1306040805haumea

Haumea, cuya designación formal es 136108 Haumea, es un planeta enano en el cinturón de Kuiper. Su masa es un tercio de la masa de Plutón. Fue descubierto en 2004 por un equipo encabezado por Mike Brown del Observatorio Palomar en los Estados Unidos y, en 2005, por un equipo encabezado por J. L. Ortiz en el Observatorio de Sierra Nevada, en España, aunque esta última afirmación ha sido impugnada. El 17 de septiembre de 2008 fue designado como un planeta enano por la Unión Astronómica Internacional (AIU) y con el nombre de Haumea, la diosa hawaiana del parto.

La extrema deformación de Haumea lo hace único entre los objetos transneptunianos (OTN) conocidos. Aunque su forma no ha sido observada directamente, los cálculos de su curva de luz sugieren que es un elipsoide, con su eje mayor dos veces más largo que su eje menor. Sin embargo, su gravedad se cree que es suficiente para que se encuentre en equilibrio hidrostático, respondiendo así a la definición de un planeta enano. Esta elongación, junto con su rotación inusualmente rápida, alta densidad y alto albedo (con una superficie de hielo de agua cristalino), se cree que son el resultado de una colisión gigante que dejó Haumea como el miembro más grande de una familia de colisión que incluye varios OTNs grandes y sus dos lunas conocidas.

Descubrimiento
Descubridor	Michael E. Brown et al, José L. Ortiz et al, (ninguno oficial)
Fecha	28 de diciembre de 2004
Designación	(136108) Haumea
Categoría	Cinturón de Kuiper
Elementos Orbitales
Época	18 de agosto de 2005 (DJ 453.600,5)
Longitud del nodo ascendente	121,90°
Inclinación	28,19°
Argumento del periastro	239,51°
Semieje mayor	6,484 Gm (43,335 UA)
Excentricidad	0.1888463
Anomalía media	198,07°
Periastro o Perihelio	5.260 Gm (43.339 UA)
Apoastro o Afelio	7.708 Gm (51.524 UA)
Período orbital sideral	104,234 d (285,4 un)
Satélites	2
Características físicas
Masa	~ 4 x 10²¹ kg
Dimensiones	1,300-1,900 kilómetros
Densidad	~ 2 g /cm³
Gravedad	~ 0,8 m / s²
Velocidad de escape	0,84 kilómetros /s
Periodo de Rotación	104 234 d (285,4 a)
Magnitud absoluta	-0,17
Albedo	~ 0,7 ± 0,1
Características atmosféricas
Temperatura	~ 30 K Máx.: 239 K (-34 ° C)

Dos equipos reclaman el crédito por el descubrimiento de Haumea. Mike Brown y su equipo de Caltech descubrió Haumea en diciembre de 2004, sobre las imágenes que habían tomado el 6 de mayo de 2004. El 20 de julio de 2005, se publicó un resumen en línea de un informe destinado a anunciar el descubrimiento en una conferencia en septiembre de 2005. En esa época, José Luis Ortiz Moreno y su equipo del Instituto de Astrofísica de Andalucía en el Observatorio de Sierra Nevada, en España, publican imágenes de Haumea tomadas del 7 al 10 de marzo de 2003. Ortiz las envía por correo electrónico al Centro de Planetas Menores en la noche del 27 de julio de 2005.

Tras muchas polémicas y acusaciones de fraude, no existe todavía un descubridor oficial, y en el protocolo de la UAI la ubicación del descubrimiento figura como “Observatorio de Sierra Nevada”, pero el nombre elegido, Haumea, fue la propuesta del de Caltech.

La presente animación ilustra el mecanismo a través del cual fue descubierto 2003 EL61 según el equipo español.

Hasta que se le dio un nombre permanente, el equipo del descubrimiento de Caltech utilizó el apodo de "Santa" entre ellos, ya que había sido descubierto el 28 de diciembre de 2004, justo después de Navidad. El 29 de julio de 2005, Haumea recibió su primera etiqueta oficial, la designación provisional 2003 EL₆₁, con el “2003” basado en la fecha de la imagen del descubrimiento español. El 7 de septiembre de 2006, se numera y es admitido en el catálogo oficial como planeta menor (136108) 2003 EL₆₁.

Siguiendo las directrices establecidas por la Unión Astronómica Internacional, de dar nombres de seres mitológicos asociados con la creación a los objetos trans-neptunianos, en septiembre de 2006 el equipo de Caltech presenta nombres oficiales de la mitología hawaiana a la IAU para (136108) 2003 EL₆₁ y sus lunas, a fin de "rendir homenaje al lugar donde se descubrieron los satélites". Los nombres fueron propuestos por David Rabinowitz del equipo de Caltech. Haumea es la diosa patrona de la isla de Hawai, donde se encuentra el Observatorio de Mauna Kea. Además, se identifica con Papa, la diosa de la tierra y esposa de Wakea (espacio), lo que es apropiado porque 2003 EL₆₁ se cree que está compuesto casi totalmente de roca sólida, sin el grueso manto de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso típico de otros objetos conocidos del Cinturón de Kuiper. Por último, Haumea es la diosa de la fertilidad y el parto, y esto se corresponde con un enjambre de cuerpos helados que se cree que se separaron del planeta enano durante una colisión antigua. Las dos lunas conocidas, también se cree que han nacido de esta manera, por lo tanto su nombre es el de dos de las hijas de Haumea, Holaʻiaka y Namaka.

Haumea es un plutoide, un término técnico que se utiliza para describir planetas enanos más allá de la órbita de Neptuno. Su condición de planeta enano significa que se presume que es bastante masivo y que se ha redondeado por su propia gravedad, pero que no ha limpiado su vecindad de objetos similares. Aunque Haumea parece estar lejos de ser esférico, su forma elipsoidal se piensa que es el resultado de su rápida rotación (de la misma manera que un globo de agua se expande cuando se balancea al girar), y no por una falta de gravedad suficiente para superar la resistencia a la compresión de su material. Haumea fue inicialmente clasificado en 2006 como un objeto del cinturón de Kuiper clásico (KBO clásico) por el Minor Planet Center, pero ya no aparece como tal. La trayectoria nominal sugiere que se encuentra en un quinto orden de resonancia 12:7 con Neptuno, ya que la distancia en el perihelio es de 35 UA y se encuentra cerca del límite de estabilidad con Neptuno. Serán necesarias nuevas observaciones de su órbita para verificar su estado dinámico.

El movimiento de Haumea en una marco de rotación con un período orbital igual al de Neptuno (Neptuno se mantiene estacionario) Se muestra la órbita nominal de Haumea con una resonancia 12:7 con Neptuno. Neptuno es el punto azul a las 5 de la tarde. Urano es de color verde, Saturno amarillo, y Júpiter rosa. Donde el rojo cambia a verde es donde se cruza la eclíptica.

Órbitas de Haumea (amarillo) y de Plutón (rojo), en relación a la de Neptuno (gris), a partir de mayo 2009

Haumea tiene una órbita típica de un objeto del cinturón de Kuiper clásico, con un período orbital de 283 años de la Tierra, un perihelio de 35AU, y una inclinación de la órbita de 28 °. Pasó el afelio a principios de 1992, y en la actualidad está a más de 50 UA del sol.

La órbita de Haumea tiene una excentricidad ligeramente mayor que los otros miembros de su familia de colisión. Se cree que esto se debe a que su resonancia orbital 12:7 con Neptuno ha ido modificando gradualmente su órbita inicial, en el transcurso de mil millones de años, a través del Efecto Kozai.

Con una magnitud visual de 17.3, Haumea es el tercer objeto más brillante en el Cinturón de Kuiper, después de Plutón y de Makemake, y es fácilmente observable con un telescopio de aficionado de gran tamaño. Sin embargo, como los planetas y la mayoría de los pequeños cuerpos del Sistema Solar comparten una alineación orbital común desde su formación en un disco primordial, la mayoría de las primeras observaciones de los objetos distantes se centraron en la proyección sobre el cielo de ese mismo plano, llamado la eclíptica. A medida que la región del cielo cerca de la eclíptica fue muy explorada, los estudiosos del cielo comenzaron a buscar objetos en órbitas con inclinaciones superiores, así como objetos más distantes, con menores movimientos medios en el cielo. Estos estudios finalmente descubrieron la ubicación de Haumea, con su alta inclinación orbital y su posición actual lejos de la eclíptica.

Haumea muestra grandes fluctuaciones en su brillo en un período de 3,9 horas, lo que sólo puede explicarse por un período de rotación de esa duración. Es una rotación más rápida que la de ningún otro objeto de equilibrio conocido en el Sistema Solar y, de hecho, es más rápida que cualquier otro cuerpo conocido de más de 100 km de diámetro. Esta rotación rápida se cree que ha sido causada por un impacto que creó sus satélites y su familia de colisión.

Comparación de Eris, Plutón, Makemake, Haumea, Sedna, Orcus, 2007 o₁₀, Quaoar, y la Tierra (todo a escala).

Como Haumea tiene lunas, la masa del sistema puede ser calculada a partir de sus órbitas mediante la tercera ley de Kepler. El resultado es de 4,2 × 10²¹ kg, Casi toda esta masa está en Haumea.

El tamaño de un objeto del Sistema Solar se puede derivar de su magnitud óptica, su distancia y su albedo. Los objetos parecen brillantes a los observadores de la Tierra, ya sea porque son grandes o porque son muy reflectantes. Si su reflectividad (albedo) puede determinarse, se puede hacer un cálculo aproximado de su tamaño. Para los objetos más lejanos, el albedo es desconocido, pero Haumea es grande y lo suficientemente brillante para medir su emisión térmica, lo que ha dado un valor aproximado de su albedo y por lo tanto su tamaño. Sin embargo, el cálculo de sus dimensiones es complicado por su rápida rotación. La física de rotación de los cuerpos deformables predice que en tan sólo cien días, un cuerpo que gira tan rápido como Haumea se distorsionaría en una forma de equilibrio de elipsoide escaleno. Se cree que la mayoría de las fluctuaciones en el brillo de Haumea no están causadas por las diferencias locales en el albedo, sino por la alternancia de la vista lateral y la visión frontal, vista desde la Tierra.

La forma elipsoide calculada de Haumea, 1.960 × 1.518 × 996 kilómetros (suponiendo un albedo de 0,73). A la izquierda, las siluetas ecuatoriales mínima y máxima (1.960 × 996 y 1518 × 996 kilómetros) A la derecha, vista desde el polo (1.960 × 1.518 kilómetros).

Si Haumea tuviera una baja densidad como Plutón, con un espeso manto de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso, su rápida rotación lo hubiera expandido a una mayor medida de la que las fluctuaciones en su brillo permiten inferir. Estas consideraciones limitan su densidad a un rango de 2,6-3,3 g / cm ³. Esta gama cubre valores de minerales de silicato como el olivino y el piroxeno, que componen muchos de las objetos rocosos en el Sistema Solar. Esto sugiere que la mayor parte de Haumea es de roca cubierta con una capa relativamente delgada de hielo. Pudo tener un manto espeso de hielo, típico de los objetos del Cinturón de Kuiper, durante el impacto que formó la familia de colisión de Haumea.

Cuanto más denso es un objeto en equilibrio hidrostático, en un período de rotación determinado, más esféricas deben ser sus dimensiones. Se conocen masa, su rotación y su densidad, por lo que las inferencias de un elipsoide en equilibrio predicen que Haumea es de aproximadamente el diámetro de Plutón, a lo largo de su eje más largo, y aproximadamente la mitad en sus polos. Puesto que no se han observado ocultaciones de estrellas por Haumea, ni ocultaciones del planeta enano por sus lunas, todavía no existen mediciones precisas de sus dimensiones.

Estimaciones independientes de su tamaño dan un promedio de su diámetro de aproximadamente 1.400 km. Esto hace que Haumea sea uno de los mayores objetos trans-neptunianos descubiertos, tras Eris, Plutón, y tal vez Makemake, y más grande que Sedna, Orcus o Quaoar.

Además de las grandes fluctuaciones en la curva de luz de Haumea, debidas a su forma, que afectan a todos colores, existen pequeñas variaciones de color independientes vistas tanto en luz visible como cercana al infrarrojo, y que muestran una región en la superficie que varía en color y en su albedo. Más específicamente, hay un área de color rojo oscuro en la superficie de color blanco brillante de Haumea, lo que indica una zona rica en minerales y compuestos orgánicos (ricos en carbono) o, posiblemente, una mayor proporción de cristales de hielo. Así Haumea puede tener una superficie moteada que recuerde a Plutón, aunque no tan extrema.

En 2005, los telescopios Gemini y Keck obtuvieron espectros de Haumea que mostraban hielo de agua cristalina de características similares a la superficie de la luna de Plutón Caronte. Esto es peculiar, porque las formas cristalinas de hielo están a temperaturas por encima de 110 K, mientras que la temperatura de la superficie de Haumea es inferior a 50 K, una temperatura a la que el hielo adopta forma amorfa. Además, la estructura cristalina del hielo es inestable en virtud de la constante lluvia de rayos cósmicos y las partículas energéticas del Sol. La duración para que el hielo cristalino se vuelva hielo amorfo en virtud de este bombardeo, es del orden de diez millones de años, mientras que los objetos transneptunianos han estado en sus actuales lugares fríos durante miles de millones de años. El daño por radiación también debería enrojecer y oscurecer la superficie de los objetos transneptunianos, donde existen compuestos orgánicos helados y Tolina en la superficie, como ocurre en el caso de Plutón. Por lo tanto, los espectros y los colores sugieren que Haumea y su familia han sido objetos de reciente “reasfaltado” producido por hielo fresco.

Haumea es tan brillante como la nieve, con un albedo en el rango de 0.6-0.8, en consonancia con hielo cristalino. Otros TNOs grandes como Eris parecen tener albedos tan altos o más. El mejor ajuste de modelado de los espectros de la superficie sugieren que el 66% a 80% de la superficie Haumeaniana parece ser puro hielo cristalino de agua, y posiblemente, de cianuro de hidrógeno o arcillas de filosilicatos. Las sales de cianuro inorgánicas como el cianuro de cobre y potasio también pueden estar presentes.

Sin embargo, otros estudios de los espectros visible e infrarrojo cercano, sugieren una superficie homomorfica cubierta por una mezcla íntima de 1:1 de hielo amorfo y cristalino, con no más de un 8% de compuestos orgánicos. La ausencia de hidrato de amoniaco excluye el criovulcanismo y las observaciones confirman que la colisión debió haber pasado hace más de 100 millones de años, de acuerdo con los estudios de la dinámica. La ausencia metano medido en los espectros de Haumea es coherente con una cálida historia de colisiones que han eliminado tales volátiles, en contraste con Makemake.

En septiembre de 2009, se descubrió un gran terreno rojizo oscuro, posiblemente un elemento de impacto. Mientras que su origen es desconocido, las posibilidades incluyen cristales de hielo o más altas concentraciones de minerales y compuestos orgánicos que en el resto de la superficie.

La Familia Haumea es la única familia de colisión trans-neptuniana identificada, es decir, el único grupo de objetos transneptunianos (OTN) con similares parámetros orbitales y espectros (hielo de agua casi puro) que sugieren que se originó por un impacto en un mismo cuerpo celeste progenitor.

El planeta enano Haumea es el mayor miembro de la familia y el núcleo de las células progenitoras diferenciadas; otros miembros identificados son las Lunas de Haumea y los objetos del Cinturón de Kuiper (55636) 2002 TX₃₀₀, (24835) 1995 SM₅₅, (19308) 1996 A₆₆, (120178) 2003 OP₃₂, (145453) 2005 RR₄₃, (86047) 1999 OY₃, 2003 UZ₁₁₇, 2005 CB₇₉, y 2003 SQ₃₁₇, todos con una velocidad de eyección de Haumea de menos de 150 m / s. Los miembros más brillantes tienen una magnitud absoluta (H) lo suficientemente brillante como para sugerir un tamaño de entre 400 y 700 km de diámetro, y ser así candidatos a planeta enano, aunque es importante señalar que los altos albedos de estos objetos pueden impedir su calificación como planetas enanos. El diagrama ilustra los elementos orbitales de los miembros de la familia en relación con otros OTN.

La familia de colisión de Haumea (en verde), otros KBO clásicos (azul), Plutinos y otros objetos resonantes (rojo) y SDO (gris).

Son características comunes de estos objetos físicos tener colores neutrales y profundas características de absorción de infrarrojos (1,5 y 2,0 micras) típicas del hielo de agua.

La formación de la familia de colisión requirió de un progenitor de unos 1660 kilómetros de diámetro, con una densidad de aproximadamente 2,0 g / cm ³, similar a la de Plutón y Eris. Durante la colisión formativa, Haumea perdió aproximadamente el 20% de su masa, sobre todo de hielo, y se hizo más densa.

Las órbitas actuales de los miembros de la familia no pueden ser explicadas solo por la colisión formativa. Para explicar la propagación de los elementos orbitales, es necesaria una dispersión a una velocidad inicial de ~ 400 m / s. Esta velocidad sólo es aplicable a Haumea; los elementos orbitales de todos los demás objetos de la familia requieren una dispersión con una velocidad inicial de ~ 140 m / s. Para explicar este desajuste en la dispersión de la velocidad requerida, Brown, et al. sugieren que inicialmente había elementos orbitales más próximos a los demás miembros de la familia y a su órbita, modificándose después de la colisión. A diferencia de los otros miembros de la familia, Haumea se encuentra en una órbita caótica, cerca de la resonancia 7:12 con Neptuno, lo que aumentaría la excentricidad de Haumea a su valor actual.

Una segunda propuesta sugiere un origen más complicado para la familia: que el material expulsado en el choque inicial se fundió en un gran satélite de Haumea, que gradualmente aumentó su distancia y fue luego se rompió en una segunda colisión, dispersándose sus fragmentos hacia el exterior. Este segundo escenario produce una dispersión de velocidad de ~ 190 m / s, considerablemente más cerca de la medida ~ 140 m / s de velocidad de dispersión de los miembros de la familia, y además también evita la dificultad de que la observada dispersión de ~ 140 m / s, es mucho menor que los ~ 900 m / s de la velocidad de escape de Haumea.

Haumea no puede ser el único de los objetos grandes del cinturón de Kuiper de rotación rápida y alargado. En 2002, Sheppard y Jewitt sugirieron eso de Varuna. En la historia temprana del Sistema Solar, la región Trans-neptuniana debió contener muchos más objetos de los que tiene en la actualidad, aumentando la probabilidad de colisiones entre ellos. La interacción gravitatoria con Neptuno desde entonces ha cambiado muchos objetos del cinturón de Kuiper a los más distantes del disco disperso.

La presencia de la familia de colisión de Haumea y su "descendencia" podría tener su origen en el disco disperso. A día de hoy, en la poco poblada zona del cinturón de Kuiper, la probabilidad de tal colisión es inferior al 0,1 por ciento. La familia no pudo haberse formado en la más densa del cinturón de Kuiper primordial porque tal grupo estaba muy unido y era afectado por la subsiguiente migración de Neptuno, lo que se cree que ha sido la causa de su baja densidad actual. Por lo tanto, parece probable que la dinámica región del disco disperso, en el que la posibilidad de colisión de este tipo es muy superior, es el lugar de origen para el objeto que se convertiría en Haumea y sus familiares.

Debido a que se hubieran necesitado por lo menos mil millones de años para que el grupo se difundiera como está ahora, la colisión que creó a la familia Haumea se cree que ocurrió muy temprano en la historia del Sistema Solar. Esto está en contradicción con las conclusiones de Rabinowitz et al. que encontraron en sus estudios del grupo que sus superficies eran muy brillantes. Su color indica que tienen poco tiempo (es decir, se formaron en los últimos 100 millones de años). Durante un período de tiempo tan largo como millones de años, la energía del Sol habría enrojecido y oscurecido sus superficies, y no hay explicación plausible para dar cuenta de su aparente juventud.

Sin embargo, estudios más detallados del espectro visible e infrarrojo cercano de Haumea muestran que es una superficie homogénea cubierta por una mezcla íntima de 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más del 8% de compuestos orgánicos. Esta gran cantidad de hielo amorfo en la superficie confirma que la colisión debió haber pasado hace más de 100 millones de años. Este resultado coincide con los estudios dinámicos y el descartar la hipótesis de que las superficies de estos objetos eran pequeñas.