茶年 · 中文维基百科

妊神星

Wikipedia · 2026-06-26 维基百科 👁 1 阅读

{{Infobox Planet
| bgcolour = #ABABAE
| name = 妊神星
| symbol=
| image = Haumea Hubble.png
| caption = 妊神星和它的兩個衛星
| discovery = yes
| discoverer= 布朗等；
等（均非正式）
| discovered= 2004年12月28日（布朗等）；
2005年7月（奥尔蒂斯等）
| mp_name= (136108) Haumea
| note = yes
| alt_names=2003 EL61
| named_after =
| mp_category=矮行星、类冥天体、TNO （曾为经典柯伊伯带天体）
五阶7共振天体
B0-V0=0.646是柯伊伯带的一颗矮行星，正式名称为(136108) Haumea（符号：）。妊神星是太阳系的第三大矮行星，它的质量是冥王星质量的三分之一。2004年，迈克尔·E·布朗领导的加州理工学院团队在美国帕洛玛山天文台发现了该天体；2005年，领导的团队在西班牙内华达山脉天文台亦发现了该天体，但后者的声明遭到质疑。2008年9月17日，国际天文联合会（IAU）将这颗天体定为矮行星，并以夏威夷生育之神为其命名。

在所有的已知矮行星中，妊神星具有独特的极度形变。尽管人们尚未直接观测到它的形状，但由光变曲线计算的结果表明，妊神星呈椭球形，其长半轴是短半轴的两倍。尽管如此，据推算其自身重力仍足以维持流体静力平衡，因此符合矮行星的定义。天文学家认为，妊神星之所以具备形状伸长、罕见的高速自转、高密度和高反照率（因其结晶水冰的表面）这些特点，是超级碰撞的结果；这让妊神星成为了碰撞家族中最大的成员，几颗大型的海王星外天体以及妊神星的两颗已知卫星亦是该家族的成员。

分类
中有名無實的天秤動。（(2) 智神星是沒有天秤動的例子）。]]
妊神星是一颗类冥天体，对标称轨线的研究表明，妊神星是五阶12共振天体与此同时，在西班牙的内华达山脉天文台，若泽·路易斯·奥尔蒂斯·莫雷诺领导的团队，在拍摄于2003年3月7日至10日的一系列照片上，亦发现了妊神星。

根据国际天文联合会（IAU）的规定，首先向小行星中心提交小行星的发现报告，并能提供确证轨道所需必要数据者，享有发现者的荣誉。成为发现者的最大好处是能够为行星命名。然而，当IAU于2008年9月17日宣布妊神星为矮行星时，并未提及任何发现者。IAU分别采用了西班牙团队的发现位置和加州理工学院的命名。奥尔蒂斯团队建议的名称，是古伊比利亚春天女神的名字“Ataecina”。

命名
在被赋予永久名称前，加州理工学院的发现者们曾将妊神星称为“圣诞老人”（），以纪念它的发现日2004年12月28日（恰在圣诞节之后）。2005年7月，西班牙团队向小行星中心（MPC）报告了他们的独立发现。2005年7月29日，妊神星得到了首个官方称谓：临时编号2003 EL61，其中“2003”取自西班牙团队照片的拍摄日期。2006年9月7日，妊神星被正式编号为小行星136108号（(136108) 2003 EL61）。

按照IAU既定的指引，经典柯伊伯带天体应以神话中的创造之神为名，2006年9月，加州理工学院团队向IAU提交了他们对(136108) 2003 EL61及其卫星的正式命名；这些名称由戴维·拉比诺维茨提出，取自夏威夷神话，用于“纪念发现这些卫星的地点”。哈乌美亚（）是夏威夷岛的保育女神，而莫纳克亚天文台正是坐落于夏威夷岛。此外，哈乌美亚还被视为大地之母，是天空之父的妻子；从这层意义上讲，以“哈乌美亚”为2003 EL61命名也是恰当的选择：与其他已知的典型柯伊伯带天体不同，2003 EL61没有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心，而被认为几乎完全以固态岩石构成。1992年初，妊神星经过了远日点，当前离太阳距离超过50天文单位。

妊神星的轨道离心率略大于其碰撞家族的其他成员，据推测，是妊神星对海王星存在微弱的五阶12:7轨道共振所致；由于导致轨道倾角和离心率互换的古在效应，妊神星在近十亿年来逐渐偏离了其原始轨道。

妊神星的目视星等为17.3，随着对黄道附近天区的探索逐步充分，后来的天文观测开始探索轨道倾角较高的天体，以及平均运动更慢的远距天体。当这些观测覆盖到妊神星所在天区时，高轨道倾角、（当前）距离黄道甚远的妊神星终被发现。

妊神星的亮度波动周期很短，只有3.9小时，唯一的解释是其自转周期也是这一长度。这要快于其余已知的太阳系平衡天体，以及其余已知的直径大于100千米的天体。

大小、形状和构成
太阳系天体的大小可根据天体的光学星等、距离和反照率推算出来。对地球观察者而言，亮度越高的天体，要么是由于体积较大，要么是由于具有高反照率。假如可以确定天体的反照率，那么就可以粗略地估计出它们的大小。大多数远距天体的反照率是未知的，但妊神星因为有足够大的体积和亮度而能够测量其热辐射，这为其反照率提供了近似值，并进而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋转对它的尺寸计算造成了阻碍，根据可变形体的转动物理学可以得出，转速与妊神星相当的天体在100天内在此密度范围内的有橄榄石和辉石等硅酸盐矿物，太阳系中许多岩石类天体均由这类物质构成。这意味着妊神星的主体由岩石构成，而表面覆盖有一层相对较薄的冰；妊神星曾经是一颗更加典型的柯伊伯带天体，有着厚实的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞击中，大部分冰体被撞离了该行星。最有可能的形状是三轴椭球体，大小约为2,000×1,500×1,000千米，反照率为0.71。2010年，综合斯皮策望远镜和赫歇尔空间天文台的测量结果分析，得出了妊神星新的等效圆直径约为1,300千米。根据上述独立推算的数据，可得出妊神星的几何平均直径约为1,400千米。这让妊神星跻身于最大的海王星外天体之列，仅次于阋神星、冥王星，有可能次于鸟神星，故位列第三或第四；大于赛德娜、亡神星和创神星。特别的，在妊神星亮白色的表面上可以观测到一块暗红色的区域，这意味着这一地区富含矿物和有机（富碳）化合物，或者结晶冰的成分比更高。这一发现是独特的，因为结晶冰形态形成于110 K的温度下，而妊神星的表面温度低于50 K，在此温度下通常会形成无定形冰。而在几千万年前，海王星外天体就一直处于和现在相同的低温位置上。

妊神星表面雪亮，反照率的范围在0.6－0.8之间，与其富含结晶冰的推论一致。根据表面光谱的最佳拟合模型，妊神星表面有66%至80%的区域被纯结晶水冰覆盖；为高反照率作出贡献的另一种物质可能是氰化氢或层状硅酸盐。
相比于鸟神星，妊神星光谱中的甲烷含量稀少，这与其在热碰撞史中失去挥发物的事件一致。

衛星
妊神星已经被发现的卫星有两颗：妊卫一和妊卫二。 两颗卫星均由布朗团队在2005年使用凯克天文台观测妊神星时发现。

妊卫一发现于2005年1月26日，，加州理工学院团队曾将其昵称为“魯道夫”（傳說中為聖誕老人拉雪橇的馴鹿之一）。妊卫一较靠外侧，直径约为310千米，是两颗卫星中较大较亮的一颗，以近圆形的轨道环绕妊神星公转，公转周期为49天。妊卫一对1.5微米和2微米的红外线有着强烈的吸收能力，与其表面大部分区域覆盖有结晶冰的现象相一致。由于妊卫一有着独特光谱，而其吸收谱线又与妊神星十分类似，布朗团队据此认为俘获模型无法解释这一系统的形成，因此得出了妊神星的卫星来自于妊神星本身的结论。，曾被昵称为“布立增”。其质量仅有妊卫一的十分之一，公转轨道为非开普勒轨道，呈高度椭圆形，公转周期为18天。由于妊卫二的轨道受妊卫一摄动影响，截至2008年，两颗卫星的轨道交角为13°。通过观测这一现象，我们可以得出妊神星及其卫星的精确尺寸与形状，掩食发生时，妊神星系统会经历微小的亮度变化，中等口径以上的专业望远镜能够观测到这一变化。妊卫一上次对妊神星的掩食发生在1999年，但当时天文学家们尚未发现该系统，而下次妊卫一掩食将发生在130年之后。然而，出于规则卫星的独特情况，妊卫一会强烈地扭曲妊卫二的轨道，从而令妊卫二－妊神星掩食现象可以持续多年。。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体，碰撞家族成员有着相似的物理和轨道属性，被认为起源于因剧烈碰撞导致解体的较大天体。妊神星族是海王星外天体中首先被识别出的碰撞族，其中包括妊神星及其卫星、（≈364千米）、（≈174千米）、（≈200千米）、（≈230千米）以及（≈252千米）。

撞击族的存在显示妊神星及其“后代”可能诞生于离散盘。在太阳系的历史上，当前空旷的柯伊伯带发生这种撞击的概率不超过0.1%。

由于该星族的天体到达当今彼此远离的位置至少需要上十亿年，形成妊神星族的那次碰撞可能发生于太阳系历史的初期。

探索
经过计算如果2025年9月25日的发射飞行器，通过木星重力帮助，可以用14.25年飞掠妊神星。当飞行器抵达的时候，妊神星距离太阳48.18个天文单位。飞行时间如果是16.25年，那么发射时间可以在2026年11月1日、2037年9月23日和2038年10月29日。

参见

  • 假设的海王星外天体
  • 天体命名

脚注
參考文献
外部連結

#類冥矮行星 #2004年发现的小行星 #矮行星 #妊神星

评论 (0)

  • 还没有评论，来抢沙发吧。