妊神星(四大矮行星)

妊神星是柯伊伯帶的一顆矮行星，正式名稱為(136108) Haumea。妊神星是太陽系的第四大矮行星，它的質量是冥王星質量的三分之一。2004年，麥可·E·布朗領導的加州理工學院團隊在美國帕洛瑪山天文台發現了該天體；2005年，奧爾蒂斯領導的團隊在西班牙內華達山脈天文台亦發現了該天體，但後者的聲明遭到質疑。2008年9月17日，國際天文聯合會（IAU）將這顆天體定為矮行星，並以夏威夷生育之神哈烏美亞為其命名。

妊神星是一顆新近發現的大型柯伊伯帶天體，被編號為2003 EL61，並被暫時暱稱為“桑塔”，它的自轉速度非常快，沒有任何一顆直徑大於100公里的已知天體擁有如此的自轉速度。

在所有的已知矮行星中，妊神星具有獨特的極度形變。儘管人們尚未直接觀測到它的形狀，但由光變曲線計算的結果表明，妊神星呈橢球形，其長半軸是短半軸的兩倍。儘管如此，據推算其自身重力仍足以維持流體靜力平衡，因此符合矮行星的定義。天文學家認為，妊神星之所以具備形狀伸長、罕見的高速自轉、高密度和高反照率（因其結晶水凍的表面）這些特點，是超級碰撞的結果；這讓妊神星成為了碰撞家族中最大的成員，幾顆大型的海王星外天體以及妊神星的兩顆已知衛星亦是該家族的成員。

基本介紹

• 中文名：妊神星
• 外文名：Haumea
• 分類：矮行星
• 發現者：麥可·E·布朗領導的加州理工學院團隊
• 發現時間：2004年12月28日，2005年7月
• 質量：4.2×1021 kg
• 平均密度：2.6～3.3 g/cm
• 直徑：1436km
• 表面溫度：<50K
• 逃逸速度：0.84 km/s
• 反照率：0.7±0.10.84+0.1-0.20.70-75
• 視星等：17.3（沖）
• 絕對星等：0.007 ± 0.44
• 自轉周期：0.163146±0.000004 d
• 距地距離：7.48×109 km
• 半長軸：43.132AU　6.452Tm
• 離心率：0.19501
• 公轉周期：103468d
• 平近點角：202.67°
• 軌道傾角：28.22°
• 升交點經度：121.10°
• 平均速度：4.484 km/s
• 衛星數量：2

分類

妊神星是一顆類冥天體，該術語用於描述位於海王星軌道以外的矮行星。妊神星的矮行星地位，意味著它被認為有足夠的質量以自身的重力維持近似圓球的形狀，但不能清除鄰近的小天體。儘管妊神星和球形相差甚遠，但其橢球的形狀肇因於高速旋轉，類似水氣球旋轉時伸長的現象，而非其自身重力無法克服物質抗壓強度所致。妊神星曾在2006年被小行星中心歸類為經典柯伊伯天體，但現已被除名。對標稱軌線的研究表明，妊神星是五階7:12共振天體，因為其35天文單位的近日點距離接近于海王星的穩定極限。帕洛瑪山天文台的數字巡天曾於1955年3月22日發現過妊神星。但當時需要更多的觀察以確定其是否處於運動狀態。

質量

2003 EL61的質量可透過其衛星的軌道以及克卜勒第三定律去計算，初步得出的結果為4.2×10²¹ kg，約為冥王星系統的28%。

地質

據雙子星天文台所得的光譜資料，該天體可能存有冰水，與冥衛一的結果相似。同時也在2003 EL61表面找到甲烷冰，意味著它從未曾接近太陽。

軌道和自轉

據小行星中心的報告，該天體的日距約為51個天文單位，其近日點約為35個天文單位，比冥王星平均日距的39個天文單位要近。由於該天體的運行速度緩慢，軌道傾斜角約為28°，比冥王星的軌道（傾斜角17°）更為神秘，因此才較遲為人們所發現。該天體可能是類冥天體（Plutino）之一。

妊神星有著經典柯伊伯帶天體的典型軌道，軌道周期為283地球年，近日點約為35天文單位，軌道傾角約28°。1992年初，妊神星經過了遠日點，當前離太陽距離超過50天文單位。

妊神星的軌道離心率略大於其碰撞家族的其他成員，據推測，是妊神星對海王星存在微弱的五階12:7軌道共振所致；由於導致軌道傾角和離心率互換的古在效應，妊神星在近十億年來逐漸偏離了其原始軌道。

妊神星的目視星等為17.3，是柯伊伯帶第三亮的天體，僅次於冥王星和鳥神星，使用大型業餘望遠鏡也可輕易觀察到。然而，由於行星和多數太陽系小天體大都形成於太陽系的原始盤中，位於共同軌道路徑上；因此，絕大多數早期的遠距天體觀測都將目光聚集於共同平面在天空上的投影中，亦即黃道上。隨著對黃道附近天區的探索逐步充分，後來的天文觀測開始探索軌道傾角較高的天體，以及平均運動更慢的遠距天體。當這些觀測覆蓋到妊神星所在天區時，高軌道傾角、（當前）距離黃道甚遠的妊神星終被發現。

妊神星的亮度波動周期很短，只有3.9小時，唯一的解釋是其自轉周期也是這一長度。這要快於其餘已知的太陽系平衡天體，以及其餘已知的直徑大於100千米的天體。妊神星的高速自轉被認為是一次碰撞導致的，這次碰撞同時創造了妊神星的衛星及其碰撞家族。

形成

娜瑪卡是妊神星與其他天體相撞生成的另一個產物，它大約是在45億年前，在太陽系形成之初產生的。他們猜測的撞擊事件，告訴天文學家一些有關早期柯伊伯帶的事情。妊神星是一個非常大的天體，它可能曾與一個重量相當的天體撞在一起。布朗說，“柯伊伯帶里很少有特別大的天體”，因此這可能是一次偶然相撞，或者也有可能是柯伊伯帶里擁有比當前更大的天體。

希伊亞卡和娜瑪卡並不是這次撞擊事件的唯一產物；這顆矮行星周圍還有一些更小的碎片，它們圍繞著柯伊伯帶周圍的相同軌道運行。布朗說：“它們中最大的一顆直徑有100英里，最小的僅是一個小冰球。”這種結構使得妊神星的名字顯得格外貼切：妊神星是夏威夷生育之神，是夏威夷很多其他神的母親，其中包括希伊亞卡和娜瑪卡，這些神在出生時都是龐然大物。

速度

每兩小時妊神星的亮度會變的更亮或更暗，而且亮度增、減值大約都是25%。如果它是圓的，這項發現將意味著它每兩小時就能旋轉一周，這種旋轉速率簡直令人難以置信，如果按照常理進行推測，它應該早已被撕成碎片了。於是天文學家推測說，這顆行星很有可能被拉長了，它每4小時旋轉一周。

形狀

這顆行星的最長直徑跟冥王星一樣，質量是它的三分之一，但是形狀“卻像一根被壓扁的雪茄”。從妊神星的形狀和它的衛星來看，它都稱得上是一顆奇怪的天體，然而它位於海王星的軌道以外，卻能反映出太陽系的衝撞史和柯伊伯帶的早期環境，更是一奇。妊神星是太陽系裡旋轉速度最快的天體。它的奇怪形狀是快速旋轉的直接結果。

體積

在體積方面，如果它只是一顆普通的天體，便只能以猜測來估計其大小。同時，人們觀測得2003 EL61的光度變化頗大，比冥王星每6天自轉周期出現的35%光度變化還要大。這種情況是因為它的形狀被拉長，這樣也限制了其密度數字的上限，因為天體密度越大，便會越不容易被拉長，因此人們認為行星內部並非由冰塊，而是由岩石組成的，密度約為3 g/cc左右。憑著質量及密度數字，人們便可計算該天體的尺寸。

妊神星

如果以上推測準確，它最長的直徑會與冥王星差不多，而最短直徑大約是冥王星直徑的一半，使之成為最大的外海王星天體之一，小於鬩神星及冥王星，大於小行星90377“塞德娜”、90482“厄耳枯斯”及50000創神星，還有新發現的2005 FY9也可能比它稍大。天文學家阿西莫夫建議把該天體分類為“mesoplanet”，即大小介乎水星及小行星穀神星之間，全數7顆天體皆可納入。

2003 EL61的自轉周期少於四小時，人們相信這樣快的速度並非由距離行星漸近或漸遠的衛星所造成，可能是因為受到其他天體撞擊，其熱力使行星表面的水份蒸發掉，表面餘下冰層覆蓋。

衛星

該天體被發現有兩顆衛星，發現者將其暱稱為“魯道夫”（Rudolph，傳說中為聖誕老人拉雪橇的馴鹿），其質量約為天體的1%。該測量結果只代表系統的總質量，如果假設該行星和衛星擁有相同的密度及反照率，那它們的3.3等之視星等差距，便能準確計算出其他數值。與冥王星比較，其衛星“查龍”的質量是行星的10%，對其他行星來說，該比率顯得比較大。此外，2003 EL61衛星的公轉周期為49.12±0.03天，距離行星49,500±400公里，離心率為0.050±0.003。該衛星曾於1999年與行星發生掩星，下一次掩星將於2138年發生。此外，該衛星的直徑約為350公里。如果它放到小行星帶，它將成為第五大的小行星。

第二顆衛星於2005年11月29日被宣布發現。

主條目：妊神星的衛星、妊衛一和妊衛二

妊神星已經被發現的衛星有兩顆：妊衛一和妊衛二。 兩顆衛星均由布朗團隊在2005年使用凱克天文台觀測妊神星時發現。

妊衛一發現於2005年1月26日，，加州理工學院團隊曾將其暱稱為“魯道夫”（傳說中為聖誕老人拉雪橇的馴鹿之一）。妊衛一較靠外側，直徑約為310千米，是兩顆衛星中較大較亮的一顆，以近圓形的軌道環繞妊神星公轉，公轉周期為49天。妊衛一對1.5微米和2微米的紅外線有著強烈的吸收能力，與其表面大部分區域覆蓋有結晶凍的現象相一致。由於妊衛一有著獨特光譜，而其吸收譜線又與妊神星十分類似，布朗團隊據此認為俘獲模型無法解釋這一系統的形成，因此得出了妊神星的衛星來自於妊神星本身的結論。

體積較小且靠近里側的妊衛二，發現於2005年6月30日，曾被暱稱為“布立增”。其質量僅有妊衛一的十分之一，公轉軌道為非克卜勒軌道，呈高度橢圓形，公轉周期為18天。由於妊衛二的軌道受妊衛一攝動影響，截至2008年，兩顆衛星的軌道交角為13°。天文學家並沒有預料到妊衛二能具有相對較大的偏心率，也沒有預料到兩顆衛星的軌道會相互傾斜，這是因為潮汐作用會逐漸減小偏心率/傾角。由此，有推測認為，妊神星系統可能曾通過了較強的3:1共振區域，所以它的衛星才能具有現今如此獨特的軌道。

如今，妊神星兩顆衛星的軌道幾乎側向地球，並且妊衛二會周期性地掩食妊神星。通過觀測這一現象，我們可以得出妊神星及其衛星的精確尺寸與形狀，就像1980年代後期得出冥王星及冥衛一的那樣。掩食發生時，妊神星系統會經歷微小的亮度變化，中等口徑以上的專業望遠鏡能夠觀測到這一變化。妊衛一上次對妊神星的掩食發生在1999年，但當時天文學家們尚未發現該系統，而下次妊衛一掩食將發生在130年之後。然而，出於規則衛星的獨特情況，妊衛一會強烈地扭曲妊衛二的軌道，從而令妊衛二-妊神星掩食現象可以持續多年。

物理屬性

由於妊神星帶有衛星，可以根據克卜勒第三定律由衛星軌道計算出該系統的質量。其結果為4.2×10^21kg，為冥王星系統質量的28%，月球質量的6%。幾乎所有的質量都集中在妊神星上。

大小、形狀和構成

太陽系天體的大小可根據天體的光學星等、距離和反照率推算出來。對地球觀察者而言，亮度越高的天體，要么是由於體積較大，要么是由於具有高反照率。假如可以確定天體的反照率，那么就可以粗略地估計出它們的大小。大多數遠距天體的反照率是未知的，但妊神星因為有足夠大的體積和亮度而能夠測量其熱輻射，這為其反照率提供了近似值，並進而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋轉對它的尺寸計算造成了阻礙，根據可變形體的轉動物理學可以得出，轉速與妊神星相當的天體在100天內就能從平衡形態變形為不等邊橢球形。據推測，妊神星亮度波動的主要原因並不是由其自身各處反照率不同導致的，而是從地球觀測時側視圖與端視圖的交替所致。

妊神星光變曲線的周期和振幅主要受其構成的限制。假如妊神星的密度低於冥王星，是由厚實的冰幔包裹小型岩心構成，那么它的高速自轉會將其自身拉得更長，從而超過其亮度波動所能允許的範圍，但這與觀測結果不符。因此，妊神星的密度就被限制在了2.6-3.3 g/cm之間。在此密度範圍內的有橄欖石和輝石等矽酸鹽礦物，太陽系中許多岩石類天體均由這類物質構成。這意味著妊神星的主體由岩石構成，而表面覆蓋有一層相對較薄的冰；妊神星曾經是一顆更加典型的柯伊伯帶天體，有著厚實的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞擊中，大部分冰體被撞離了該行星。

處於流體靜力平衡下的天體，如果給定其自轉周期和大小，則隨著密度的增加，其形狀將越來越接近球形。以妊神星已知的精確質量、自轉周期和預測的密度推算，可知其處於橢球平衡中：其最長軸應該接近於冥王星的直徑，而最短軸約有冥王星直徑的一半。由於尚未直接觀測到妊神星或其衛星的掩星現象，因此暫時無法像冥王星那樣，準確測量出它的大小。

當前，天文學家們已為妊神星的大小推算了數個橢球模型。第一個模型產生於妊神星發現之初，由地基天文台觀測所得光變曲線的光學波長推算出：總直徑在1,960到2,500千米之間，可見光反照率（pv）大於0.6。最有可能的形狀是三軸橢球體，大小約為2,000×1,500×1,000千米，反照率為0.71。根據斯皮策空間望遠鏡的觀測結果，妊神星的直徑為1,150+250-100 千米，反照率為0.84+0.1-0.2，紅外測光得出的紅外線波長為70微米。後來對光變曲線的分析表明，妊神星的等效圓直徑為1,450千米。2010年，綜合斯皮策望遠鏡和赫歇爾空間天文台的測量結果分析，得出了妊神星新的等效圓直徑約為1,300千米。根據上述獨立推算的數據，可得出妊神星的幾何平均直徑約為1,400千米。這讓妊神星躋身於最大的海王星外天體之列，僅次於鬩神星、冥王星，有可能次於鳥神星，故位列第三或第四；大於賽德娜、亡神星和創神星。

表面

除了天體形狀導致光變曲線在所有色指數上同時產生劇烈波動外，在可見光和近紅外線波段上，也還存在著較小的各色獨立的變化；這表明妊神星表面有部分區域的顏色和反照率都與其他地區不同。特別的，在妊神星亮白色的表面上可以觀測到一塊暗紅色的區域，這意味著這一地區富含礦物和有機（富碳）化合物，或者結晶凍的成分比更高。由此，假如妊神星的環境沒有那么極端的話，其表面上的這塊斑點可能會讓人聯想到冥王星。

2005年，雙子星天文台和凱克天文台的望遠鏡獲取到的妊神星光譜表明，妊神星表面類似於冥衛一，富含大量結晶水冰。這一發現是獨特的，因為結晶冰形態形成於110 K的溫度下，而妊神星的表面溫度低於50 K，在此溫度下通常會形成無定形冰。此外，在宇宙射線的持續照射和太陽高能粒子對海王星外天體的轟擊下，結晶凍的結構很難保持穩定。在這些轟擊下，結晶冰通常需要數千萬年的時間轉化為無定形冰，而在幾千萬年前，海王星外天體就一直處於和如今相同的低溫位置上。此外，輻射損害還會讓海王星外天體的表面出現有機冰和類tholin成分，從而變得更紅更暗，冥王星正是如此。因此，光譜和色指數觀測結果顯示，妊神星及其家族成員曾經歷過表面翻新的事件，重新覆蓋上了一層冰。但是，當前前還沒有提出一種可以合理解釋其表面翻新機制的理論。

妊神星表面雪亮，反照率的範圍在0.6-0.8之間，與其富含結晶凍的推論一致。鬩神星等部分大型海王星外天體的反照率與妊神星相仿或更高。根據表面光譜的最佳擬合模型，妊神星表面有66%至80%的區域被純結晶水冰覆蓋；為高反照率作出貢獻的另一種物質可能是氰化氫或層狀矽酸鹽。銅鉀等無機氰化鹽亦有可能存在。

然而，對可見光譜和近紅外光譜的進一步研究表明，妊神星的同態表面（homomorphous surface）覆蓋有無定形冰和結晶凍的混合物，其混合比例為1:1，有機物成分含量不超過8%。氨水合物的缺少導致冰火山無法存在，觀測結果也證實了碰撞事件是在一億年以前發生的，這與動態研究的結論相吻合。相比於鳥神星，妊神星光譜中的甲烷含量稀少，這與其在熱碰撞史中失去揮發物的事件一致。

2009年9月，天文學家在妊神星亮白色的表面上發現了一大塊暗紅色的斑點，這有可能是一次撞擊的遺蹟。造成該地區顏色與眾不同的成因暫且未知，有可能是由於這一地區較其他地區的礦物和有機化合物含量更高，或存在著更多的結晶冰。

碰撞家族

妊神星是其碰撞家族中最大的天體，碰撞家族成員有著相似的物理和軌道屬性，被認為起源於因劇烈碰撞導致解體的較大天體。妊神星族是海王星外天體中首先被識別出的碰撞族，其中包括妊神星及其衛星、(55636) 2002 TX300（≈364千米）、(24835) 1995 SM55（≈174千米）、(19308) 1996 TO66（≈200千米）、(120178) 2003 OP32（≈230千米）以及(145453) 2005 RR43（≈252千米）。布朗等人起初認為該星族是導致妊神星冰幔脫離的單次撞擊的直接產物，但是後來認為其中有更複雜的緣由：初次撞擊產生的碎片形成了妊神星的一個大衛星，之後該大衛星又遭受第二次撞擊解體，產生的碎片向外擴散。根據後一種猜測推算出的的碎片擴散速率，與測量出的碰撞族成員速率更加吻合。

撞擊族的存在顯示妊神星及其“後代”可能誕生於離散盤。在太陽系的歷史上，當前空曠的柯伊伯帶發生這種撞擊的機率不超過0.1%。以前柯伊伯帶比如今更密集，而妊神星族在當時可能還未形成，因為如此密集的星族會被海王星在柯伊伯帶的運動所破壞——據信這也是柯伊伯帶當前低密度的原因。因此，碰撞機率較高的動態離散盤區域更有可能是妊神星及其家族的誕生之地。

由於該星族的天體到達當今彼此遠離的位置至少需要上十億年，形成妊神星族的那次碰撞，有可能發生在太陽系歷史的初期。