هاوميا، المُصنف رسميًا على أنه كوكب صغير 136108 هاوميا، هو كوكب قزم يقع خارج المسار المداري لنبتون. تم اكتشافه الأولي في عام 2004 من قبل فريق من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا بقيادة مايك براون في مرصد بالومار. بعد ذلك، في عام 2005، أعلن فريق بقيادة خوسيه لويس أورتيز مورينو في مرصد سييرا نيفادا الإسباني رسميًا عن هويته، بعد تحديد موقعه في صور ما قبل الاستكشاف من عام 2003. وبعد هذا الإعلان، تم تعيينه مؤقتًا 2003 EL61.
هوميا (تسمية الكوكب الصغير: 136108 هاوميا) هو كوكب قزم يقع خارج مدار نبتون. تم اكتشافه في عام 2004 من قبل فريق برئاسة مايك براون من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في مرصد بالومار، وتم الإعلان عنه رسميًا في عام 2005 من قبل فريق برئاسة خوسيه لويس أورتيز مورينو في مرصد سييرا نيفادا في إسبانيا، الذي اكتشفه في ذلك العام في صور ما قبل الاستكشاف التي التقطها الفريق في عام 2003. ومنذ ذلك الإعلان، حصل على التصنيف المؤقت 2003. EL61.
في 17 سبتمبر 2008، أطلق الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) رسميًا على الجسم اسم هاوميا، على اسم إلهة الولادة والخصوبة في هاواي، متوقعًا تصنيفه ككوكب قزم. التقديرات الحالية تضع هاوميا كثالث أكبر جسم معروف بعد نبتون، بعد إيريس وبلوتو، بحجم مماثل لتيتانيا، أحد أقمار أورانوس. تم إرجاع صور الاستكشاف التاريخية لهوميا إلى 22 مارس 1955.
يمتلك هاوميا كتلة تقارب ثلث كتلة بلوتو و1/1400 من كتلة الأرض. في حين أن شكله الدقيق لا يزال غير ملحوظ بشكل مباشر، فإن تحليلات منحنى الضوء الخاص به تشير إلى شكل يتوافق مع الشكل الإهليلجي جاكوبي - وهو شكل مميز للكوكب القزم - حيث يكون محوره الرئيسي ضعف طول محوره الأصغر. في أكتوبر 2017، أبلغ علماء الفلك عن اكتشاف نظام حلقي يحيط بهوميا، مما يمثل الاكتشاف الافتتاحي لمثل هذا النظام حول كل من جسم ما بعد نبتون وكوكب قزم.
حتى وقت قريب، كان يُفترض أن قوة جاذبية هاوميا كافية لتحقيق التوازن الهيدروستاتيكي؛ ومع ذلك، فإن هذا التقييم غير مؤكد الآن. يُفترض أن الشكل الممدود للكوكب القزم، وفترة الدوران السريعة، والحلقات التي يمكن تمييزها، والبياض المرتفع (الذي يُعزى إلى سطح يتكون من جليد الماء البلوري) هو نتائج حدث تصادم هائل. يُعتقد أن هذا الاصطدام قد جعل هاوميا أهم مكون لعائلة تصادمية، تُعرف باسم عائلة هاوميا، والتي تضم العديد من الأجسام البارزة بعد نبتون وقمرينها المحددين، هيشياكا وناماكا.
السياق التاريخي
الاكتشاف
يُعزى اكتشاف هاوميا إلى فريقين بحثيين متميزين. قام فريق واحد، يضم مايك براون من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، وديفيد رابينويتز من جامعة ييل، وتشاد تروجيلو من مرصد جيميني في هاواي، بتحديد هوميا في 28 ديسمبر 2004، ضمن الصور الملتقطة في 6 مايو 2004. وفي وقت لاحق، في 20 يوليو 2005، نشر هذا الفريق ملخصًا عبر الإنترنت يوضح بالتفصيل النتائج التي توصلوا إليها، وكانوا يعتزمون تقديمها رسميًا في مؤتمر في سبتمبر. 2005.
في الوقت نفسه، حدد خوسيه لويس أورتيز مورينو ومجموعته البحثية في معهد الفيزياء الفلكية في الأندلس، الواقع في مرصد سييرا نيفادا في إسبانيا، موقع هاوميا في الصور التي تم الحصول عليها بين 7 و10 مارس 2003. أبلغ أورتيز بعد ذلك اكتشافهم إلى مركز الكواكب الصغيرة عبر البريد الإلكتروني مساء يوم 27 يوليو. 2005.
في البداية، اعترف براون بادعاء أورتيز بالاكتشاف. ومع ذلك، طور براون لاحقًا شكوكًا حول سلوك احتيالي من قبل الفريق الإسباني بعد اكتشافه أن مرصد سييرا نيفادا قد وصل إلى سجلات المراقبة الخاصة به في اليوم السابق لإعلان اكتشافهم. وكان هذا الوصول، وهو تفاصيل لم يتم الكشف عنها في إعلانهم، مخالفًا للممارسة المعتادة. تحتوي السجلات على بيانات كافية لفريق أورتيز للتعرف على هوميا في صورهم لعام 2003. علاوة على ذلك، تم الوصول إلى هذه السجلات مرة أخرى قبل وقت قصير من قيام أورتيز بترتيب وقت التلسكوب للحصول على صور تأكيدية لإعلان لاحق للجنة السياسة النقدية في 29 يوليو. وأكد أورتيز لاحقًا الوصول إلى سجلات مراقبة معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا لكنه دحض أي مخالفات، مؤكدًا أن نيته كانت فقط التحقق من تحديد هوية جرم سماوي جديد.
وفقًا لبروتوكول الاتحاد الفلكي الدولي (IAU)، يُمنح رصيد اكتشاف كوكب صغير إلى الكيان الأول الذي يقدم تقريرًا إلى مركز الكواكب الصغيرة (MPC) يحتوي على بيانات موقعية كافية لتحديد مداره بدقة. عادةً ما يكون للمكتشف المعتمد الأولوية في اختيار الاسم. ومع ذلك، فإن إعلان الاتحاد الفلكي الدولي في 17 سبتمبر 2008، بشأن تسمية هاوميا من قبل لجنة مشتركة أنشئت للكواكب القزمة المحتملة، قد أغفل أي ذكر لمكتشف محدد. في حين تم الاستشهاد بمرصد سييرا نيفادا، المرتبط بالفريق الإسباني، كموقع الاكتشاف، فإن الاسم المعتمد، هاوميا، نشأ من اقتراح معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. وكان فريق أورتيز قد اقترح "أتيسينا"، وهي إلهة الربيع الأيبيرية القديمة؛ قد يكون هذا الإله الكثوني مناسبًا لبلوتينو، وهو تصنيف لا يناسبه هوميا.
التسمية والتعيين
قبل تسميته رسميًا، أشار إليه فريق الاكتشاف في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا داخليًا باسم "سانتا" بسبب اكتشافه في 28 ديسمبر 2004، بعد وقت قصير من عيد الميلاد. على العكس من ذلك، قدم الفريق الإسباني مطالبة الاكتشاف الأولية إلى مركز الكواكب الصغيرة في يوليو 2005. ونتيجة لذلك، في 29 يوليو 2005، تلقى هاوميا التصنيف المؤقت 2003 EL61، المشتق من تاريخ صورة اكتشاف الفريق الإسباني. بعد ذلك، في 7 سبتمبر 2006، تم تصنيفه رسميًا وترقيمه كـ (136108) 2003 EL61 ضمن السجل الرسمي للكواكب الصغيرة.
والتزامًا بإرشادات الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) الحالية آنذاك، والتي فرضت تسمية كائنات حزام كويبر الكلاسيكية بأسماء آلهة الخلق الأسطورية، في سبتمبر 2006، اقترح فريق معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا أسماء مشتقة من أساطير هاواي إلى الاتحاد الفلكي الدولي لكل من (136108) 2003 EL61 وأقماره الصناعية، بهدف "تكريم المكان الذي تم اكتشاف الأقمار الصناعية فيه". تم طرح هذه الأسماء من قبل ديفيد رابينوفيتش، عضو فريق معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. هاوميا، إلهة جزيرة هاواي، مرتبطة بماونا كيا، موقع مرصدي جيميني ودبليو إم كيك. علاوة على ذلك، فإن تعريفها مع بابا، إلهة الأرض وقرينة واكيا (الفضاء)، اعتُبر مناسبًا في ذلك الوقت، نظرًا للفرضية السائدة القائلة بأن هوميا تتكون بالكامل تقريبًا من الصخور الصلبة، ويفتقر إلى الوشاح الجليدي الكبير فوق نواة صخرية صغيرة مميزة لأشياء أخرى معروفة في حزام كويبر. أخيرًا، يتماشى دور هاوميا كإلهة الخصوبة والولادة، والتي ظهرت نسلها العديد من أجزاء مختلفة من جسدها، مجازيًا مع السرب المفترض من الشظايا الجليدية التي يُعتقد أنها انفصلت عن الجسم الرئيسي أثناء اصطدام قديم. وبالتالي، فإن القمرين اللذين تم تحديدهما، والذي يُفترض أيضًا أنهما تشكلا من خلال هذه العملية، يحملان اسمي اثنتين من بنات هاوميا: هيشياكا وناماكا.
فشل الاسم المقترح لفريق أورتيز، أتيسينا، في تلبية اصطلاحات التسمية الصادرة عن الاتحاد الفلكي الدولي لأن أسماء الآلهة الكثونية تم تخصيصها حصريًا للأجسام العابرة للنبتون ذات الرنين المستقر، مثل بلوتينوس، والتي تظهر رنينًا بنسبة 3:2 مع نبتون. ومع ذلك، أظهر هاوميا رنينًا متقطعًا بنسبة 7:12، مما يجعله غير رنين وفقًا لتعريفات معينة. تم توضيح معايير التسمية هذه لاحقًا في أواخر عام 2019، عندما نص الاتحاد الفلكي الدولي على أنه يجب حجز الأرقام الكثونية خصيصًا للبلوتينو.
تم تدوين رمز كوكب هاوميا، ⟨⟩، في Unicode باسم U+1F77B. في حين أن رموز الكواكب عفا عليها الزمن إلى حد كبير في علم الفلك المعاصر، إلا أن 🝻 يجد استخدامه في المقام الأول بين المنجمين، على الرغم من ظهوره أيضًا في سياقات وكالة ناسا. ابتكر دينيس موسكوفيتش، وهو مهندس برمجيات مقيم في ماساتشوستس، هذا الرمز من خلال الجمع والتبسيط بين النقوش الصخرية في هاواي التي تمثل "المرأة" و"الولادة".
المدار
تُظهِر هاوميا فترة مدارية تبلغ 284 سنة أرضية، وحضيضًا شمسيًا يبلغ 35 وحدة فلكية، وميلًا مداريًا قدره 28 درجة. وصل الجسم إلى ذروته في أوائل عام 1992 ويقع حاليًا على بعد أكثر من 50 وحدة فلكية من الشمس. من المتوقع أن يكون مروره التالي في الحضيض الشمسي في عام 2133. يُظهر مدار هاوميا انحرافًا مركزيًا أعلى بشكل هامشي مقارنةً بالمكونات الأخرى لعائلته التصادمية. تُعزى هذه الظاهرة إلى الرنين المداري الدقيق لهوميا مع نبتون بنسبة 7:12، والذي غيّر مداره البدائي تدريجيًا على مدى مليار سنة تقريبًا عبر تأثير كوزاي، مما يسهل التبادل بين الميل المداري وزيادة الانحراف المركزي.
بقدرته البصرية 17.3، يُصنف هاوميا كثالث ألمع جسم في حزام كويبر، بعد بلوتو وماكيماكي. ويمكن تمييزه بسهولة باستخدام تلسكوب كبير للهواة. ومع ذلك، نظرًا للمحاذاة المدارية المشتركة للكواكب ومعظم أجسام النظام الشمسي الصغيرة، والتي نشأت من تكوينها داخل قرص النظام الشمسي البدائي، فقد ركزت المسوحات الأولية للأجسام البعيدة في الغالب على الإسقاط السماوي لهذا المستوى المشترك، المعروف باسم مسير الشمس. بعد استكشاف شامل لمنطقة السماء بالقرب من مسير الشمس، بدأت المسوحات الفلكية اللاحقة في استهداف الأجسام المضطربة ديناميكيًا في مدارات أعلى ميلًا، جنبًا إلى جنب مع الأجسام البعيدة التي تظهر حركات واضحة أبطأ عبر الكرة السماوية. في النهاية، شملت هذه المسوحات الشاملة موقع هاوميا، الذي يتميز بميله المداري الكبير وموقعه البعيد الحالي بالنسبة إلى مسير الشمس.
إن الاستقرار المداري طويل الأمد لهوميا طوال عمر النظام الشمسي أمر غير محتمل. أشارت محاكاة تبحث في المسارات المستقبلية لـ 34 جسمًا عابرًا لنبتون، إلى أن هاوميا يمتلك أعلى احتمال إحصائي لقذفه من مداره إلى الفضاء بين النجوم أو إلى النظام الشمسي الداخلي خلال مليار سنة القادمة.
رنين محتمل مع نبتون
من المفترض أن يحافظ هاوميا على رنين مداري متقطع بنسبة 7:12 مع نبتون. العقدة الصاعدة، المشار إليها بـ Ω، تخضع لمبادرات على مدار ما يقرب من 4.6 مليون سنة. يتم تعطيل هذا الرنين مرتين خلال كل دورة مبادره، ويحدث ذلك كل 2.3 مليون سنة تقريبًا، قبل أن يعيد تأسيس نفسه بعد حوالي مائة ألف عام. وبالتالي، وبسبب عدم الاستقرار المتأصل فيه، يصنف مارك بوي هذا التفاعل على أنه تفاعل غير رنين.
الدوران
يُظهر هاوميا اختلافات كبيرة في السطوع خلال فترة 3.9 ساعة، والتي تُعزى حصريًا إلى فترة دوران لهذه المدة. وتتجاوز سرعة دورانه سرعة دوران أي جسم معروف آخر في النظام الشمسي، بل وتتجاوز أي جسم سماوي آخر يتجاوز قطره 100 كيلومتر. في حين أن معظم الأجسام الدوارة في حالة التوازن الهيدروستاتيكي تتخذ شكلًا كرويًا مفلطحًا، فإن دوران هوميا السريع بشكل استثنائي يتسبب في تشوهه إلى شكل إهليلجي ثلاثي المحاور. إذا تسارع دوران هوميا بشكل أكبر، فمن المحتمل أن يتشوه إلى شكل الدمبل ومن ثم يتفتت. يُفترض أن نشأة هذا الدوران السريع هو حدث الاصطدام المسؤول عن تكوين أقماره الصناعية وعائلة الاصطدامات المرتبطة بها.
في الوقت الحالي، يُلاحظ المستوى الاستوائي لهوميا تقريبًا من حافة الأرض ويُظهر إزاحة طفيفة بالنسبة للمستويات المدارية لحلقته وقمره الخارجي هيشياكا. في حين افترض راغوزين وبراون (2009) في البداية وجود مستوى مشترك مع المستوى المداري لهيميا، فإن نماذجهم للنشوء الاصطدامي لأقمار هاوميا أشارت باستمرار إلى محاذاة المستوى الاستوائي لهوميا مع المستوى المداري لهيميا في حدود درجة واحدة تقريبًا. تم دعم هذه الفرضية من خلال ملاحظات الاحتجاب النجمي لعام 2017 بواسطة هوميا، والتي كشفت عن نظام حلقات متزامن تقريبًا مع المستوى المداري لهياكا وخط استواء هاوميا. وضع التحليل الرياضي اللاحق لبيانات الاحتجاب التي أجراها كوندراتييف وكورنوخوف (2018) قيودًا على زوايا الميل النسبية لخط استواء هاوميا فيما يتعلق بالمستويات المدارية لحلقته وهيياكا، وحدداها بأنها 3.2°±1.4° و2.0°±1.0°، على التوالي. نسبة إلى خط استواء هوميا.
الخصائص الفيزيائية
الحجم والشكل والتركيب
يمكن استنتاج أبعاد أي جسم في النظام الشمسي من حجمه البصري، وبعده عن مركز الشمس، والبياض. تبدو الأجرام السماوية مضيئة للمراقبين الأرضيين إما بسبب حجمها الكبير أو انعكاسيتها العالية. إذا تم تحديد انعكاسها (البياض)، يصبح من الممكن إجراء تقدير أولي لحجمها. في حين أن البياض لا يزال غير محدد بالنسبة لمعظم الأجسام البعيدة، فإن حجم هاوميا الكبير وسطوعها يسمحان بقياس انبعاثها الحراري، وبالتالي يعطي قيمة تقريبية لوضاءها، وبالتالي حجمها. ومع ذلك، فإن الحساب الدقيق لأبعاده أمر معقد بسبب سرعة دورانه السريعة. تتنبأ مبادئ الفيزياء الدورانية للأجسام القابلة للتشوه بأن جسمًا سماويًا يدور بسرعة هوميا سيحقق شكل التوازن لمجسم إهليلجي ثلاثي المحاور خلال فترة قصيرة تصل إلى مائة يوم. من المفترض أن غالبية تقلبات سطوع هاوميا لا تنتج عن اختلافات البياض الموضعية ولكن من العرض المتناوب لمناظر جانبها ونهايتها كما لوحظ من الأرض.
تم افتراض أن الخصائص الدورانية وسعة منحنى ضوء هاوميا تفرض قيودًا كبيرة على تركيبها الداخلي. بافتراض أن هوميا كان في حالة توازن هيدروستاتيكي ويمتلك كثافة منخفضة شبيهة بكثافة بلوتو - حيث يتميز بغطاء جليدي كبير يغطي نواة صخرية صغيرة - فإن دورانه السريع كان سيتسبب في درجة أكبر من الاستطالة مما يتوافق مع تقلبات سطوعه الملحوظة. وبالتالي، حدت هذه الاعتبارات من كثافته إلى نطاق يتراوح بين 2.6 و3.3 جم/سم3. في المقابل، يُظهر القمر، وهو جسم صخري، كثافة قدرها 3.3 جم/سم3، بينما تبلغ كثافة بلوتو، ممثل أجسام حزام كويبر الجليدية، 1.86 جم/سم§45§. تشمل الكثافة العالية المستنتجة لهوميا القيم المميزة لمعادن السيليكات مثل الزبرجد الزيتوني والبيروكسين، والتي تشكل العديد من الأجسام الصخرية داخل النظام الشمسي. وهذا يعني أيضًا أن التكوين الأساسي لهوميا هو الصخور المغطاة بطبقة جليدية رقيقة نسبيًا. ومن المعقول أن يكون الدثار الجليدي السميك، وهو أكثر سمات أجسام حزام كويبر الأخرى، قد قذف خلال حدث الاصطدام الذي شكل فيما بعد عائلة تصادمات هوم.
إن وجود أقمار هوميا يتيح تحديد الكتلة الإجمالية للنظام من خلال تطبيق قانون كبلر الثالث على معلماتها المدارية. ينتج عن هذا الحساب كتلة 4.2×1021 kg، والتي تشكل 28% من كتلة النظام البلوتوني و6% من كتلة القمر. تُنسب الغالبية العظمى من هذه الكتلة إلى هوميا نفسها. تم إجراء حسابات متعددة للنموذج الإهليلجي للتأكد من أبعاد هوميا. النموذج الأولي، الذي تم تطويره بعد الاكتشاف من عمليات رصد منحنى الضوء البصري الأرضي، أشار إلى طول إجمالي يتراوح من 1960 إلى 2500 كيلومتر وبياض بصري (pv) يتجاوز 0.6. تم تحديد شكل إهليلجي ثلاثي المحاور، بأبعاد تقريبية تبلغ 2000 × 1500 × 1000 كم وبياض قدره 0.71، باعتباره التكوين الأكثر احتمالًا. حددت الملاحظات التي أجراها تلسكوب سبيتزر الفضائي، باستخدام قياس الضوء عند أطوال موجية للأشعة تحت الحمراء تبلغ 70 ميكرومتر، قطرًا قدره 1,150+250
−100 كم وبياض قدره 0.84+0.1
−0.2. اقترحت التحليلات اللاحقة لمنحنيات الضوء قطرًا دائريًا مكافئًا يبلغ 1450 كيلومترًا. في عام 2010، قدم تحليل شامل دمج القياسات من تلسكوب هيرشل الفضائي مع بيانات تلسكوب سبيتزر السابقة تقديرًا منقحًا لقطر هوميا المكافئ، حوالي 1300 كيلومتر. تتلاقى تقديرات الحجم المستقلة هذه حول متوسط قطر هندسي يبلغ حوالي 1400 كيلومتر. بحلول عام 2013، حسّن تلسكوب هيرشل الفضائي قياسه للقطر الدائري المكافئ لهوميا إلى حوالي 1,240+69
−58 كم.
ومع ذلك، فإن الملاحظات التي تم إجراؤها من الاحتجاب النجمي في يناير 2017 قد أثارت قدرًا كبيرًا من عدم اليقين بشأن هذه الاستنتاجات السابقة. في حين احتفظ شكل هاوميا المُقاس بشكله الممدود المفترض سابقًا، إلا أن أبعاده بدت أكبر بكثير. أشارت البيانات المستمدة من الاحتجاب إلى أن أطول محور لهوميا يقارب قطر بلوتو، في حين أن قطره القطبي يبلغ نصف ذلك تقريبًا. بلغت الكثافة المحسوبة لاحقًا من شكل هوميا المرصود حوالي 1.8 جم/سم3، وهو ما يتوافق بشكل أوثق مع كثافات الأجسام الكبيرة الأخرى عبر نبتون (TNOs). إلا أن هذا الشكل المشتق بدا غير متوافق مع الجسم المتجانس في حالة توازن هيدروستاتيكي. على الرغم من ذلك، لا يزال هاوميا معروفًا كواحد من أكبر الأجسام المكتشفة بعد نبتون، فهو أصغر من إيريس وبلوتو، ويمكن مقارنته في الحجم بميكيماكي وربما غونغونغ، وأكبر من سيدنا وكواوار وأوركوس.
في عام 2019، سعى مسعى بحثي إلى التوفيق بين القياسات المتباينة لشكل هاوميا وكثافته من خلال النمذجة العددية، ومعاملة هاوميا كجرم سماوي متمايز. حددت هذه الدراسة أن الأبعاد التي تبلغ حوالي 2100 × 1680 × 1074 كم (مع المحور الطويل المصمم على فترات 25 كم) توفر الملاءمة الأمثل لشكل هاوميا المرصود أثناء الاحتجاب عام 2017. بشكل حاسم، أثبتت هذه الأبعاد أيضًا أنها متوافقة مع كل من السطح واللب الذي يظهر أشكالًا إهليلجية مختلفة في التوازن الهيدروستاتيكي. يشير النموذج المنقح لتشكل هوميا إلى وجود نواة تبلغ مساحتها حوالي 1,626 × 1,446 × 940 كم، وتتميز بكثافة عالية نسبيًا تبلغ حوالي 2.68 جم/سم3. تتضمن هذه الكثافة تركيبًا يتكون في الغالب من السيليكات المائية، مثل الكاولينيت. يحيط بهذا اللب غطاء جليدي، يتراوح سمكه من حوالي 70 كيلومترًا عند القطبين إلى 170 كيلومترًا على طول أطول محور لهوميا، ويشكل ما يصل إلى 17% من كتلته الإجمالية. يبلغ متوسط كثافة هوميا تقريبًا 2.018 g/cm§910§، مصحوبًا بوضاءة تبلغ حوالي 0.66.
خصائص السطح
في عام 2005، كشفت البيانات الطيفية التي حصل عليها تلسكوبا جيميني وكيك عن سمات بارزة لجليد الماء البلوري على سطح هاوميا، والتي تشبه إلى حد كبير تلك التي لوحظت على شارون، قمر بلوتو. تعتبر هذه النتيجة شاذة، نظرًا لأن الجليد البلوري يتشكل عادةً عند درجات حرارة تتجاوز 110 كلفن، في حين تظل درجة حرارة سطح هوميا أقل من 50 كلفن، وهو نظام يفضي إلى تكوين جليد غير متبلور. علاوة على ذلك، فإن السلامة الهيكلية للجليد البلوري تتعرض للخطر بسبب التدفق المستمر للأشعة الكونية والجزيئات الشمسية النشطة التي تؤثر على الأجسام العابرة للنبتون. يبلغ الجدول الزمني المقدر لتحول الجليد البلوري مرة أخرى إلى الحالة غير المتبلورة تحت هذا القصف حوالي عشرة ملايين سنة، وهو تناقض صارخ مع مليارات السنين التي احتلت فيها الأجسام ما بعد نبتون مواقعها المدارية المتجمدة الحالية.
من المتوقع أن يتسبب الضرر الناجم عن الإشعاع في احمرار وتغميق أسطح الأجسام ما بعد نبتون، خاصة عند وجود مكونات سطحية مشتركة مثل الجليد العضوي والمركبات الشبيهة بالثولين، يتجلى في بلوتو. وبالتالي، فإن أطياف وألوان هاوميا المرصودة تشير إلى أنها، جنبًا إلى جنب مع أفراد عائلتها المرتبطين بها، قد شهدت أحداثًا حديثة لإعادة الظهور إلى السطح، مما أدى إلى تعرض الجليد الطازج. ومع ذلك، لم يتم بعد اقتراح آلية موثوقة لتفسير ظاهرة إعادة الظهور هذه.
يُظهر هاوميا بياضًا عاليًا يتراوح من 0.6 إلى 0.8، مما يدل على وجود جليد بلوري. الأجسام الكبيرة الأخرى عبر نبتون (TNOs)، مثل إيريس، تمتلك بياضًا مماثلًا أو أكبر. تشير النمذجة الطيفية إلى أن 66% إلى 80% من سطح هوميا يتكون من جليد الماء البلوري النقي، مع المساهمين المحتملين في هذا البياض العالي بما في ذلك سيانيد الهيدروجين أو طين السيليكات. ومن المفترض أيضًا وجود أملاح السيانيد غير العضوية، مثل سيانيد النحاس والبوتاسيوم.
ومع ذلك، تقترح التحقيقات اللاحقة التي تستخدم التحليل الطيفي المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة سطحًا متجانسًا يتكون من خليط حميمي بنسبة 1:1 من الجليد غير المتبلور والجليد البلوري، إلى جانب مركبات عضوية بحد أقصى 8%. عدم اكتشاف هيدرات الأمونيا يمنع النشاط البركاني البارد. تدعم هذه الملاحظات الدراسات الديناميكية، التي تشير إلى أن حدث الاصطدام وقع منذ أكثر من 100 مليون سنة. علاوة على ذلك، فإن عدم وجود غاز ميثان يمكن اكتشافه في أطياف هاوميا يتماشى مع تاريخ تصادمي دافئ، والذي كان من شأنه أن يبدد هذه المركبات المتطايرة، على عكس الظروف التي لوحظت على ماكيماكي.
بينما يُظهر منحنى ضوء هاوميا تقلبات كبيرة تعزى إلى شكله غير المنتظم، مما يؤثر بشكل موحد على جميع الأطوال الموجية، فإن اختلافات الألوان الموضعية المتميزة التي لوحظت عبر الأطياف المرئية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء تكشف عن منطقة سطحية متباينة. الخصائص اللونية والبياض. على وجه التحديد، تم تحديد منطقة حمراء داكنة بارزة على سطح هاوميا الأبيض الساطع في سبتمبر 2009. تشير هذه الميزة، التي يحتمل أن تكون موقع اصطدام، إلى تركيز المعادن والمركبات العضوية (الغنية بالكربون)، أو بدلا من ذلك، وفرة أعلى من الجليد البلوري. وبالتالي، قد يُظهر سطح هاوميا مظهرًا مرقشًا، مشابهًا لسطح بلوتو، وإن كان أقل وضوحًا.
الحلقة
تم الاستدلال على وجود حلقة كوكبية حول هوميا من الاحتجاب النجمي الذي تم رصده في 21 يناير 2017، وتم تفصيله لاحقًا في منشور Nature في أكتوبر 2017. يمثل هذا الاكتشاف أول تعريف لنظام حلقة يدور حول جسم عبر نبتون (TNO). تتميز الحلقة بنصف قطر يبلغ حوالي 2287 كم، وعرض حوالي 70 كم، وعتامة تبلغ 0.5، وتقع الحلقة جيدًا ضمن حدود روش لهوميا. هذا الحد، المقدر بحوالي 4400 كيلومتر لجسم كروي، تم تمديده أكثر بسبب الشكل غير الكروي لهوميا.
يُظهر المستوى المداري للحلقة ميلًا بمقدار 3.2°±1.4° بالنسبة إلى المستوى الاستوائي لهوميا، مما يتماشى بشكل وثيق مع المستوى المداري لقمرها الخارجي الأكبر حجمًا، هيشياكا. علاوة على ذلك، تقع الحلقة بالقرب من رنين مدار مغزلي بنسبة 1:3 مع دوران هوميا، وهو ما يتوافق مع مسافة شعاعية تبلغ 2,285 ± 8 كم من مركز هوميا. تُقدر مساهمتها في سطوع هاوميا الإجمالي بنسبة 2.5%.
أظهرت دراسة أجراها أوثون كابو وينتر ومعاونوه عام 2019، والتي تبحث في ديناميكيات جسيمات الحلقة، أنه على الرغم من أن الرنين 1:3 مع دوران هاوميا غير مستقر ديناميكيًا، إلا أنه توجد منطقة مستقرة داخل مساحة الطور تتوافق مع الموقع المرصود لحلقة هاوميا. تشير هذه النتيجة إلى أن جسيمات الحلقة تحتل مدارات دورية دائرية متمركزة بالقرب من الرنين، ولكن ليس داخله.
الأقمار الصناعية
يدور حول هوميا قمرين صناعيين صغيرين: (136108) هوميا الأول، المسمى هيشياكا، و(136108) هوميا الثاني، المسمى ناماكا. تم التعرف على كلا القمرين الصناعيين في عام 2005 بواسطة دارين راجوزين ومايكل براون، باستخدام ملاحظات هاوميا التي أجريت في مرصد دبليو إم كيك.
تم اكتشاف هياكا، الذي أطلق عليه فريق أبحاث معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في البداية اسم "رودولف"، في 26 يناير 2005. وباعتباره القمر الخارجي والأكبر والأكثر سطوعًا للقمرين الصناعيين، ويبلغ قطره التقريبي 310 كم، يكتمل هياكا مدار دائري تقريبًا حول هاوميا كل 49 يومًا. تشير ميزات الامتصاص البارزة التي لوحظت عند 1.5 و2 ميكرومتر في طيف الأشعة تحت الحمراء إلى وجود سطح مغطى إلى حد كبير بجليد الماء البلوري النقي تقريبًا. هذا الطيف المميز، إلى جانب خطوط امتصاص مماثلة تم اكتشافها على هاوميا، دفع براون ومعاونيه إلى استنتاج أن سيناريو الالتقاط كان غير محتمل لتكوين النظام، مما يشير بدلاً من ذلك إلى أن أقمار هاوميا نشأت كأجزاء من أقمار هاوميا نفسها.
تم التعرف على ناماكا، وهو القمر الصناعي الداخلي الأصغر لهوميا، في 30 يونيو 2005، وتم تسميته بشكل غير رسمي "بليتزن". مع ما يقرب من عُشر كتلة هيياكا، يكمل ناماكا مدارًا مدته 18 يومًا حول هاوميا في مسار إهليلجي للغاية وغير كبلري. اعتبارًا من عام 2008، كان مداره مائلًا بمقدار 13 درجة بالنسبة للقمر الأكبر، مما يمارس تأثيرًا مضطربًا. تعتبر الانحرافات الكبيرة الملحوظة والميل المتبادل لمدارات الأقمار الصناعية أمرًا شاذًا، حيث أن تأثيرات المد والجزر تؤدي عادةً إلى تخميدها. من المحتمل أن يكون اللقاء الأخير مع رنين 3:1 مع هيياكا هو المسؤول عن الحالات المدارية المثارة حاليًا لأقمار هوم.
بين عامي 2008 و2011 تقريبًا، تمت ملاحظة مدارات أقمار هوميا بالقرب من حافة الأرض، مما أدى إلى احتجاب دوري لهوميا بواسطة ناماكا. كان من الممكن أن تسفر عمليات رصد العبور هذه عن بيانات دقيقة عن حجم وشكل هاوميا وأقماره، مما يعكس أحداثًا مماثلة شملت بلوتو وشارون في أواخر الثمانينيات. إن اكتشاف التغيير الدقيق في سطوع النظام أثناء هذه الاحتجابات كان سيتطلب تلسكوبًا احترافيًا بفتحة متوسطة على الأقل. أحدث احتجاب لهياكا لهوميا حدث في عام 1999، قبل اكتشافه بعدة سنوات، ومن غير المتوقع أن يتكرر لمدة 130 عامًا تقريبًا. بشكل فريد من بين الأقمار الصناعية العادية، شهد مدار ناماكا عزمًا كبيرًا من هيشياكا، وبالتالي الحفاظ على هندسة المشاهدة الملائمة لعبور ناماكا-هوميا لفترة ممتدة. تم توثيق حدث احتجاب واحد في 19 يونيو 2009 بواسطة مرصد بيكو دوس دياس في البرازيل.
العائلة المتصادمة
يمثل هاوميا أكبر مكون لعائلته التصادمية، وهو تجمع من الأجرام السماوية التي تتقاسم سمات فيزيائية ومدارية مماثلة، ويُفترض أنها نشأت من تفتيت جسم سلف أكبر بسبب حدث تصادم. تضم هذه العائلة، وهي المجموعة الأولى التي تم تحديدها بين الأجسام العابرة للنبتون (TNOs)، - بالإضافة إلى هوميا وأقماره الصناعية -(55636) 2002 TX300 (≈364 كم)، (24835) 1995 SM55 (≈174 كم)، (19308) 1996 إلى66 (≈200 كم)، (120178) 2003 OP32 (≈230 كم)، و(145453) 2005 RR43 (≈252 كم). افترض براون ومعاونوه أن هذه العائلة نتجت بشكل مباشر عن التأثير المسؤول عن تجريد غطاء هوميا الجليدي. ومع ذلك، هناك فرضية بديلة تقترح نشأة أكثر تعقيدًا: أن المواد التي تم طردها أثناء الاصطدام الأولي اندمجت لاحقًا لتشكل قمرًا كبيرًا لهوميا، والذي تم تجزئته بعد ذلك في اصطدام ثانوي، مما أدى إلى تناثر حطامه. يبدو أن هذا السيناريو الأخير يولد تشتت السرعة بين الشظايا الذي يتوافق بشكل أكثر دقة مع تشتت السرعة المرصودة لمكونات العائلة.
يشير وجود هذه العائلة الاصطدامية إلى أصل محتمل لهوميا والأجسام المرتبطة به داخل القرص المبعثر. وفي حزام كايبر المعاصر والموزع بشكل متناثر، فإن احتمال حدوث مثل هذا التأثير طوال تاريخ النظام الشمسي أقل من 0.1 بالمائة. إن تكوين عائلة داخل حزام كايبر البدائي الأكثر كثافة أمر غير محتمل، حيث أن مثل هذه المجموعة المقيدة بإحكام قد تعطلت بسبب هجرة نبتون إلى الحزام، والذي يعتبر سبب انخفاض كثافة الحزام الحالية. وبالتالي، يبدو من المعقول أن تكون منطقة القرص الديناميكية المتناثرة، حيث يكون احتمال حدوث مثل هذا الاصطدام مرتفعًا إلى حد كبير، بمثابة مكان ميلاد الكائن السلف الذي أدى إلى ظهور هاوميا والأعضاء المرتبطين به.
وبالنظر إلى أن انتشار المجموعة الملحوظ كان سيتطلب ما لا يقل عن مليار سنة، فمن المقدر أن حدث الاصطدام المسؤول عن تكوين عائلة هاوميا قد حدث على الأقل إلى هذا الحد في الماضي.
الاستكشاف
أجرت المركبة الفضائية نيو هورايزنز عمليات رصد بعيدة لهوميا في أكتوبر 2007، ويناير 2017، ومايو 2020، على مسافات تبلغ 49 وحدة فلكية، و59 وحدة فلكية، و63 وحدة فلكية على التوالي. سهّل مسار المركبة الفضائية، بعيدًا عن النظام الشمسي الداخلي، رصد هوميا عند زوايا طور عالية، والتي لا يمكن الوصول إليها من الأرض. سمح هذا بتوصيف خصائص تشتت الضوء السطحي لهوميا وسلوك منحنى الطور.
يمكن لمهمة الطيران إلى هاوميا أن تحقق وجهتها خلال 16.45 عامًا إذا تم إطلاقها في 1 نوفمبر 2026؛ 23 سبتمبر 2037؛ أو 29 أكتوبر 2038. يعتبر هاوميا هدفًا محتملاً لمهمات الاستكشاف المستقبلية، وهو ما يتجلى في الدراسات الأولية التي تبحث في مفهوم مسبار هاوميا وأقماره (الموجودة في 35-51 وحدة فلكية). وتشمل الاعتبارات التكنولوجية الحاسمة لمثل هذه المهام كتلة المسبار، وتوليد الطاقة، وأنظمة الدفع.
20000 فارونا: جسم كبير يدور بسرعة عبر كوكب نبتون ويتميز بشكل إهليلجي مطول.
- 20000 فارونا - جسم كبير عابر لنبتون سريع الدوران وله شكل إهليلجي ممدود
- 208996 آكليز: جسم آخر كبير يدور بسرعة عبر نبتون ويظهر شكلًا إهليلجيًا ممدودًا مشابهًا لهوميا.
- اصطلاحات التسمية الفلكية
- كيف قتلت بلوتو ولماذا حدث ذلك: مذكرات من تأليف مايك براون، نُشرت في عام 2010.
- قائمة كائنات النظام الشمسي حسب الحجم
ملاحظات
المراجع
معلومات بخصوص (136108) هوميا وهيشياكا وناماكا (آخر تحديث في 21 سبتمبر 2014).
- (136108) هاوميا وهيشياكا وناماكا في Johnston's Archive.com (تم التحديث في 21 سبتمبر 2014)
- بودكاست من السنة الدولية لعلم الفلك 2009: الكوكب القزم هوميا، بمشاركة دارين راجوزين.
- أجريت مراقبة لهوميا في 10 يونيو 2011 بواسطة مايك براون باستخدام WHT بطول 4.20 متر (165 بوصة)، وقد وثقت انخفاضًا في السطوع بين حوالي 0:30 و3:30. تُعزى هذه الظاهرة إلى عبور ناماكا لهوميا. بينما تم مزج القمر الخارجي Hiʻiaka في الصور، فقد أدت فترة دورانه البالغة 4.5 ساعات إلى ظهور اختلافات طفيفة في السطوع.
- تُصور هذه الرسوم المتحركة الرنين المداري المتقطع 7:12 بين هوميا ونبتون، مما يُسقط ديناميكياته على مدى 3.5 مليون سنة لاحقة.