Parece ser moi alargado, o que o fai único entre os obxectos trans-neptunianos (TNOs). Aínda que a súa forma non puido ser directamente observada, cálculos da súa curva de luz indican que é elipsoidal, co eixo maior dúas veces máis grande có seu eixo menor. Porén, a súa gravidade é o suficientemente grande para deixalo en equilibrio hidrostático, o que o fai entrar na definición de planeta anano. A súa forma elipsoidal, coa súa infrecuentemente rápida rotación, alta densidade, e gran albedo (proveniente dunha superficie cristalina de xeo), dan a teoría resultante de que Haumea é o resultado dunha gran colisión, deixando á propia Haumea coma o membro máis grande dunha familia de colisión que inclúe moitos outros TNOs e as súas dúas lúas.
Clasificación
Haumea é un plutoide,[14]termo usado para describir ós planetas ananos máis aló da órbita de Neptuno. O seu status de planeta anano significa que presumiblemente é masivo de abondo para ser cuasi-esférico grazas á súa propia gravidade pero non ten despexado as proximidades da súa orbita doutros obxectos semellantes. Pénsase que Haumea ten unha forma elipsoidal, resultado da súa rápida rotación, de xeito parello ó que sería un balón de auga que fose bruscamente xirado, estirándose cara a fora, pero isto non sería debido a unha carencia de gravidade para comprimi-los materiais da propia Haumea.[15] Haumea foi listado inicialmente coma un obxecto clásico do cinto de Kuiper (un KBO clásico) no 2006 polo Centro de Planetas Menores, pero xa non é listado coma tal.[1] A traxectoria suxerida é dunha resonancia de 12:7 con Neptuno[16] dende que a distancia do seu perihelio de 35 UA está preto do límite de estabilidade con Neptuno.[3] Precisaranse observacións máis exhaustivas da órbita para confirma-lo seu status dinámico.
Nome
Antes de que se lle dese un nome permanente, o equipo descubridor do Caltech (Instituto Tecnolóxico de California) usaron entre eles o alcumede "Santa", porque Haumea fora descuberto o 28 de decembro do 2004, xunto un día antes do Nadal.[17] O equipo español propuxo un descubrimento por separado ó Centro de Planetas Menores (MPC) en xullo do 2005. A 29 de xullo do 2005, Haumea recibiu a súa primeira nomenclatura oficial, a designación temporal foi 2003 EL61, co "2003" baseado na data da imaxe do descubrimento español. O 7 de setembro do 2006, foi numerado e admitido polo catálogo oficial de planetas menores coma (136108) 2003 EL61.
Seguindo as regras establecidas pola UAI, que din que os KBOs clásicos reciben nomes mitolóxicos asociados coa creación,[18] en setembro do 2006 o equipo do "Caltech" enviou os nomes formais da mitoloxía Hawaiana á UAI para (136108) 2003 EL61 e as súas lúas, para render tributo "ó lugar onde aconteceron os descubrimentos dos satélites".[19] Os nomes foron propostos por David Rabinowitz do equipo do Caltech.[15]Haumea é a deusa patroa da illa de Hawaii, onde está situado o Observatorio Mauna Kea. Tamén é identificada con Pāpā, a deusa da terra e muller de Wākea (espazo),[20] o cal é moi apropiado para 2003 EL61 xa que se cre que está composto case por completo de rocha sólida, sen un fino manto de xeo cubrindo un pequeno núcleo de rocha típico doutros obxectos do cinto de Kuiper.[21][22] Por último, Haumea é a deusa da fertilidade, con moitos nenos os cales "agroman" de diferentes partes do seu corpo;[20] isto correspondese co enxame de obxectos de xeo que naceron a partir dunha colisión ocorrida no planeta anano nos primeiros tempos do Sistema Solar.[22] Suponse que as dúas lúas tamén naceron deste mesmo xeito,[22] por conseguinte as lúas foron chamadas cos nomes das fillas de Haumea, Hiʻiaka e Namaka.[21]
A controversia do descubrimento
Dous equipos distintos reclaman para si o descubrimento de Haumea. Mike Brown e o seu equipo do Caltech descubriron Haumea en decembro de 2004 en imaxes que tomaron o 6 de maio do 2004. O 20 de xullo do 2005, publicaron un resumo dun informe da descuberta o cal estaba previsto anunciar nunha conferencia en setembro do 2005.[23] Nese tempo, José Luis Ortiz Moreno e o seu equipo do Instituto de Astrofísica de Andalucía no Observatorio de Serra Nevada, en España, atoparon Haumea en imaxes tomadas entre o 7 e o 10 de marzo do 2003.[24] Ortiz mandou un correo electrónico ó Centro de Planetas Menores co seu descubrimento a noite do 27 de xullo do 2005.[24]
Brown veu a sospeitar dunha fraude por parte do equipo español cando soubo que os seus rexistros de observación foran accedidos dende o observatorio español un día antes do anuncio do descubrimento. Este rexistros contiñan suficiente información para permitir o equipo de Ortiz recuperar Haumea nas súas imaxes do 2003, e volveron a ter acceso xusto antes de que o taboleiro de uso do telescopio de Ortiz marcase a obtención das imaxes de confirmación para o segundo anuncio enviado ó en MPC o 29 xullo. Ortiz admitiu que accedera ós rexistros de observación do Caltech pero denegou mal uso, argumentando que só estaba verificando que estaba descubrindo un novo obxecto.[25]
O protocolo da UAI di que o reclamo do descubrimento dun planeta menor vai parar a quen envía primeiro un informe ó MPC con suficientes datos para determinar con boa exactitude a órbita do mesmo, e o descubridor ten prioridade ó escolle-lo nome do obxecto. Pero no anuncio da UAI do 17 de setembro do 2008, dicía que Haumea fora aceptado coma planeta anano, porén non facía mención ó seu descubridor. A localización do descubrimento foi asignado ó Observatorio de Serra Nevada do equipo español,[14][26] pero o nome escollido, Haumea, foi a proposta do Caltech.[24]
Órbita
Órbitas de Haumea (amarelo) e Plutón (vermello), relativas a Neptuno (gris), situación estimada para maio do 2009.
A órtita de Haumea é lenemente máis excéntrica cós dos outros membros da súa familia de colisión. Pénsase que isto é debido á feble resonancia de quinta orde.[16] A resonancia orbital de 12:7 con Neptuno foi gradualmente modificando a súa órbita, co curso de millóns de anos,[22][27] a través do efecto de Kozai, o cal permite intercambiar inclinación na órbita por un incremento da excentricidade.[22][28][29]
Cunha magnitude visual de 17,3,[10] Haumea é o terceiro obxecto máis brillante do cinto de Kuiper despois de Plutón e Makemake, e é facilmente observable cun telescopio de afeccionado.[5] Dende que a meirande parte dos planetas, planetas ananos, e outros corpos menores do Sistema Solar foron atopados nun plano orbital común dende a súa formación no disco primordial do Sistema Solar, moitas das procuras máis recentes de obxectos distantes foron dirixidas cara a área ó redor deste plano común, este plano é o plano da eclíptica.[30] Coma as rexións da eclíptica están ben exploradas, as procuras agora céntranse en atopar obxectos con forte inclinación respecto do plano da eclíptica, coma a meirande parte dos obxectos distantes, de percorrido moi lento a través do firmamento.[31][32] Esta procuras cubrían a localización de Haumea, coa súa grande inclinación orbital e posición bastante afastada da eclíptica.
Características físicas
Erro: Cómpre especificar unha imaxe na primeira liña.
Dende que se coñece que Haumea ten lúas, a masa do sistema puido ser calculada usando a terceira lei de Kepler. O resultado é 4,2 x 1021 kg, o que vén sendo o 28% da masa do sistema Plutoniano e un 6% da masa da lúa da Terra. Máis ou menos estas relacións son o que representa a masa de Haumea.[33]
Haumea amosa longas flutuacións a través dun período de catro horas, o que só pode ser explicado porque ten un período rotacional de catro horas. Este é moito máis rápido có período rotacional de calquera outro corpo do Sistema Solar en equilibrio hidrostático, e incluso máis rápido có de calquera outro corpo con máis de 100 km. de diámetro.[5] Esta rápida rotación fai supoñer que foi causada por un impacto, o cal sería tamén a causa do nacemento das súas lúas e da súa familia de colisión.[22]
Tamaño, forma e composición
A pesar do grande avance tecnolóxico nas lentes dos modernos telescopios ata agora, o tamaño e forma de pequenos abjetos espaciais foron deducidos por estimacións, tendo en conta a flutuación do brillo en función do tempo de revolución doutros a el agregados.
O tamaño dun obxecto no Sistema Solar pode derivarse da súa magnitude óptica, a súa distancia e o seu albedo. Os obxectos que aparecen brillantes ós ollos dos observadores na Terra, son brillantes polo seu gran tamaño ou pola súa gran reflectividade. Se as súas reflectividades poden ser establecidas , entón pódese facer unha estimación do seu tamaño. O albedo da meirande parte dos obxectos distantes é descoñecida, pero Haumea é grande e luminoso de abondo para que a súa emisión térmica poida ser medida, o cal danos un valor aproximado do seu albedo e polo tanto do seu tamaño.[6] Pero calcula-las súas dimensións resulta complicado debido á súa gran velocidade de rotación (lembremos que o seu período de rotación é de tan só 4 horas). A dinámica dos corpos ríxidos en obxectos deformables predí por riba dos 100 km. de diámetro,[5] un corpo rotando rapidamente coma Haumea pode ver distorsionada a súa forma en equilibrio (quasi-esférica) a unha forma elipsoidal. Pensase que a flutuación do brillo de Haumea non esta causada por diferenzas locais do albedo, senón pola pola alternancia das caras vistas dende a Terra[5]; sinxelo, cando visto dende a Terra amosa maior brillo é cando amosa a súa forma máis alongada, cando expón máis superficie; pola contra cando está menos brillante é cando amosa (vista dende a Terra) a súa forma menos alongada, expoñendo así menos superficie e pola tanto reducindo a súa reflectividade (albedo).
A forma elipsoidal calculada para Haumea, 1,960×1,518×996 km (asumindo un albedo de 0.73). A esquerda están o mínimo e o máximo das siluetas vistas equatorialmente (1,960×996 e 1,518×996 km); á dereita pódese ve-la vista polar (1,960×1,518 km).
A rotación e a amplitude da curva de luz de Haumea fai que existan moitas reservas ó redor da súa posible composición. Se Haumea ten unha densidade baixa coma Plutón, cun manto fino de xeos sobre un núcleorochoso, a súa rápida rotación faría que este se volvese alongado, facendo así posible as flutuacións de brillo de Haumea. Estas consideración fai que se estime a súa densidade nun rango de 2,6–3,3 g/cm³.[5][34] Este rango de densidades cobre valores dos minerais baseados no silicio coma a olivina ou o piroxeno, os cales marcan a diferenza de moitos obxectos rochoso do Sistema Solar. Isto suxire que a meirande parte de Haumea é un núcleo rochoso cuberto dunha capa relativamente fina de xeos. O manto fino de xeos é máis típico nos obxectos do cinto de Kuiper, e este manto podería terse despegado ou fundido (ou unha mestura de ambos procesos) total ou parcialmente durante o impacto que formou á súa familia de colisión.[22]
Un obxecto máis denso en equilibrio hidrostático, debería ser máis esférico para o período rotacional obtido, o cal fai gardar moitas reservas sobre as posibles dimensións de Haumea. Se a súa masa, rotación, e a súa densidade inferida foi fixada cunha boa aproximación nun equilibrio elipsoidal, este predí que Haumea ten máis ou menos o diámetro de Plutón medido en relación ó seu eixo máis longo, e a metade de diámetro en relación ó seu eixo máis curto. Coma non se rexistraron aínda ocultacións de estrelas por parte de Haumea ou ocultacións do planeta anano por parte das súas lúas, precísanse pois medidas 'directas' das súas dimensión 'reais' (non estimadas), coma pola contra no caso de Plutón, onde foron feitas observacións dos seus eclipses solares.
Fixéronse varios cálculos de modelos elipsoidais das dimensións de Haumea. O primeiro modelo de Haumea foi feito en base as observacións da súa curva de luz nas lonxitudes de onda do espectro visible, estas daban coma resultado unha lonxitude de entre 1.960 a 2.500 km e un albedovisual (pv) superior a 0,6.[5]
Este modelo outorgáballe unha dimensións triaxiais de aproximadamente 2.000 x 1.500 x 1.000 km, cun albedo de 0,73.[5]
O Telescopio Espacial Spitzer estimou que Haumea tiña un diámetro de 1.150 (+250 -100) km e un albedo de 0,84 (+0,1 -0,2), usando a fotometría en lonxitudes de onda infravermellas de 70 μm.[6]
Subsecuentes análises da curva de luz suxiren un diámetro circular equivalente do redor de 1.450 km.[35]
Estas estimacións de tamaño independentes dan unha media dun diámetro do redor de 1.400 km. Isto fai de Haumea un dos obxectos trans-Neptunianos máis grandes, o terceiro ou cuarto despois de Eris, Plutón, e posiblemente Makemake, e máis grande ca Sedna, Orcus, ou Quaoar.[36]
Superficie
A parte das flutuacións na curva de luz de Haumea debidas á súa forma elipsoidal, as cales afecta por igual a tódalas cores, pódense apreciar pequenas variacións de cor tanto no espectro visible coma no infravermello, amosando así rexións da súa superficie con variacións de cor e albedo.[8][37]
Estas variacións parecen indicar que Haumea ten unha superficie con pintas, lembrando á superficie de Plutón, aínda que sen unha superficie tan 'apigarada'.
No 2005, os telescopios dos Observatorios Gemini e Keck obtiveron o espectro de Haumea o cal amosa unhas fortes liñas coas propiedades do xeo de auga cristalino, de xeito semellante o que acontece coa superficie de da lúa de Plutón, Caronte.[9] Isto é moi peculiar, por que o xeo cristalino formase a temperaturas por riba dos 110 K, cando a superficie de Haumea está por baixo dos 50 K, temperatura a cal o xeo toma unha estrutura amorfa.[9] Por riba, a estrutura do xeo cristalino é inestable baixo a constante choiva dos raios cósmicos e as partículas cargadas de enerxía que golpean ós obxectos trans-Neptunianos procedentes do Sol.[9] O tempo estimado para que o xeo cristalino se transforme en xeo amorfo baixo este continuo bombardeo é do redor de dez millóns de anos,[38] cando os obxectos trans-Neptunianos levan con temperaturas frías por miles de millóns de anos.[27] Os danos producidos pola radiación poderían ter escurecido a superficie dos obxectos trans-Neptunianos onde son comúns os materiais compostos por xeos orgánicos e compostos tolínicos, coma no caso de Plutón. Por conseguinte, o espectro de Haumea e a súa familia de colisión suxiren que as súas superficies foron sometidas a un proceso recente de rexeneración que produciu xeo cristalino. Por outra banda aínda non foi suxerido ningún mecanismo que podería ter producido esta rexeneración da superficie de Haumea.[39]
Haumea é brillante coma a neve, cun albedo cun rango de 0.6–0.8, concordante co xeo cristalino.[5] Outros grandes trans-neptunianos coma Eris presentan albedos semellantes ou incluso superiores.[40] O modelo que mellor encaixa co espectro da superficie de Haumea, suxire que entre o 66% ó 80% da súa superficie é de puro xeo de auga cristalino, con contribucións para eleva-lo albedo do cianuro de hidróxeno ou filosilicatos.[9] Os sales inorgánicos coma o cianuro potásico e outros, poderían estar tamén presentes.[9]
Porén, estudos posteriores do espectro visible e infravermello suxiren que a superficie de Haumea está cuberta a partes iguais de xeo amorfo e xeo cristalino, xunto cun máximo do 8% de materiais orgánicos. A ausencia de compostos baseados no amoníaco exclúen o criovulcanismo e as observación confirman tamén que o evento colisional tivo lugar coma mínimo hai máis de 100 millóns de anos, en liña cos estudos dinámicos sobre Haumea.[41]
A ausencia mostras de metano no espectro tamén indican que o evento colisional tería eliminado os compostos volátiles[9],
en contraste con Makemake.[42]
Concepción artística de Haumea xunto coas súas dúas lúas Hiʻiaka e Namaka. As lúas están actualmente moito máis afastadas do que se amosa aquí.
Dous pequenos satélites foron descubertos ó redor de Haumea, (136108) Haumea I Hiʻiaka e (136108) Haumea II Namaka.[14] O equipo de Brown descubriunas no 2005, a través da observación feitas sobre Haumea usando o Observatorio W.M. Keck.
Hiʻiaka, alcumada ó principio Rudolph polo equipo do Caltech,[43] foi descuberta o 26 de xaneiro do 2005.[44] É a máis externa e ten un diámetro aproximado de 310 km
, a máis grande é brillante das dúas lúas, e orbita Haumea nunha órbita case circular dun período de 49 días.[45] Fortes liñas de absorción a 1,5 e 2 micrómetros no espectro infravermello presenta ó xeo cristalino de auga cubrindo boa parte da superficie.[46] O seu infrecuente espectro, con liñas de absorción semellantes ás de Haumea, levou a Brown e o seu equipo a conclusión de que un modelo de captura da lúa fose máis que improbable na formación do sistema de satélites de Haumea e que as lúas son fragmentos escindidos da propia Haumea.[27]
Namaka, a máis pequena e interior dos satélites de Haumea, foi descuberta o 30 de xuño do 2005, e alcumada ó principio coma Blitzen. Ten unha décima parte da masa de Hiʻiaka, orbita Haumea nun período de 18 de xeito moi elíptico, no 2008 esta estaba inclinada 13° respecto da lúa maior, a cal perturba a súa órbita.[47]
As súas relativas fortes excentricidades xunto coas súas mutuas inclinacións orbitais deberían ter sido temperadas polas efectos das mareas gravitatorias. Unha recente observación dunha resonancia de 3:1 podería explica-las actuais órbitas das lúas de Haumea.[48]
Hoxe en día, as órbitas das lúas de Haumea aparecen de canto vistas dende a Terra, con Namaka ocultando Haumea.[49] A observación de ambos tránsitos podería dar coma resultado a información necesaria para precisa-lo tamaño e forma de Haumea e as súas lúas,[50] coma ocorreu nos oitenta con Plutón e Caronte.[51] Rexistra-los febles cambios de brillo do sistema durante estas ocultacións require coma mínimo un telescopio óptico profesional de media apertura.[50][52] A última ocultación de Haumea por parte de Hiʻiaka sucedeu no 1999, uns cantos anos antes do seu descubrimento, e non volvera ter lugar ata dentro de 130 anos.[53] Por outra banda, a situación entre estes dous satélites é única, xa que a órbita de Namaka é considerablemente distorsionada por Hiʻiaka, preservando o ángulo de visión dos tránsitos de Namaka–Haumea por moitos anos.[47][50][52]
Haumea é o membro máis grande da súa familia de colisión, un grupo de obxectos astronómicos con características físicas e orbitais semellantes, de xeito que se pensa que o corpo proxenitor foi alcanzado por un impacto.[22] Esta familia foi a primeira en ser identificada entre os TNOs (transneptunianos) e inclúe a Haumea e as súas lúas, (55636) 2002 TX300 (≈600 km), (24835) 1995 SM55 (< 700 km), (19308) 1996 TO66 (≈500 km), (120178) 2003 OP32 (< 700 km), e (145453) 2005 RR43 (< 700 km).[3] Brown e o seu equipo propuxeron que a familia era produto directo do impacto que removeu o manto xeado de Haumea,[22] pero unha segunda proposta máis complicada suxire que o material expulsado na colisión inicial fundiuse creando unha gran lúa en Haumea e que un segundo impacto dispersou os restos.[54] Este segundo escenario produce unhas velocidades de dispersión para os fragmentos resultantes moito máis acorde coas velocidades de dispersión medidas nos membros da familia.[54]
A presenza da familia de colisión podería implicar que Haumea e a súa prole foron orixinados do disco disperso. Hoxe en día o cinto de Kuiper está escasamente poboado, a posibilidade dunha colisión acontecida coma a que deu nacemento á familia de Haumea é de menos do 0,1 por cento ó longo de todo o tempo de existencia do noso Sistema Solar.[55] A familia non se podería formar nese moito máis denso cinto primordial de Kuiper porque a formación dun grupo tan compacto sería interrompida pola migración de Neptuno cara ás proximidades do cinto -pénsase precisamente que esta é a causa pola que o cinto de Kuiper está hoxe en día escasamente poboado.[55] Por conseguinte toma forza a opción da súa orixe no disco disperso, onde a súa maior densidade de obxectos propiciaría máis posibilidades para unha colisión, a cal tería formado a Haumea e a súa prole.[55]
Debido a que se estima coma mínimo en 1.000 millóns de anos o tempo necesario para que o grupo colisional se dispersase a coma está na actualidade, indicaría que o acontecemento da colisión tivo lugar nas primeiras etapas de vida do Sistema Solar; estes indicios están en claro contraste coas superficies relativamente novas da familia de Haumea, que amosarían unha colisión moito máis recente ou unha reestruturación da súas superficies "moi recente", estes indicios contraditorios confirman que aínda hai moito que afondar no coñecemento das partes máis externas e dos obxectos máis afastados do Sistema Solar.[3]
↑ 16,016,1En principio, a forza dunha resonancia é inversamente proporcional á diferenza entre o numerador e o denominador, o cal é chamado 'orde'. Unha diferenza (orde) máis pequena, máis forte será a resonancia. Unha resonancia de 12:7 é de quinta orde (12 - 7 = 5), a cal é bastante feble.
↑
NASA Astrobiology Magazine, ed. (10-09-2005). "Santa et al.". Consultado o 16-10-2008.
↑ 22,022,122,222,322,422,522,622,722,8
Michael E. Brown, Kristina M. Barkume; Darin Ragozzine; Emily L. Schaller (2007-01-19). "A collisional family of icy objects in the Kuiper belt". Nature446 (7133): 294–296. doi:10.1038/nature05619.
↑
C. A. Trujillo and M. E. Brown (2003). "The Caltech Wide Area Sky Survey. Earth Moon and Planets". Earth Moon and Planets112: 92–99. doi:10.1023/B:MOON.0000031929.19729.a1.
↑
M. E. Brown, C. Trujillo, D. L. Rabinowitz (2004). "Discovery of a candidate inner Oort cloud planetoid". The Astrophysical Journal617 (1): 645–649. doi:10.1086/422095.
↑
M. E. Schwamb, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz (2008). "Constraints on the distant population in the region of Sedna". American Astronomical Society (DPS meeting \#40}, \#38.07).
↑M. E. Brown, A. H. Bouchez, D. L. Rabinowitz, R. Sari, C. A. Trujillo, M. A. van Dam, R. Campbell, J. Chin, S. Hartman, E. Johansson, R. Lafon, D. LeMignant, P. Stomski, D. Summers, P. L. Wizinowich (Outubro do 2005). "Keck Observatory laser guide star adaptive optics discovery and characterization of a satellite to large Kuiper belt object 2003 EL61". The Astrophysical Journal Letters(full text from Caltech)|format= require |url= (Axuda)632: L45. doi:10.1086/497641.
↑En comparación, a lúa rochosa da Terra ten unha densidade de 3,3 g/cm³, e Plutón, o cal é un obxecto típico do cinto de Kuiper primordialmente composto de xeos, que ten unha densidade 2,0 g/cm³.
↑
D. Ragozzine, M. E. BrownOrbits And Masses Of The Satellites Of The Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61, To appear in The Astronomical Journal (2009) Preprint on arXiv
↑International Astronomical Union, ed. (17-09-2008). "IAU Circular 8949". Arquivado dende o orixinal o 11-01-2009. Consultado o 06-12-2008.
↑ 52,052,1
D. C. Fabrycky, M. J. Holman, D. Ragozzine, M. E. Brown, T. A. Lister, D. M. Terndrup, J. Djordjevic, E. F. Young, L. A. Young, R. R. Howell. AAS DPS conference 2008, ed. "Mutual Events of 2003 EL61 and its Inner Satellite". Arquivado dende o orixinal o 09-01-2009. Consultado o 17-10-2008.
.svg){kind=small}
.svg){kind=small}
