ハウメア族

衝突前の祖先天体は、直径1660km、密度~2.0g/cm³で、冥王星やエリスと近い。衝突の際、ハウメアはほぼ氷でできた約20%の質量を失い、密度がより大きくなった^[1]。

ハウメア族の現在の軌道は、形成時の衝突のみに起因するものではない。軌道要素の広がりを説明するためには、初速度の分布は~400m/sである必要があるが、このような速度の広がりは、破片をより遠くに分散させてしまう。この問題は、ハウメア自身のみに当てはまり、他の全ての天体の軌道要素は、初速度の分布として~140 m/sだけが必要である。この必要な速度分布のミスマッチを説明するために、Brown et al.は、ハウメアは当初、ハウメア族の他の天体とより近い軌道要素（特に軌道離心率）を持っていて、衝突の後にそれが変わったという説を提唱した。この説では、ハウメア族の他の天体とは異なり、ハウメアは、海王星との7:12共鳴に近い無秩序な軌道を取り、ハウメアの軌道離心率を現在の値にまで上昇させたとする^[1]。

2つ目の説は、この族の起源がもっと複雑なものであるとする。即ち、衝突で大きなハウメアの衛星に融合したのではなく、物質が噴出し、それが潮汐加速のために徐々にハウメアとの距離を広げ、2度目の衝突で破片が外側に散らばったとする^[5]。この2つ目のシナリオでは、初速度の分布は~190 m/sとなり、測定される~140 m/sという速度分布とかなり近くなる。この説では、観測される~140 m/sという分布がハウメアからの脱出速度~900 m/sよりもかなり小さいという問題も避けることができる^[5]。

ハウメアは恐らく、カイパーベルトで唯一の、細長く、高速自転する大きな天体であるという訳ではない。2002年、Jewitt and Sheppardは、ヴァルナが高速自転のために細長くなっていると主張した。太陽系の歴史の初期には、太陽系外縁領域には現在よりも多くの天体が存在し、天体の衝突可能性も高まっていた。海王星との重力相互作用は、カイパーベルトの多くの天体を、より遠い散乱円盤天体とした。

衝突族の存在は、ハウメアとその「子孫」は、散乱円盤に起源を持つことを示唆する。今日のまばらなカイパーベルトでは、太陽系の年齢の間にこのような衝突が起こる機会は、0.1%以下である。このような強く結びついたグループは、海王星のマイグレーションで擾乱されるため、より密度の高い原初のカイパーベルトで衝突族が形成された可能性はない。そのため、このような衝突がはるかに起こりやすい散乱円盤領域が、ハウメア族の天体の起源の場所である可能性が高い。シミュレーションによると、太陽系にそのような族が1つある確率は約50%であり、ハウメア族は唯一の族である可能性がある^[2]。

衝突族が現在ほど分散するためには、少なくとも10億年が必要であるため、ハウメア族を形成した衝突は、太陽系の歴史のごく初期に発生したと信じられている^[8]。これは、Rabinowitz et al.が発見した、この族の天体の表面が著しく明るいという事実と矛盾する。天体の色は、これらが最近（1億年以内）に、新鮮な氷によって再び覆われたことを示している。10億年というタイムスケールでは、太陽からのエネルギーは天体の表面をより赤く、より暗くし、現在の若々しい色に対する説明はまだできていない^[9]。

しかし、ハウメアの可視光及び近赤外線スペクトルのより詳細な観測で^[10]、表面は、8%以下の有機物を含む不定形と結晶性の割合が1:1の氷で均質に覆われていることが示された。この不定形の氷の割合の高い値は、衝突が1億年以上前に起こったことを示す。この結果は、天体が若い表面を持つという推測を否定する。

• https://news.softpedia.com/news/New-Body-Parts-From-Kuiper-Belt-039-s-Haumea-95833.shtml