本篇文章给大家谈谈妊神星的介绍，以及妊神星对应的知识点，文章可能有点长，但是希望大家可以阅读完，增长自己的知识，最重要的是希望对各位有所帮助，可以解决了您的问题，不要忘了收藏本站喔。

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由于妊神星带有卫星，可以根据开普勒第三定律由卫星轨道计算出该系统的质量。其结果为4.2×10克，为冥王星系统质量的28%，月球质量的6%。几乎所有的质量都集中在妊神星上。

大小、形状和构成

太阳系天体的大小可根据天体的光学星等、距离和反照率推算出来。对地球观察者而言，亮度越高的天体，要么是由于体积较大，要么是由于具有高反照率。假如可以确定天体的反照率，那么就可以粗略地估计出它们的大小。大多数远距天体的反照率是未知的，但妊神星因为有足够大的体积和亮度而能够测量其热辐射，这为其反照率提供了近似值，并进而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋转对它的尺寸计算造成了阻碍，根据可变形体的转动物理学可以得出，转速与妊神星相当的天体在100天内就能从平衡形态变形为不等边椭球形。据推测，妊神星亮度波动的主要原因并不是由其自身各处反照率不同导致的，而是从地球观测时侧视图与端视图的交替所致。

妊神星光变曲线的周期和振幅主要受其构成的限制。假如妊神星的密度低于冥王星，是由厚实的冰幔包裹小型岩心构成，那么它的高速自转会将其自身拉得更长，从而超过其亮度波动所能允许的范围，但这与观测结果不符。因此，妊神星的密度就被限制在了2.6-3.3 g/cm之间。在此密度范围内的有橄榄石和辉石等硅酸盐矿物，太阳系中许多岩石类天体均由这类物质构成。这意味着妊神星的主体由岩石构成，而表面覆盖有一层相对较薄的冰；妊神星曾经是一颗更加典型的柯伊伯带天体，有着厚实的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞击中，大部分冰体被撞离了该行星。

处于流体静力平衡下的天体，如果给定其自转周期和大小，则随着密度的增加，其形状将越来越接近球形。以妊神星已知的精确质量、自转周期和预测的密度推算，可知其处于椭球平衡中：其最长轴应该接近于冥王星的直径，而最短轴约有冥王星直径的一半。由于尚未直接观测到妊神星或其卫星的掩星现象，因此暂时无法像冥王星那样，准确测量出它的大小。

当前，天文学家们已为妊神星的大小推算了数个椭球模型。第一个模型产生于妊神星发现之初，由地基天文台观测所得光变曲线的光学波长推算出：总直径在1,960到2,500千米之间，可见光反照率（pv）大于0.6。最有可能的形状是三轴椭球体，大小约为2,000×1,500×1,000千米，反照率为0.71。根据斯皮策空间望远镜的观测结果，妊神星的直径为1,150+250-100千米，反照率为0.84+0.1-0.2，红外测光得出的红外线波长为70微米。后来对光变曲线的分析表明，妊神星的等效圆直径为1,450千米。2010年，综合斯皮策望远镜和赫歇尔空间天文台的测量结果分析，得出了妊神星新的等效圆直径约为1,300千米。根据上述独立推算的数据，可得出妊神星的几何平均直径约为1,400千米。这让妊神星跻身于最大的海王星外天体之列，仅次于阋神星、冥王星，有可能次于鸟神星，故位列第三或第四；大于赛德娜、亡神星和创神星。

表面

除了天体形状导致光变曲线在所有色指数上同时产生剧烈波动外，在可见光和近红外线波段上，也还存在着较小的各色独立的变化；这表明妊神星表面有部分区域的颜色和反照率都与其他地区不同。特别的，在妊神星亮白色的表面上可以观测到一块暗红色的区域，这意味着这一地区富含矿物和有机（富碳）化合物，或者结晶冰的成分比更高。由此，假如妊神星的环境没有那么极端的话，其表面上的这块斑点可能会让人联想到冥王星。

2005年，双子星天文台和凯克天文台的望远镜获取到的妊神星光谱表明，妊神星表面类似于冥卫一，富含大量结晶水冰。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冰。此外，在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。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，而在几千万年前，海王星外天体就一直处于和如今相同的低温位置上。此外，辐射损害还会让海王星外天体的表面出现有机冰和类tholin成分，从而变得更红更暗，冥王星正是如此。因此，光谱和色指数观测结果显示，妊神星及其家族成员曾经历过表面翻新的事件，重新覆盖上了一层冰。但是，当前前还没有提出一种可以合理解释其表面翻新机制的理论。

妊神星表面雪亮，反照率的范围在0.6－0.8之间，与其富含结晶冰的推论一致。阋神星等部分大型海王星外天体的反照率与妊神星相仿或更高。根据表面光谱的最佳拟合模型，妊神星表面有66%至80%的区域被纯结晶水冰覆盖；为高反照率作出贡献的另一种物质可能是氰化氢或层状硅酸盐。铜钾等无机氰化盐亦有可能存在。

然而，对可见光谱和近红外光谱的进一步研究表明，妊神星的同态表面（homomorphous surface）覆盖有无定形冰和结晶冰的混合物，其混合比例为1:1，有机物成分含量不超过8%。氨水合物的缺少导致冰火山无法存在，观测结果也证实了碰撞事件是在一亿年以前发生的，这与动态研究的结论相吻合。相比于鸟神星，妊神星光谱中的甲烷含量稀少，这与其在热碰撞史中失去挥发物的事件一致。

2009年9月，天文学家在妊神星亮白色的表面上发现了一大块暗红色的斑点，这有可能是一次撞击的遗迹。造成该地区颜色与众不同的成因暂且未知，有可能是由于这一地区较其他地区的矿物和有机化合物含量更高，或存在着更多的结晶冰。

妊神星是柯伊伯带的一颗矮行星，正式名称为(136108) Haumea。妊神星是太阳系的第四大矮行星，它的质量是冥王星质量的三分之一。2004年，迈克尔·E·布朗领导的加州理工学院团队在美国帕洛玛山天文台发现了该天体；2005年，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，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哈乌美亚为其命名。妊神星是一颗新近发现的大型柯伊伯带天体，被编号为2003 EL61，并被暂时昵称为“桑塔”，它的自转速度非常快，没有任何一颗直径大于100公里的已知天体拥有如此的自转速度。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，妊神星呈椭球形，其长半轴是短半轴的两倍。尽管如此，据推算其自身重力仍足以维持流体静力平衡，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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