한다.[40][65]
하우메아의 모양으로 인해 하우메아의 광도 곡선이 크게 변동하는 것 외에도 모든 색 지수에 동일하게 영향을 미치며, 가시광선 및 근적외선 파장에서 관찰되는 독립적인 색상 변화는 색상과 알베도 모두에서 다른 표면 영역을 보여준다.[35][61] 보다 구체적으로, 하우메아의 밝은 흰색 표면에 있는 크고 어두운 붉은색 영역은 2009년 9월에 관찰되었으며, 이는 광물과 유기물(탄소 풍부) 화합물이 풍부하거나 결정성 얼음의 비율이 더 높은 영역을 나타내는 충돌 특징일 수 있다.[59][66] 따라서 하우메아는 명왕성만큼 극단적이지는 않더라도 명왕성을 연상시키는 얼룩덜룩한 표면을 가질 수 있다.
제미니 천문대에서 수행된 분광 분석에 따르면, 천체 표면에는 물의 얼음이 존재한다. 이는 명왕성의 위성 카론에서도 발견되는 특징이다.
5. 고리
2017년 1월 21일에 관측되었고, 2017년 10월 ''네이처''지에 게재된 내용에 따르면 하우메아 주변에 고리가 존재한다고 한다. 이는 해왕성 바깥 천체(TNO)에서 발견된 최초의 고리 시스템이다.[81][13] 고리의 반지름은 약 2287km, 폭은 약 70km, 불투명도는 0.5이다. 이는 하우메아의 로슈 한계 내에 있으며, 구형일 경우 로슈 한계는 약 4400km이다(비구형은 한계를 더 밀어낸다).[81]
고리 평면은 하우메아의 적도면과 기울어져 있으며, 더 크고 바깥에 있는 위성 히이아카의 궤도면과 거의 일치한다.[81][85] 고리는 또한 하우메아의 자전(하우메아 중심으로부터 2285km 반경)과 거의 1:3 궤도 공명을 이룬다. 고리는 하우메아 전체 밝기의 5%를 차지하는 것으로 추정된다.[81]
2019년에 발표된 고리 입자의 궤도 역학에 관한 연구에서, 오톤 카보 윈터와 동료들은 하우메아의 자전과의 1:3 공명이 역학적으로 불안정하지만, 하우메아 고리의 위치와 일치하는 위상 공간에 안정적인 영역이 있다는 것을 보여주었다. 이는 고리 입자가 공명 내부가 아닌 공명에 가깝지만 공명 밖에 있는 원형 주기 궤도에서 기원한다는 것을 나타낸다.[14]
왜행성으로는 처음으로 고리가 발견되었다고 보고되었다. 이것은 하우메아가 먼 항성을 엄폐하는 모습을 관측하는 동안, 엄폐 직전과 직후에 항성의 빛이 어두워지는 모습이 관측됨으로써 고리의 존재가 확인된 것이다. 고리는 하우메아 상공 1000km 궤도에 폭 70km 정도로 펼쳐져 있는 것으로 여겨진다. 라비노위츠는 그리 멀지 않은 과거, 수억 년 전에서 10억 년 전에 하우메아에 천체가 충돌한 결과 생긴 것이라고 추정한다.
6. 위성
하우메아에는 2개의 위성이 있다. 이 위성들은 충돌에 의해 하우메아로부터 떨어져 나간 것으로 추정되며, 하와이 신화 속 하우메아의 자식들의 이름인 히이아카와 나마카로 각각 명명되었다. 두 위성은 모두 2005년에 발견되었으며, 크기는 둘 다 400km를 넘지 않는다.[41]
두 개의 작은 위성은 W. M. 켁 천문대에서의 관측을 통해 발견되었으며, 각각 (136108) 하우메아 I 히이아카와 (136108) 하우메아 II 나마카로 명명되었다.[41] 히이아카는 처음에는 "루돌프"라는 별명으로, 나마카는 "블리첸"이라는 별명으로 불렸다.
| 이름 | 지름 (km) | 궤도 경사각 (도) | 이심률 | 궤도 긴반지름 (km) | 공전 주기 (일) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| II | 나마카 | ≒160 | (113.013 ± 0.075) / (13.41 ± 0.08)(*) | 0.249 ± 0.015 | 25,657 ± 91 | 18.2783 ± 0.0076 |
| I | 히이아카 | ≒320 | 126.356 ± 0.064 | 0.0513 ± 0.0078 | 49,880 ± 198 | 49.462 ± 0.083 |
- (*)…히이아카의 궤도에 대한 각도
6. 1. 히이아카 (Hiʻiaka)
2005년 W. M. 켁 천문대의 관측을 통해 발견된 하우메아의 두 위성 중 하나이다.[41] 바깥쪽을 공전하는 더 큰 위성으로, 처음에는 칼텍 연구팀에 의해 "루돌프"라는 별명으로 불렸다.[67] 2005년 1월 26일에 발견되었으며,[68] 지름은 약 310km이다.[69] 49일마다 거의 원형 궤도로 하우메아를 공전한다.[69]1.5와 2 마이크로미터의 적외선 스펙트럼에서 강한 흡수선이 나타나는데, 이는 표면 대부분이 순수한 결정성 물 얼음으로 덮여 있음을 의미한다.[70] 이러한 특이한 스펙트럼과 하우메아의 유사한 흡수선은, 브라운과 동료들이 이 위성이 포획된 천체가 아니라 하우메아 자체의 파편이라는 결론을 내리게 했다.[53]
2008년 허블이 촬영한 사진에서 히이아카는 밝고 가장 바깥쪽에 있는 위성으로 나타난다.
히이아카는 1999년에 마지막으로 하우메아를 엄폐했으며, 앞으로 약 130년 동안은 다시 엄폐하지 않을 것으로 예상된다.[78]
| 이름 | 직경 (km)[17][18] | 공전 장반경 (km)[19] | 질량 (kg)[19] | 발견 날짜[17][20] |
|---|---|---|---|---|
| 하우메아 | 2,322 × 1,704 × 1,026 | (4.006 ± 0.040) × 1021 | 2003년 3월 7일[20] | |
| 히이아카 | ≈ 310 | 49,880 | (1.79 ± 0.11) × 1019 | 2005년 1월 26일 |
| 나마카 | ≈ 170 | 25,657 | (1.79 ± 1.48) × 1018 | 2005년 6월 30일 |
| 이름 | 지름 (km) | 궤도 경사각 (도) | 이심률 | 궤도 긴반지름 (km) | 공전 주기 (일) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| II | 나마카 | ≒160 | (113.013 ± 0.075) / (13.41 ± 0.08)(*) | 0.249 ± 0.015 | 25,657 ± 91 | 18.2783 ± 0.0076 |
| I | 히이아카 | ≒320 | 126.356 ± 0.064 | 0.0513 ± 0.0078 | 49,880 ± 198 | 49.462 ± 0.083 |
- (*)…히이아카의 궤도에 대한 각도
6. 2. 나마카 (Namaka)
2005년 6월 30일에 발견된 나마카는 하우메아의 더 작고 안쪽에 있는 위성이다.[71] 발견 당시 캘리포니아 공과대학교 연구팀은 순록의 이름을 따서 "블리첸"이라는 별명을 붙였다. 나마카는 히이아카 질량의 10분의 1이며, 18일 만에 매우 타원형이고 비케플러 궤도로 하우메아를 공전하며, 더 큰 위성에서 13° 기울어져 있어 궤도를 섭동시킨다.[72]상대적으로 큰 이심률과 위성 궤도의 상호 경사는 조석 효과에 의해 억제되었어야 하므로 예상치 못한 현상이다. 히이아카와의 3:1 공명에 의한 비교적 최근의 통과는 현재 하우메아 위성의 흥분된 궤도를 설명할 수 있을 것이다.[73]
2008년에서 2011년경까지,[15] 하우메아 위성의 궤도는 지구에서 거의 정확히 가장자리로 보였으며, 나마카는 주기적으로 하우메아를 엄폐했다.[74] 이러한 통과 관측은 하우메아와 그 위성의 크기와 모양에 대한 정확한 정보를 제공했을 것이며,[75] 1980년대 후반에 명왕성과 카론에서 일어났던 것과 같다.[76] 이러한 엄폐 동안 시스템의 밝기가 미세하게 변화하는 것을 감지하려면 최소한 중형-aperture 전문 망원경이 필요했을 것이다.[75][77] 히이아카는 발견되기 몇 년 전인 1999년에 마지막으로 하우메아를 엄폐했으며, 앞으로 약 130년 동안은 다시 엄폐하지 않을 것이다.[78] 그러나 규칙 위성 중 독특한 상황에서, 나마카의 궤도는 히이아카에 의해 크게 토크를 받았고, 이는 몇 년 동안 나마카-하우메아 통과의 관찰 각도를 유지했다.[72][75][77] 2009년 6월 19일, 브라질 피코 도스 디아스 천문대에서 한 번의 엄폐 현상이 관측되었다.[16]
| 이름 | 직경 (km)[17][18] | 공전 장반경 (km)[19] | 질량 (kg)[19] | 발견 날짜[17][20] |
|---|---|---|---|---|
| 나마카 | 25,657 | (1.79 ± 1.48) x 1018 | 2005년 6월 30일 |
| 이름 | 지름 (km) | 궤도 경사각 (도) | 이심률 | 궤도 긴반지름 (km) | 공전 주기 (일) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| II | 나마카 S/2005 (136108) 2 S/2005 () 2 | ≒160 | (113.013 ± 0.075) / (13.41 ± 0.08)(*) | 0.249 ± 0.015 | 25,657 ± 91 | 18.2783 ± 0.0076 |
- (*)…히이아카의 궤도에 대한 각도
7. 하우메아족
하우메아는 충돌족의 가장 큰 구성원이다. 충돌족은 더 큰 선구자가 충돌로 부서지면서 형성된 것으로 추정되는, 유사한 물리적 및 궤도 특성을 가진 천체 집단이다.[52] 이 족은 왜행성 중에서 처음으로 확인되었으며, 하우메아와 그 위성 외에 (55636) 2002 TX300 (약 364km), (24835) 1995 SM55 (약 174km), (19308) 1996 TO66 (약 200km), (120178) 2003 OP32 (약 230km), (145453) 2005 RR43 (약 252km)를 포함한다.[27] 브라운과 동료들은 이 족이 하우메아의 얼음 외피를 제거한 충돌의 직접적인 산물이라고 제안했지만,[52] 두 번째 제안은 더 복잡한 기원을 제시한다. 즉, 초기 충돌에서 방출된 물질이 대신 하우메아의 큰 위성으로 합쳐졌고, 이 위성이 나중에 두 번째 충돌로 부서져 조각들이 흩어졌다는 것이다.[79] 이 두 번째 시나리오는 족 구성원의 측정된 속도 분산과 더 가깝게 일치하는 파편의 속도 분산을 생성하는 것으로 보인다.[79]
충돌족의 존재는 하우메아와 그 "자손"이 산란 원반에서 기원했을 수 있음을 시사한다. 오늘날 희소하게 채워진 카이퍼 벨트에서 태양계의 나이 동안 이러한 충돌이 발생할 확률은 0.1% 미만이다.[80] 이 족은 밀도가 더 높은 원시 카이퍼 벨트에서 형성될 수 없었는데, 이러한 긴밀한 그룹은 해왕성의 이동에 의해 붕괴되었을 것이기 때문이다. 이는 벨트의 현재 낮은 밀도의 원인으로 여겨진다.[80] 따라서 이러한 충돌의 가능성이 훨씬 높은 동적 산란 원반 영역이 하우메아와 그 친족을 생성한 천체의 기원지일 가능성이 높다.[80]
이 그룹이 현재 위치까지 확산되는 데 적어도 10억 년이 걸렸을 것이므로, 하우메아 족을 만든 충돌은 태양계 역사 초기에 발생한 것으로 추정된다.[27]
8. 탐사
하우메아는 2007년 10월, 2017년 1월, 2020년 5월에 각각 49 AU, 59 AU, 63 AU의 거리에서 뉴 호라이즌스 우주선에 의해 원거리에서 관측되었다.[86] 이 우주선의 궤도는 지구에서는 얻을 수 없는 높은 위상각에서 하우메아를 관측할 수 있게 해주었고, 이를 통해 하우메아 표면의 빛 산란 특성과 위상 곡선 거동을 파악할 수 있었다.[86]
조엘 폰시와 그의 동료들은 2025년 9월 25일 발사를 기준으로 목성의 중력 보조를 이용하여 하우메아까지 비행하는 데 14.25년이 걸릴 수 있다고 계산했다. 우주선이 도착할 때 하우메아는 태양으로부터 48.18 AU 떨어져 있을 것이다. 2026년 11월 1일, 2037년 9월 23일, 2038년 10월 29일에 발사하면 16.45년의 비행 시간을 달성할 수 있다.[21]
하우메아는 탐사 임무의 대상이 될 수 있으며,[22] 이러한 연구의 예로 하우메아와 그 위성(35 AU ~ 51 AU)에 대한 탐사선에 대한 예비 연구가 있다.[23] 탐사선의 질량, 전원 공급원 및 추진 시스템은 이러한 유형의 임무에 대한 핵심 기술 분야이다.[22]
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