Famille Haumea

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Famille Haumea

La famille transneptunienne Haumea, autrefois nomm√©e Famille EL61 ou encore Famille 2003 EL61 de l'appellation provisoire de Haumea : 2003 EL61, est un groupe d'ast√©ro√Įdes transneptuniens caract√©ris√© par des param√®tres orbitaux et des propri√©t√©s physiques similaires.

Sommaire

Famille collisionnelle

Inclinaison de certains objets transeptuniens en fonction de leur distance au Soleil. La famille de Haumea est indiquée en vert, les autres cubewanos en bleu, les plutinos en rouge et les objets épars en gris.
Haumea et ses 2 satellites vu par un artiste.

La plan√®te naine Haumea est le plus grand membre d'une famille collisionnelle, similaire √† celles qu'on peut trouver dans la ceinture d'ast√©ro√Įdes : un groupe d'objets partageant des √©l√©ments orbitaux similaires et des caract√©ristiques physiques communes, trouvant une origine commune probable dans un impact ayant bris√© l'objet qui a donn√© Haumea[1],[2].

La dispersion des √©l√©ments orbitaux des membres est de quelques pour cents ou moins (5% pour le demi-grand axe, 1,4¬į pour l'inclinaison et 0,08 pour l'excentricit√©).

Les caractéristiques physiques communes incluent des couleurs neutres et des zones d'absorption infrarouge typiques de la glace d'eau[3].

La formation d'une telle famille par impact n√©cessite un prog√©niteur d'environ 1 660 km de diam√®tre, avec une densit√© d'environ 2,0 g‚čÖcm-3, similaire √† Pluton ou √Čris. Durant cette collision, EL61 aurait perdu environ 20% de sa masse, principalement de la glace, et serait devenu plus dense[1].

Le collision seule ne peut pas expliquer les orbites des membres de la famille. Pour rendre compte de l'√©tendue des √©l√©ments orbitaux, une vitesse de dispersion initiale d'environ 400 m‚čÖs-1 est requise, mais une telle vitesse aurait dispers√© les fragments encore plus. Ce probl√®me ne concerne que Haumea lui-m√™me ; les √©l√©ments orbitaux de tous les autres objets de la famille ne requiert que 140 m‚čÖs-1. Pour expliquer cet √©cart, Brown et al. sugg√®rent que l'orbite de Haumea a √©t√© modifi√©e apr√®s la collision. √Ä la diff√©rence des autres membres de la famille, Haumea est situ√© sur une orbite chaotique, proche de la r√©sonance 7:12 avec Neptune, qui aurait augment√© son excentricit√© √† sa valeur actuelle[1].

Membres de la famille

Notes et références

  1. ‚ÜĎ a, b et c (en) Discovery of a Collisional Family in the Kuiper Belt, ¬ę Barkume, Kristina; Brown, M. E.; Schaller, E. L. ¬Ľ, dans American Astronomical Society, DPS meeting #38, #44.06; Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 38, 09/2006, p. 565 [r√©sum√©] 
  2. ‚ÜĎ (en) Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L., ¬ę A collisional family of icy objects in the Kuiper belt ¬Ľ, dans Nature], vol. 446, no 7133, 03/2007, p. 294-296 [r√©sum√©, lien DOI] 
  3. ‚ÜĎ (en) Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R., ¬ę The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: a case for a population of carbon-depleted TNOs? ¬Ľ, dans Astronomy and Astrophysics, vol. 468, no 1, 06/2007, p. L25-L28 [r√©sum√©, lien DOI] 

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