妊神星：修订间差异
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| bgcolour = #FFFFC0
| name = 妊神星
| symbol=[[File:Haumea symbol (bold).svg|24px|🝻]]
| image =
| caption = 妊神星和它的兩個衛星
| discovery = yes
第52行：
| escape_velocity=0.84 km/s
| sidereal_day=0.163 146 ± 0.000 004 d<br />（3.915 5 ± 0.000 1 h）<ref name="hour"/>
| spectral_type=（中性）<br />B-V=0.64, V-R=0.33<ref name="Snodgrass2009">{{Cite journal |author=Snodgrass, Carry, Dumas, Hainaut |title=Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family |url=https://archive.org/details/arxiv-0912.3171 |journal=The Astrophysical Journal |format=abstract |date=
| magnitude = 17.3（[[衝 (天體位置)|冲]]）<ref name=AstDys/><ref name="Horizons"/>
| abs_magnitude={{nowrap|0.007 ± 0.44}}<ref name="jpldata"/>
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| single_temperature=<50 [[热力学温标|K]]<ref name="Trujillo 2006"/>
}}
'''妊神星'''<ref name="astrodict">{{cite astrodict|1767|Haumea|2011-02-27}}</ref>是[[柯伊伯带]]的一颗[[矮行星]]，[[小行星序号|正式名称]]为'''(136108) Haumea'''（[[天文符號|符号]]：[[File:Haumea symbol (fixed width).svg|16px|🝻]]<ref>{{cite web |url= https://www.jpl.nasa.gov/infographics/what-is-a-dwarf-planet |author= JPL/NASA |date= 2015-04-22 |website= Jet Propulsion Laboratory |title= What is a Dwarf Planet? |access-date= 2022-01-19 |archive-date= 2021-01-19 |archive-url= https://web.archive.org/web/20210119181743/https://www.jpl.nasa.gov/infographics/what-is-a-dwarf-planet }}</ref>）。妊神星是[[太阳系]]的第三大矮行星，它的质量是[[冥王星]]质量的三分之一。<ref group="注">妊神星的质量要比地球小1,400倍（地球质量的0.07%）。</ref>2004年，[[米高·E·布朗|迈克尔·E·布朗]]领导的[[加州理工學院|加州理工学院]]团队在美国[[帕洛马山天文台|帕洛玛山天文台]]发现了该天体；2005年，{{link-en|若泽·路易斯·奥尔蒂斯·莫雷诺|José Luis Ortiz Moreno|奥尔蒂斯}}领导的团队在西班牙[[内华达山脉天文台]]亦发现了该天体，但后者的声明遭到质疑。2008年9月17日，[[國際天文聯會|国际天文联合会]]（IAU）将这颗天体定为矮行星，并以夏威夷生育之神{{link-en|哈乌美亚|Haumea (mythology)}}为其命名。
在所有的已知矮行星中，妊神星具有独特的极度[[形变]]。尽管人们尚未直接观测到它的形状，但由[[光变曲线]]计算的结果表明，妊神星呈[[椭球|椭球形]]，其长半轴是短半轴的两倍。尽管如此，据推算其自身[[引力|重力]]仍足以维持[[流體靜力平衡|流体静力平衡]]，因此符合矮行星的定义。天文学家认为，妊神星之所以具备形状伸长、罕见的高速自转、高密度和高[[反照率]]（因其结晶水冰的表面）这些特点，是[[撞击事件|超级碰撞]]的结果；这让妊神星成为了[[碰撞家族]]中最大的成员，几颗大型的[[海王星外天體|海王星外天体]]以及妊神星的两颗已知卫星亦是该家族的成员。
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== 轨道和自转 ==
[[File:TheKuiperBelt Orbits 2003EL61.svg|thumb|
妊神星有着经典柯伊伯带天体的典型轨道，[[轨道周期]]为283地球年，[[近日点]]约为35[[天文單位|天文单位]]，[[軌道傾角|轨道倾角]]约28°。<ref name="jpldata">{{cite web
|date=2008-05-10
第285行：
|author=D. Ragozzine , M. E. Brown
|year=2009
|title=Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea
|journal=The Astronomical Journal
|id=
第388行：
}}</ref>这一发现是独特的，因为结晶冰形态形成于110 K的温度下，而妊神星的表面温度低于50 K，在此温度下通常会形成[[无定形体|无定形冰]]。<ref name="Trujillo 2006"/>此外，在[[宇宙線|宇宙射线]]的持续照射和[[太阳高能粒子]]对海王星外天体的轰击下，结晶冰的结构很难保持稳定。<ref name="Trujillo 2006"/>在这些轰击下，结晶冰通常需要数千万年的时间转化为无定形冰，<ref>{{cite press
|publisher=[[雙子星天文台|Gemini Observatory]]
|date=
|title=Charon: An ice machine in the ultimate deep freeze
|url=http://www.spaceflightnow.com/news/n0707/17charon/
第478行：
}}</ref>，加州理工学院团队曾将其昵称为“[[紅鼻子馴鹿魯道夫|魯道夫]]”<ref>{{cite news
|author=K. Chang
|date=
|title=Piecing Together the Clues of an Old Collision, Iceball by Iceball
|url=http://www.nytimes.com/2007/03/20/science/space/20kuip.html
第520行：
|url = http://cfa-www.harvard.edu/iauc/08600/08636.html
|title = IAUC 8636
|date =
}}{{dead link|date=2017年12月 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>，曾被昵称为“[[驯鹿布立增|布立增]]”。其质量仅有妊卫一的十分之一，公转轨道为[[吻切軌道|非开普勒]]轨道，呈高度椭圆形，公转周期为18天。由于妊卫二的轨道受妊卫一[[摄动]]影响，截至2008年，两颗卫星的轨道交角为13°。<ref name="RagozzineDPS08" />天文学家并没有预料到妊卫二能具有相对较大的偏心率，也没有预料到两颗卫星的轨道会相互倾斜，这是因为[[潮汐加速度|潮汐作用]]会逐渐减小偏心率／倾角。由此，有推测认为，妊神星系统可能在相对近期内曾通过了较强的3:1共振区域，所以它的卫星才能具有现今如此独特的轨道。<ref name="Ragozzine&Brown2009"/>
现在，妊神星两颗卫星的轨道几乎完全侧向地球，并且妊卫二会周期性地[[掩星|掩食]]妊神星。<ref name="IAU8949">{{cite web
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}}</ref>妊卫一上次对妊神星的掩食发生在1999年，但当时天文学家们尚未发现该系统，而下次妊卫一掩食将发生在130年之后。<ref name="shadows">{{cite web
|author=M. Brown
|date=
|title=Moon shadow Monday (fixed)
|url=http://www.mikebrownsplanets.com/2008/05/moon-shadow-monday-fixed.html
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|doi=10.1038/nature05619
|pmid=17361177
}}</ref>妊神星族是[[海王星外天體|海王星外天体]]中首先被识别出的碰撞族，其中包括妊神星及其卫星、{{mpl|(55636) 2002 TX|300}}（≈364千米）、{{mpl|(24835) 1995 SM|55}}（≈174千米）、{{mpl|(19308) 1996 TO|66}}（≈200千米）、{{mpl|(120178) 2003 OP|32}}（≈230千米）以及{{mpl|(145453) 2005 RR|43}}（≈252千米）。<ref name="candidate" />布朗等人起初认为该星族是导致妊神星冰幔脱离的单次撞击的直接产物，<ref name="BrownBarkume2007"/>但是后来认为其中有更复杂的缘由：初次撞击产生的碎片形成了妊神星的一个大卫星，之后该大卫星又遭受第二次撞击解体，产生的碎片向外扩散。<ref name="SchlichtingSari2009"/>根据后一种猜测推算出
{{cite arxiv
|author=H. E. Schlichting, R. Sari
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== 參考文献 ==
{{reflist|
== 外部連結 ==
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{{類冥矮行星}}
{{Authority control}}
[[Category:妊神星| ]]
[[Category:類冥矮行星]]
[[Category:矮行星]]
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