妊神星

共有兩個團隊主張自己才是妊神星的發現者。2004年12月28日，由加州理工學院的邁克爾·E·布朗（Mike E. Brown），耶魯大學的大衞·拉比諾維茨（David Rabinowitz）和夏威夷雙子座天文台的查德·特魯希略（Chad Trujillo）組成的團隊在2004年5月6日拍攝的圖像上發現了妊神星。2005年7月20日，他們發表了一份報告的在線摘要，這份報告將在2005年9月的一場會議上宣佈該發現。 ^[2]  與此同時，西班牙內華達山脈天文台的安德魯斯天體研究所的何塞·路易斯·奧爾蒂斯·莫雷諾（José Luis Ortiz Moreno）及其團隊，在2003年3月7日至10日拍攝的圖像上發現了妊神星。 ^[3]  2005年7月27日晚，奧爾蒂斯將其發現通過電子郵件發送給了小行星中心MPC。 ^[3] 

布朗最初承認奧爾蒂斯的獨立發現， ^[13]  在西班牙團隊宣佈該發現的前一天，西班牙天文台曾經訪問過他的觀察日誌，布朗便懷疑西班牙團隊存在欺詐行為。布朗的日誌包含足夠多的信息，以使奧爾蒂斯團隊可以在其2003年的圖像中識別妊神星，後來西班牙團隊再次訪問了他的日誌，而這正好是奧爾蒂斯排到望遠鏡時間用以獲取確認圖像，以便在7月29日向小行星中心進行再次確認。奧爾蒂斯後來承認了他曾訪問過加州理工學院的觀察日誌，但他否認了所有指控，表示他們僅僅是為了驗證這是不是一顆新天體。 ^[14]  其實早在1955年3月22日，人們就獲得了妊神星的原始圖像，但沒人注意到它。 ^[15] 

國際天文聯合會（International Astronomical Union，IAU）的協議規定，凡是首先向小行星中心（MPC）提交報告並提供足夠位置數據以判定其軌道的人，享有發現者的榮譽並擁有優先命名權。國際天文學聯合會於2008年9月17日宣佈妊神星的發現，並由為候選矮行星建立了雙個命名委員會，但未提及任何發現者。發現地點被列為西班牙內華達山脈天文台， ^[16-17]  但選擇的名稱Haumea是加州理工學院的提議。奧爾蒂斯團隊提出的名字Ataecina是古伊比利亞的春天女神， ^[3]  作為一個陰暗神靈比較適合類冥天體的命名規則，但不適合命名妊神星。

在賦予永久名稱之前，加州理工學院的發現團隊內部用“Santa” （聖誕老人英文為Santa Claus）這個綽號，因為妊神星是他們在2004年聖誕節之後的12月28日發現的。 ^[18]  2005年7月，西班牙團隊第一個向小行星中心提出發現聲索。2005年7月29日，根據西班牙團隊發現照片的日期，妊神星被授予臨時名稱2003 EL₆₁。2006年9月7日，它被官方批准以（136108）2003 EL₆₁的編號編入小行星目錄。

遵循國際天文學聯合會當時制定的準則，經典的柯伊伯帶天體應以與創造有關的神話人物命名， ^[19]  2006年9月，為了“向發現衞星的地方致敬”，加州理工學院團隊向國際天文學聯合會提交了（136108）2003 EL₆₁及其衞星的夏威夷神話名稱。 ^[20]  這些名稱是由加州理工學院團隊的大衞·拉比諾維茨（David Rabinowitz）提出的。 ^[1]  哈烏美亞（Haumea）是莫納克亞天文台（Mauna Kea Observatory）所在地的夏威夷女神。此外，哈烏美亞還被視為大地之母帕帕（Papa）女神，是天空之父瓦基亞（Wākea）的妻子。 ^[4]  從這層意義上講，以Haumea為2003 EL₆₁命名也是恰當的選擇，與其他已知的典型柯伊伯帶天體不同，妊神星沒有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心，而被認為幾乎完全以固態岩石構成。 ^{[6]  [21]}  再者，作為繁殖與生育女神的哈烏美亞（Haumea），其眾多子女來自她身體上的不同部位； ^[4]  這也契合了在一次遠古碰撞中，大量冰物質被剝離出這顆矮行星的事件。 ^[6]  妊神星兩顆已知的衞星也被認為起源於該事件。 ^[6]  它們以哈烏美亞（Haumea）的兩個女兒，希亞卡（Hi'iaka，妊衞一）和納瑪卡（Nāmaka，妊衞二）命名。 ^[21] 

奧爾蒂斯團隊建議使用Ataecina命名的提案不符合國際天文聯合會的命名要求，因為陰暗神靈的名字應該用於類冥天體，類冥天體是一類與海王星以3：2穩定共振的外海王星物體。而妊神星則與海王星7：12間歇共振，因此根據某些定義它並不是共振體。這個命名標準在2019年底公佈，國際天文學聯合會決定將陰暗神靈的名字專門用於類冥天體。

妊神星的公轉軌道週期為284地球年，近日點為35 AU，軌道傾角為28°。 ^[15]  它於1992年初通過了遠日點， ^[22]  當前距太陽50多天文單位（AU）。 ^[11]  妊神星的軌道比其碰撞族其他成員的偏心率稍大。據認為這是由妊神星與海王星間較弱的7:12軌道共振導致的。通過古在機制（Kozai effect），將減小的軌道傾角轉換為增大的偏心率，妊神星在數十億年的過程中逐漸改變了其初始軌道。 ^{[6]  [23-24]}  妊神星視星等為17.3， ^[11]  是柯伊伯帶中僅次於冥王星和鳥神星的第三明亮的天體（鬩神星在矮行星中最亮，但不屬於柯伊伯帶），使用大型業餘望遠鏡就能輕鬆觀察到。 ^[25]  但是，由於行星和大多數太陽系小天體從它們在太陽系原始盤中的形成起就對齊在同一軌道上，因此大多數早期的遙遠天體觀測都集中在天空中稱為黃道的共同平面上。 ^[26]  隨着對黃道附近的天區被充分探索後，後來的天空觀測開始尋找那些軌道傾角較高的天體，以及在天空中的平均運動較慢的遠距離天體。 ^[27-28]  當這些觀測覆蓋到妊神星所在天區時，軌道傾角高、距離黃道甚遠的妊神星終被發現。

自2007年以來，科學家發現妊神星與海王星處於間歇性的7:12軌道共振。 ^[6]  它的升交點進動約460萬年，每個進動週期共振會中斷兩次，相當於每230萬年一次，直到十萬年或更久後才恢復。 ^[29]  但在2020年，Buie得出了不同的結果，認為妊神星與海王星處於非共振狀態。 ^[30] 

妊神星在3.9小時內顯示出很大的亮度波動，這種長度只能用自轉週期來解釋。 ^[31]  這比太陽系中任何其他已知的平衡態天體都快，而且實際上比直徑大於100千米的任何其他已知天體都快。 ^[25]  雖然大多數處於平衡狀態的旋轉體都扁平化為扁球形，但妊神星旋轉得如此之快，以至於扭曲成三軸橢球體。如果妊神星旋轉得更快，它將變形為啞鈴形並一分為二。 ^[1]  科學家認為這種快速旋轉是一次碰撞產生的，這次碰撞還產生了妊神星的衞星和碰撞家族。 ^[6] 

妊神星兩顆衞星的軌道幾乎完全垂直於地球的天球平面，並且略微偏離它的光環和最外層衞星妊衞一的軌道平面。儘管最初由Ragozzine和Brown於2009年假定為與妊衞一的軌道平面共面，但他們對妊神星衞星的碰撞形成模型始終一致地認為，妊神星赤道平面與妊衞一軌道平面的夾角至少約為1°。 ^[8]  2017年，妊神星對恆星的掩星觀測證明了這一點，發現了一個與妊衞一軌道平面和妊神星赤道平面大致重合的光環。 ^[5]  Kondratyev和Kornoukhov在2018年對掩星數據進行了數學分析，能夠約束妊神星赤道相對於其光環和妊衞一軌道平面的相對傾角，發現它們的傾角分別為3.2°±1.4°和2.0°±1.0分別相對於妊神星的赤道。他們對妊神星的北極方向導出了兩個解，它們指向赤道座標（α，δ）=（282.6°，– 13.0°）或（282.6°，–11.8°）。 ^[32] 

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，要麼是由於體積較大，要麼是由於具有高反照率。假如可以確定天體的反照率，那麼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。 ^[33]  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 ^[25]  就能從平衡形態變形為三軸橢球體。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。 ^[25] 

妊神星光變曲線的週期和振幅主要受其組成的限制。假如妊神星處於流體靜力平衡且密度低於冥王星，這樣的話其內部由厚實的冰質地幔包裹小型巖質核心組成，那麼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/cm3之間。 ^{[25]  [34]}  在此密度範圍內的有橄欖石和輝石等硅酸鹽礦物，太陽系中許多巖質天體均由這類物質構成。這意味着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，有着厚實的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞擊中，大部分冰質地幔被撞離了該行星 ^[6] 

由於妊神星擁有衞星，可用開普勒第三定律從它們的軌道數據計算出系統質量。結果是4.2×10²¹千克，是冥王星系統質量的28％和月球質量的6％。妊神星系統幾乎所有質量集中都在妊神星上。 ^{[8]  [35]}  妊神星尺寸的幾種橢球模型計算已經完成。 妊神星發現後產生的第一個模型是根據對妊神星光曲線在光波長下的地面觀測得出的：它提供了1960至2500千米的總長度和大於0.6的視覺反照率。 ^[25]  最可能的形狀是三軸橢圓體，尺寸約為2,000×1,500×1,000千米，反照率為0.71。 ^[25]  Spitzer太空望遠鏡的觀測結果顯示，在70μm的紅外波長下，通過光度學測得的直徑為1,150⁺²⁵⁰_-100千米，反照率為0.84^+0.1_-0.2。 ^[33]  隨後的光曲線分析表明等效球直徑為1450千米。 ^[36]  2010年，對赫歇爾太空望遠鏡的測量結果與較舊的斯皮策太空望遠鏡的測量結果進行了分析，得出了關於妊神星等效直徑的新估計值，約為1300千米。 ^[37]  這些獨立的尺寸估算值在大約1400千米的平均幾何直徑處重疊。 2013年，赫歇爾太空望遠鏡測得的妊神星的等效圓直徑約為1,240⁺⁶⁹_-58千米。 ^[38] 

然而，2017年1月妊神星對恆星掩星的觀察結果對所有這些結論產生了懷疑。 妊神星的測量形狀雖然如先前所推測的那樣伸長了，但似乎具有明顯更大的尺寸，根據獲得的掩星數據，妊神星最長軸的直徑大約與冥王星相當，而兩極直徑大約是冥王星的一半。 ^[5]  根據觀察到的妊神星形狀計算出的密度約為1.8 g / cm3，這與其他大型外海王星天體的密度相符。儘管妊神星似乎是發現的最大的外海王星天體之一，但最終的形狀似乎與流體靜力平衡的均勻物體不一致， ^{[5]  [33]}  妊神星小於鬩神星（Eris）、冥王星（Pluto）、與鳥神星（Makemake）相近，也可能與共工星（Gonggong）相近，大於塞德娜（Sedna）、創神星（Quaoar）和亡神星（Orcus）。

一項2019年的研究試圖通過使用妊神星作為內部分化天體的數值模型來解決妊神星形狀和密度的矛盾。研究發現約為2100×1680×1074千米的尺寸（以25千米為間隔對長軸進行建模）與2017年掩星期妊神星的觀測形狀最匹配，同時也與表面和核心一致流體靜力平衡中的橢球形狀。 ^[9]  修正後的妊神星形狀解決方案意味着，其核心約為1626×1446×940千米，有着約為2.68 g/cm³的相對較高的密度，主要由水合硅酸鹽（如高嶺石）組成。巖質核心被冰質地幔包裹，地幔厚度範圍從兩極的70千米左右到最長軸的170千米，不超過妊神星的質量的17％。 妊神星的平均密度估計約為2.018 g/cm³，反照率約為0.66。 ^[9] 

2005年，雙子座望遠鏡和凱克望遠鏡獲得了妊神星光譜，該光譜顯示出與冥衞一表面相似，富含大量結晶水冰。 ^[39]  這非常奇特，因為結晶水冰是在110K以上的温度下形成的，而妊神星的表面温度是在50K以下，在此温度下通常會形成無定形冰。 ^[39]  此外，在宇宙射線的持續照射和太陽高能粒子對外海王星天體的轟擊下，結晶冰的結構很難保持穩定。 ^[39]  在這種轟炸下，結晶冰恢復為非結晶冰的時間通常約為一千萬年， ^[40]  然而，外海王星天體已經在其當前的低温位置上存在了數十億年。 ^[41]  輻射損傷也會使跨海王星物體的表面變紅和變暗，在這種物體中，有機化合物冰和類託林化合物的常見表面材料都存在，就像冥王星一樣。因此，光譜和色指數觀測結果顯示，妊神星及其家族成員曾在近期曾經歷過表面翻新的事件，重新覆蓋上了一層冰。但是還沒有一種可以合理解釋其表面翻新機制的理論。 ^[42] 

妊神星表面雪亮，反照率的範圍在0.6－0.8之間，與其富含結晶冰的推論一致。 ^[25]  其他大型外海王星（例如鬩神星）的反照率似乎相似或更高。[50]表面光譜的最佳擬合模型表明，妊神星表面的66％至80％似乎是純結晶水冰，導致高反照率的另一種物質可能是氰化氫或層狀硅酸鹽。 ^[39]  也可能存在無機氰化物鹽，例如氰化銅鉀。 ^[39] 

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冰的混合物，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。 ^[43]  相比於鳥神星。 ^[44]  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。 ^[39] 

除了因天體形狀而引起的妊神星光變曲線的大幅波動（均等地影響所有顏色）外，可見光和近紅外波長中均出現較小的獨立顏色變化，從而顯示出表面上顏色和反照率均不同的區域。 ^[45-46]  更具體地講，2009年9月在妊神星明亮的白色表面上看到了一個大的深紅色區域，這可能是一個撞擊特徵，表明該區域富含礦物質和有機化合物（富含碳的），或者結晶冰的比例更高。 ^{[31]  [47]}  因此，如果不是那麼極端的話，妊神星的表面可能會讓人聯想到冥王星。

2017年1月21日，妊神星對恆星的掩星觀測發現了妊神星周圍存在一個光環，並刊載於2017年10月的《自然》雜誌。這是在外海王星天體中發現的第一個光環系統。 ^{[5]  [48]}  該環的半徑約為2287公里，寬度約為70公里，不透明度為0.5。光環完全處於妊神星的洛希極限（Roche limit）之內，如果妊神星是球形的，則洛希半徑約為4,400 km（非球形將使洛希極限變得更遠）。 ^[5]  光環平面相對於妊神星的赤道平面傾斜3.2°±1.4°，並且與其較大的外層衞星妊衞一的軌道平面大致重合。 ^{[5]  [49]}  光環還與妊神星的自轉（距離妊神星中心的半徑2285±8 km）接近1：3軌道共振。估計光環貢獻了妊神星總亮度的5％。 ^[5] 

在2019年發表的關於光環粒子動力學的研究中，Othon Cabo Winter及其同事發現，光環與妊神星自轉的1：3共振是動態不穩定的，但相空間中存在一個與妊神星光環的位置一致的穩定區域。這表明光環粒子起源於接近於共振但不屬於共振的圓形週期性軌道。 ^[50] 

已發現兩顆小型衞星繞着妊神星運行，分別是妊衞一（Hiʻiaka）和妊衞二（Namaka），小行星MPC編號分別為(136108)Haumea I和(136108)Haumea II。 ^[16]  2005年，邁克爾·E·布朗（Mike E. Brown）和大衞·拉比諾維茨（Darin Ragozzine）在凱克天文台對妊神星的觀測時發現了它們。

妊衞一最早被加州理工學院團隊暱稱為魯道夫（Rudolph，聖誕老人的雪橇馴鹿之一）， ^[51]  在2005年1月26日被發現。 ^[35]  它是兩顆衞星中靠外的一顆，直徑約310公里，更大且更亮，沿着一條圓形軌道以49天為週期繞妊神星運行。 ^[52]  紅外光譜在1.5和2微米處具有很強的吸收特性，與幾乎純淨的結晶水冰覆蓋了大部分表面的情況一致。 ^[53]  這樣的異常光譜，以及在妊神星上的相似吸收線，布朗及其同事得出結論：該系統形成的模型不太可能是捕獲，妊神星衞星只能可源於妊神星本身的碎片。 ^[41] 

妊衞二是妊神星的較小的靠內的衞星，於2005年6月30日被發現， ^[54]  綽號為布利岑（Blitzen，聖誕老人的雪橇馴鹿之一）。它只有妊衞一的質量的十分之一，它在高度橢圓形的非開普勒軌道中以18天為週期繞妊神星運行，截至2008年，它與較大的衞星傾角為13°。 ^[55]  相對較大的偏心率以及衞星軌道的相互傾斜是出乎意料的，因為這些本來應該受到潮汐影響的衰減。由此，有推測認為，妊神星系統可能在相對近期內曾通過了較強的3:1共振區域，所以它的衞星才能具有如此獨特的軌道。 ^[8] 

妊神星兩顆衞星的軌道幾乎完全垂直於地球的天球平面，而妊衞二會週期性期掩食妊神星。 ^[56]  觀測這些凌星現象，我們可以得出妊神星及其衞星的精確尺寸與形狀， ^[57]  就像1980年代後期得出冥王星及冥衞一的那樣。 ^[58]  掩食發生時，妊神星系統會經歷微小的亮度變化，系統亮度的微小變化，中等口徑以上的專業望遠鏡能夠觀測到這一變化。 ^{[57]  [59]}  妊衞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，而下次妊衞一掩食將發生在130年之後。 ^[60]  然而，出於規則衞星的獨特情況，妊衞一會強烈地扭曲妊衞二的軌道，從而令妊衞二對妊神星的掩食現象可以持續多年出現。 ^{[55]  [57]  [59]} 

妊神星是其碰撞家族的最大成員，碰撞家族是一組天體，具有相似的物理和軌道特徵，被認為是較大的前身被撞擊擊碎後形成的。 ^[6]  這個家族是第一個在外海王星天體中被發現的家族，除了妊神星及其衞星外，還包括(55636)2002TX₃₀₀（≈364千米），(24835)1995SM₅₅（≈174千米），(19308)1996TO₆₆（≈200千米），(120178)2003OP₃₂（≈230千米）和(145453)2005RR₄₃（≈252千米）。 ^[61]  布朗及其同事認為，該家族是導致妊神星冰質地幔脱離的撞擊產物，[33] ^[6]  但是後來認為其中有更復雜的緣由：初次撞擊產生的碎片形成了妊神星的一個大衞星，之後該大衞星又遭受第二次撞擊解體，產生的碎片向外擴散。 ^[62]  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。 ^[62] 

碰撞族的存在可能意味着妊神星及其“後代”可能起源於離散盤。在在太陽系的歷史上，當前空曠的柯伊伯帶發生這種撞擊的概率不超過0.1%。 ^[7]  早期的柯伊伯帶更密集，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外遷到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 ^[7]  因此，碰撞概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。 ^[7] 

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，所以造成妊神星族的碰撞被認為是在太陽系歷史的早期發生的。 ^[61] 

喬爾·龐西（JoelPoncy）及其同事計算了妊神星飛掠任務的航程，如果在2025年9月25日的發射，通過木星引力加速後可能需要14.25年。當飛船抵達時，妊神星距離太陽為48.18AU。 若發射日期為2026年11月1日，2037年9月23日和2038年10月29日，可用16.45年的飛行時間達到。 ^[63]  妊神星可以成為探測任務的目標， ^[64]  開展這項工作的一個示例，是對妊神星探測器的初步研究（35-51AU）。 ^[65]  探測器質量，動力源和推進系統是這類任務的關鍵技術領域。 ^[64]