عائلة هوميا

الخصائص

مدارات الأعضاء

من جهة ثانية، ومن الخصائص الفيزيائية المشتركة بين هذه الأجرام ألوانها المحايدة ومعالم الامتصاص العميقة في تحت الحمراء (عند 1.5 و2.0 ميكرومتر) المميِّزة للجليد المائي.

من جانب آخر، هوميا، وهي كوكب قزم، أكبر أعضاء العائلة وهي نواة الجرم السلف المتمايز؛ أما بقية الأعضاء المعروفين فهم أقمار هوميا وعدد من أجرام حزام كايبر من بينها و و و و و و و و(612620) 2003 SQ317 و، وجميعها ذات سرعة قذف عن هوميا تقل عن 150 م/ث.

من جهة ثانية، وألمعُ أعضاء عائلة هوميا لهم أقدار مطلقة (H) من السطوع بحيث توحي بأحجام تتراوح بين 400 و700 كم في القطر، فيكونون بذلك من الكواكب القزمة المحتملة لو كانت عاكسيتهم مماثلة لعاكسية الأجرام وراء نبتونية المعتادة؛ غير أن من المرجّح أن أحجامهم أصغر من ذلك بكثير لأنهم يُعدّون أجرامًا جليدية مائية عالية العاكسية. ولا يتجاوز تشتّت العناصر المدارية الخاصة لأعضاء العائلة بضع نقاط مئوية أو أقل (5% في نصف المحور الأكبر، و1.4° في الميل، و0.08 في اختلاف المركز). ويوضّح الرسم البياني العناصر المدارية لأعضاء العائلة قياسًا إلى سائر الأجرام وراء نبتونية.

الرنين مع نبتون

وعلى صعيد آخر، لا يمكن تفسير المدارات الحالية لأعضاء العائلة بالتصادم المُنشئ وحده. فلتفسير تشتّت العناصر المدارية يلزم تشتّت أوّلي في السرعات يناهز 400 م/ث، غير أن تشتّتًا بهذا القدر كان كفيلًا بتبديد الشظايا إلى مسافات أبعد بكثير. وهذه المعضلة تخص هوميا نفسها دون سواها؛ إذ لا تتطلب العناصر المدارية لسائر أجرام العائلة سوى تشتّت أوّلي يناهز 140 م/ث. ولتفسير هذا التباين اقترح براون وزملاؤه أن عناصر هوميا المدارية كانت في البداية أقرب إلى عناصر بقية أعضاء العائلة، وأن مدارها — ولا سيما اختلاف مركزه — تغيّر بعد التصادم. فهوميا، بخلاف بقية الأعضاء، في رنين متقطع 7:12 مع نبتون، وهو ما قد يكون رفع اختلاف مركز مدارها إلى قيمته الحالية.

من جانب آخر، وتشغل عائلة هوميا منطقة من حزام كايبر تتداخل فيها رنينات متعددة (منها رنينات الحركة المتوسطة 3:5 و4:7 و7:12 و10:17 و11:19)، ما يؤدي إلى الانتشار المداري لتلك العائلة التصادمية. وإلى جانب الرنين المتقطع 7:12 الذي تشغله هوميا نفسها، يشغل بعض أعضاء العائلة رنينات أخرى، ويمكن أن يحدث «القفز الرنيني» — أي الانتقال من رنين إلى آخر — على مقاييس زمنية تبلغ مئات ملايين السنين. أما ، وهو أول أعضاء عائلة هوميا اكتشافًا، فهو في الوقت الحالي في رنين متقطع 11:19.

النشأة والتطور

• طالع كذلك
• عائلة كويكبات
• المراجع

وفي السياق ذاته، يستلزم التكوّن التصادمي للعائلة جرمًا سلفًا يبلغ قطره نحو 1660 كم وكثافته نحو 2.0 غ/سم³، أي قريبة من كثافتَي بلوتو وإريس. وقد فقدت هوميا خلال التصادم المُنشئ نحو 20% من كتلتها، جلّها جليد، فازدادت كثافتها.

من جهة ثانية، ويلمّح وجود العائلة التصادمية إلى أن هوميا و«ذريتها» ربما نشأت في القرص المتفرق. ففي حزام كايبر الحالي، القليل الكثافة، لا يتجاوز احتمال وقوع تصادم كهذا خلال عمر المجموعة الشمسية 0.1%. كما أن العائلة لم يكن ممكنًا أن تتشكل في حزام كايبر البدائي الأكثر كثافة، لأن مجموعة بهذا التماسك كانت ستتبدّد بفعل هجرة نبتون اللاحقة إلى داخل الحزام، وهي الهجرة التي يُعتقد أنها سبب كثافته المنخفضة الحالية. ولذلك يبدو من المرجّح أن منطقة القرص المتفرق الديناميكية، حيث احتمال وقوع تصادم كهذا أعلى بكثير، هي موطن نشأة الجرم الذي صار هوميا وذريتها. وتشير المحاكاة إلى أن احتمال وجود عائلة واحدة كهذه في المجموعة الشمسية يناهز 50%، فمن الممكن أن تكون عائلة هوميا فريدة.

في هذا الإطار، وإلى جانب آثار الرنينات مع نبتون، قد تكتنف نشأةَ العائلة تعقيدات أخرى. فقد رُجّح أن المادة المقذوفة في التصادم الأول تجمّعت مكوّنة قمرًا كبيرًا لهوميا، ثم ابتعد تدريجيًا عنها بفعل التطور المدّي، ثم تحطّم لاحقًا في تصادم ثانٍ بدّد شظاياه إلى الخارج. ويعطي هذا السيناريو الثاني تشتّتًا في السرعات يناهز 190 م/ث، وهو أقرب كثيرًا إلى التشتّت المقيس البالغ نحو 140 م/ث؛ كما أنه يتجنّب إشكالية أن يكون التشتّت المرصود (نحو 140 م/ث) أقل بكثير من سرعة إفلات هوميا البالغة نحو 900 م/ث.

من جانب آخر، ولمّا كان انتشار المجموعة إلى المدى الذي بلغته يستغرق مليار سنة على الأقل، فإن التصادم الذي أنشأ عائلة هوميا يُعتقد أنه وقع في وقت مبكر جدًا من تاريخ المجموعة الشمسية. ويتعارض هذا مع ما توصل إليه رابينوفيتز وزملاؤه، إذ وجدوا في دراساتهم للمجموعة أن أسطحها لافتة السطوع، وأن لونها يوحي بأنها تجدّدت حديثًا (أي خلال المئة مليون سنة الأخيرة) بجليد طازج. فعلى مدى زمني يبلغ مليار سنة كانت طاقة الشمس ستُكسِب أسطحها حمرةً وقتامة، ولم يُعثر على تفسير معقول لفتوّتها الظاهرة.

كذلك، وقد لا تكون هوميا الجرمَ الكبير المستطيل السريع الدوران الوحيد في حزام كايبر. ففي سنة 2002 رجّح جويت وشيبارد أن يكون فارونا مستطيل الشكل استنادًا إلى سرعة دورانه. وفي التاريخ المبكر للمجموعة الشمسية كانت منطقة ما وراء نبتون تحوي أجرامًا أكثر بكثير مما تحويه اليوم، ما رفع احتمال وقوع التصادمات بينها. ومنذ ذلك الحين بعثرت التفاعلات التثاقلية مع نبتون كثيرًا من الأجرام خارج حزام كايبر إلى القرص المتفرق.

ومن ناحية أخرى، بيد أن دراسات أكثر تفصيلًا لطيف هوميا في الضوء المرئي وتحت الحمراء القريبة تُظهر أن سطحها متجانس تغطيه خلطة حميمة بنسبة 1:1 من الجليد اللابلوري والجليد البلوري، مع ما لا يزيد على 8% من المركبات العضوية. وهذه الكمية الكبيرة من الجليد اللابلوري على السطح تؤكد أن الحدث التصادمي لا بد أن يكون قد وقع قبل أكثر من مئة مليون سنة، وهو ما يتفق مع الدراسات الديناميكية ويدحض افتراض حداثة أسطح هذه الأجرام.