Haumea

Haumea, offiziell als Kleinplanet 136108 Haumea bezeichnet, ist ein Zwergplanet, der sich außerhalb der Umlaufbahn von Neptun befindet. Seine erste Entdeckung erfolgte 2004 durch ein Caltech-Team unter der Leitung von Mike Brown am Palomar-Observatorium. Anschließend, im Jahr 2005, gab ein Team unter der Leitung von José Luis Ortiz Moreno am spanischen Sierra-Nevada-Observatorium offiziell seine Identifizierung bekannt, nachdem es es in Vorfundbildern aus dem Jahr 2003 lokalisiert hatte. Nach dieser Ankündigung wurde ihm die vorläufige Bezeichnung 2003 EL61 zugewiesen.

Haumea (Kleinplanetenbezeichnung: 136108 Haumea) ist ein Zwergplanet, der sich jenseits der Umlaufbahn von Neptun befindet. Es wurde 2004 von einem Team unter der Leitung von Mike Brown vom Caltech am Palomar-Observatorium entdeckt und 2005 offiziell von einem Team unter der Leitung von José Luis Ortiz Moreno am Sierra Nevada-Observatorium in Spanien bekannt gegeben, der es in diesem Jahr in vom Team im Jahr 2003 aufgenommenen Vorfundbildern entdeckt hatte. Nach dieser Ankündigung erhielt es die vorläufige Bezeichnung 2003 EL₆₁.

Am 17. September 2008 benannte die Internationale Astronomische Union (IAU) das Objekt offiziell nach der hawaiianischen Göttin der Geburt und Fruchtbarkeit Haumea und nahm damit seine Einstufung als Zwergplanet vorweg. Aktuelle Schätzungen gehen davon aus, dass Haumea nach Eris und Pluto das drittgrößte bekannte transneptunische Objekt ist und eine Größe hat, die mit Titania, einem der Uranusmonde, vergleichbar ist. Historische Vorbergungsbilder von Haumea wurden bis zum 22. März 1955 zurückverfolgt.

Haumea besitzt eine Masse, die etwa einem Drittel der von Pluto und 1/1400 der Erde entspricht. Während seine genaue Form direkt unbeobachtet bleibt, deuten Analysen seiner Lichtkurve auf eine Form hin, die mit einem Jacobi-Ellipsoid übereinstimmt – einer für einen Zwergplaneten charakteristischen Form –, bei dem seine Hauptachse doppelt so lang ist wie seine Nebenachse. Im Oktober 2017 berichteten Astronomen über die Entdeckung eines Ringsystems, das Haumea umgibt, und markierten damit die erste Entdeckung eines solchen Systems um sowohl ein transneptunisches Objekt als auch einen Zwergplaneten.

Bis vor Kurzem wurde angenommen, dass Haumeas Gravitationskraft ausreicht, um ein hydrostatisches Gleichgewicht zu erreichen; Allerdings ist diese Einschätzung mittlerweile ungewiss. Es wird angenommen, dass die verlängerte Morphologie, die schnelle Rotationsperiode, die erkennbaren Ringe und die erhöhte Albedo des Zwergplaneten (zurückzuführen auf eine Oberfläche aus kristallinem Wassereis) das Ergebnis eines kolossalen Einschlagereignisses sind. Es wird angenommen, dass diese Kollision Haumea zum wesentlichsten Bestandteil einer Kollisionsfamilie gemacht hat, die als Haumea-Familie bekannt ist und mehrere prominente transneptunische Objekte und ihre beiden identifizierten Monde Hiʻiaka und Namaka umfasst.

Historischer Kontext

Discovery

Die Entdeckung von Haumea wird zwei unterschiedlichen Forschungsteams zugeschrieben. Ein Team, bestehend aus Mike Brown vom Caltech, David Rabinowitz von der Yale University und Chad Trujillo vom Gemini Observatory in Hawaii, identifizierte Haumea am 28. Dezember 2004 anhand von Bildern, die am 6. Mai 2004 aufgenommen wurden. Anschließend, am 20. Juli 2005, veröffentlichte dieses Team eine Online-Zusammenfassung mit detaillierten Einzelheiten zu ihren Ergebnissen, die sie auf einer Konferenz im September offiziell vorstellen wollten 2005.

Gleichzeitig lokalisierten José Luis Ortiz Moreno und seine Forschungsgruppe am Instituto de Astrofísica de Andalucía am Sierra-Nevada-Observatorium in Spanien Haumea in Bildern, die zwischen dem 7. und 10. März 2003 aufgenommen wurden. Ortiz teilte ihre Entdeckung anschließend am Abend des 27. Juli 2005 per E-Mail dem Minor Planet Center mit.

Zunächst bestätigte Brown Ortiz‘ Entdeckungsanspruch. Allerdings entwickelte Brown später den Verdacht eines betrügerischen Verhaltens des spanischen Teams, nachdem er herausfand, dass das Sierra Nevada Observatory am Tag vor der Bekanntgabe seiner Entdeckung auf seine Beobachtungsprotokolle zugegriffen hatte. Dieser Zugang, ein Detail, das in ihrer Ankündigung nicht offengelegt wurde, widersprach der üblichen Praxis. Die Protokolle enthielten genügend Daten, damit das Ortiz-Team Haumea in seinen Bildern aus dem Jahr 2003 identifizieren konnte. Darüber hinaus wurde erneut auf diese Protokolle zugegriffen, kurz bevor Ortiz mit dem Teleskop Zeit hatte, um Bestätigungsbilder für eine spätere Bekanntgabe an das MPC am 29. Juli aufzunehmen. Ortiz bestätigte anschließend den Zugriff auf die Caltech-Beobachtungsprotokolle, bestritt jedoch jegliche Unangemessenheit und behauptete, dass seine Absicht ausschließlich darin bestand, die Identifizierung eines neuartigen Himmelskörpers zu überprüfen.

Gemäß dem Protokoll der Internationalen Astronomischen Union (IAU) wird die Entdeckung eines Kleinplaneten dem ersten Unternehmen zuerkannt, das dem Minor Planet Center (MPC) einen Bericht mit ausreichenden Positionsdaten für eine genaue Orbitalbestimmung vorlegt. Der anerkannte Entdecker hat in der Regel Vorrang bei der Auswahl eines Namens. Dennoch wurde in der Ankündigung der IAU vom 17. September 2008 bezüglich der Benennung Haumeas durch ein gemeinsames Komitee für potenzielle Zwergplaneten insbesondere jegliche Erwähnung eines bestimmten Entdeckers unterlassen. Während das mit dem spanischen Team verbundene Sierra-Nevada-Observatorium als Entdeckungsort genannt wurde, entstand der angenommene Name Haumea aus dem Caltech-Vorschlag. Ortiz‘ ​​Team hatte „Ataecina“ vorgeschlagen, eine alte iberische Frühlingsgöttin; Diese chthonische Gottheit wäre für einen Plutino geeignet gewesen, eine Klassifizierung, in die Haumea nicht passt.

Nomenklatur und Bezeichnung

Vor seiner offiziellen Benennung bezeichnete das Caltech-Entdeckungsteam ihn aufgrund seiner Entdeckung am 28. Dezember 2004, kurz nach Weihnachten, intern als „Santa“. Umgekehrt reichte das spanische Team den ersten Entdeckungsanspruch im Juli 2005 beim Minor Planet Center ein. Infolgedessen erhielt Haumea am 29. Juli 2005 die vorläufige Bezeichnung 2003 EL₆₁, abgeleitet vom Datum des Entdeckungsbildes des spanischen Teams. Anschließend, am 7. September 2006, wurde er im offiziellen Kleinplanetenregister offiziell als (136108) 2003 EL₆₁ katalogisiert und nummeriert.

Unter Einhaltung der damals aktuellen Richtlinien der Internationalen Astronomischen Union (IAU), die vorschrieben, dass klassische Kuipergürtelobjekte nach mythologischen Schöpfungsgottheiten benannt werden müssen, schlug das Caltech-Team im September 2006 Namen vor, die aus der hawaiianischen Mythologie abgeleitet sind IAU für (136108) 2003 EL₆₁ und seine Satelliten mit der Absicht, „den Ort zu würdigen, an dem die Satelliten entdeckt wurden“. Diese Namen wurden von David Rabinowitz, einem Mitglied des Caltech-Teams, vorgeschlagen. Haumea, die Matronengöttin der Insel Hawaii, wird mit Mauna Kea in Verbindung gebracht, dem Standort der Observatorien Gemini und W. M. Keck. Darüber hinaus wurde ihre Identifikation mit Papa, der Erdgöttin und Gemahlin von Wākea (Weltraum), damals als passend erachtet, da die vorherrschende Hypothese galt, dass Haumea fast ausschließlich aus festem Gestein bestand und der erhebliche Eismantel über einem kleinen Felskern fehlte, der für andere bekannte Kuipergürtelobjekte charakteristisch ist. Schließlich stimmt Haumeas Rolle als Göttin der Fruchtbarkeit und Geburt, deren zahlreiche Nachkommen aus verschiedenen Teilen ihres Körpers hervorgingen, metaphorisch mit dem hypothetischen Schwarm eisiger Fragmente überein, von denen angenommen wird, dass sie sich während einer antiken Kollision vom Hauptkörper gelöst haben. Folglich tragen die beiden identifizierten Monde, von denen ebenfalls angenommen wird, dass sie durch diesen Prozess entstanden sind, die Namen von zwei von Haumeas Töchtern: Hiʻiaka und Nāmaka.

Der vom Ortiz-Team vorgeschlagene Name, Ataecina, entsprach nicht den IAU-Namenskonventionen, da chthonische Gottheitsnamen ausschließlich stabil resonanten transneptunischen Objekten wie Plutinos zugewiesen wurden, die eine 3:2-Resonanz mit aufweisen Neptun. Haumea zeigte jedoch eine intermittierende 7:12-Resonanz, was es nach bestimmten Definitionen nicht resonant machte. Diese Benennungskriterien wurden später Ende 2019 klargestellt, als die IAU festlegte, dass chthonische Figuren speziell für Plutinos reserviert werden sollten.

Haumeas Planetensymbol ⟨⟩ ist in Unicode als U+1F77B kodifiziert. Während Planetensymbole in der zeitgenössischen Astronomie weitgehend veraltet sind, wird 🝻 hauptsächlich von Astrologen verwendet, obwohl es auch im NASA-Kontext aufgetaucht ist. Dieses Symbol wurde von Denis Moskowitz, einem in Massachusetts ansässigen Softwareentwickler, durch die Kombination und Vereinfachung hawaiianischer Petroglyphen konzipiert, die „Frau“ und „Geburt“ darstellen.

Umlaufbahn

Haumea weist eine Umlaufperiode von 284 Erdenjahren, ein Perihel von 35 AE und eine Umlaufbahnneigung von 28° auf. Das Objekt erreichte seinen Aphel Anfang 1992 und befindet sich derzeit über 50 AE von der Sonne entfernt. Sein nächster Periheldurchgang wird für das Jahr 2133 prognostiziert. Haumeas Umlaufbahn weist im Vergleich zu anderen Bestandteilen seiner Kollisionsfamilie eine geringfügig höhere Exzentrizität auf. Dieses Phänomen wird auf Haumeas subtile 7:12-Orbitalresonanz mit Neptun zurückgeführt, der seine ursprüngliche Umlaufbahn über etwa eine Milliarde Jahre durch den Kozai-Effekt schrittweise verändert hat, was den Austausch zwischen Orbitalneigung und erhöhter Exzentrizität erleichtert.

Mit einer visuellen Helligkeit von 17,3 ist Haumea nach Pluto und das dritthellste Objekt im Kuipergürtel Makemake und ist mit einem großen Amateurteleskop leicht erkennbar. Aufgrund der gemeinsamen Umlaufbahnausrichtung von Planeten und den meisten kleinen Körpern des Sonnensystems, die aus ihrer Entstehung innerhalb der ursprünglichen Scheibe des Sonnensystems resultiert, konzentrierten sich erste Untersuchungen nach entfernten Objekten jedoch überwiegend auf die Himmelsprojektion dieser gemeinsamen Ebene, die als Ekliptik bekannt ist. Nach gründlicher Erkundung der Himmelsregion in der Nähe der Ekliptik begannen nachfolgende astronomische Untersuchungen mit dem Ziel, Objekte ins Visier zu nehmen, die sich dynamisch in Umlaufbahnen mit höherer Neigung bewegten, sowie weiter entfernte Körper, die langsamere scheinbare Bewegungen über die Himmelssphäre zeigten. Letztendlich umfassten diese umfassenden Untersuchungen den Standort von Haumea, der durch seine signifikante Orbitalneigung und seine gegenwärtig entfernte Position relativ zur Ekliptik gekennzeichnet ist.

Haumeas langfristige Orbitalstabilität während der gesamten Lebensdauer des Sonnensystems ist unwahrscheinlich. Eine Simulation, die die zukünftigen Flugbahnen von 34 transneptunischen Objekten untersuchte, zeigte, dass Haumea die höchste statistische Wahrscheinlichkeit hatte, innerhalb der nächsten Milliarde Jahre aus seiner Umlaufbahn entweder in den interstellaren Raum oder in das innere Sonnensystem geschleudert zu werden.

Mögliche Resonanz mit Neptun

Es wird angenommen, dass Haumea eine intermittierende Orbitalresonanz von 7:12 mit Neptun aufrechterhält. Der aufsteigende Knoten, mit Ω bezeichnet, durchläuft über etwa 4,6 Millionen Jahre eine Präzession. Diese Resonanz wird innerhalb jedes Präzessionszyklus zweimal unterbrochen, was etwa alle 2,3 Millionen Jahre geschieht, bevor sie sich nach etwa hunderttausend Jahren wieder aufbaut. Aufgrund der inhärenten Instabilität klassifiziert Marc Buie diese Wechselwirkung daher als nicht resonant.

Rotation

Haumea weist über einen Zeitraum von 3,9 Stunden erhebliche Leuchtkraftschwankungen auf, die ausschließlich auf eine Rotationsperiode dieser Dauer zurückzuführen sind. Diese Rotationsgeschwindigkeit übertrifft die jedes anderen bekannten Gleichgewichtskörpers im Sonnensystem und sogar die jedes anderen Himmelsobjekts mit einem Durchmesser von mehr als 100 km. Während die meisten rotierenden Körper im hydrostatischen Gleichgewicht eine abgeflachte Kugelform annehmen, verformt sich Haumea aufgrund seiner außergewöhnlich schnellen Rotation zu einem dreiachsigen Ellipsoid. Sollte sich Haumeas Rotation weiter beschleunigen, würde es sich wahrscheinlich in eine Hantelform verformen und anschließend fragmentieren. Es wird vermutet, dass der Ursprung dieser schnellen Rotation das Aufprallereignis ist, das für die Bildung seiner Satelliten und der damit verbundenen Kollisionsfamilie verantwortlich ist.

Derzeit wird Haumeas Äquatorialebene fast von der Kante der Erde aus beobachtet und weist einen leichten Versatz relativ zu den Orbitalebenen seines Rings und seines äußersten Mondes, Hiʻiaka, auf. Während Ragozzine und Brown (2009) ursprünglich eine Koplanarität mit Hiʻiakas Orbitalebene postulierten, zeigten ihre Modelle für die Kollisionsentstehung von Haumeas Satelliten durchgängig eine Ausrichtung von Haumeas Äquatorialebene mit Hiʻiakas Orbitalebene auf etwa 1° genau. Diese Hypothese wurde durch Beobachtungen einer Sternbedeckung durch Haumea im Jahr 2017 bestätigt, die ein Ringsystem enthüllte, das ungefähr mit der Orbitalebene von Hiʻiaka und dem Äquator von Haumea zusammenfiel. Die anschließende mathematische Analyse der Bedeckungsdaten durch Kondratyev und Kornoukhov (2018) legte Beschränkungen für die relativen Neigungswinkel des Haumeas-Äquators in Bezug auf die Orbitalebenen seines Rings und Hiʻiaka fest und bestimmte sie auf 3,2°±1,4° und 2,0°±1,0°. bzw. relativ zum Haumea-Äquator.

Physikalische Eigenschaften

Größe, Form und Zusammensetzung

Die Abmessungen eines Objekts im Sonnensystem können aus seiner optischen Größe, seinem heliozentrischen Abstand und seiner Albedo abgeleitet werden. Himmelskörper erscheinen für terrestrische Beobachter entweder aufgrund ihrer beträchtlichen Größe oder ihres hohen Reflexionsvermögens leuchtend. Sollte ihr Reflexionsvermögen (Albedo) bestimmt werden, ist eine vorläufige Schätzung ihrer Größe möglich. Während die Albedo für die entferntesten Objekte unbestimmt bleibt, erlauben die beträchtliche Größe und Helligkeit von Haumea die Messung seiner thermischen Emission, wodurch sich ein ungefährer Wert für seine Albedo und damit für seine Größe ergibt. Allerdings ist die genaue Berechnung seiner Abmessungen aufgrund seiner hohen Rotationsgeschwindigkeit schwierig. Die Prinzipien der Rotationsphysik für verformbare Körper sagen voraus, dass ein Himmelsobjekt, das sich mit Haumeas Geschwindigkeit dreht, innerhalb von nur einhundert Tagen die Gleichgewichtsform eines dreiachsigen Ellipsoids erreichen wird. Es wird vermutet, dass der Großteil der Helligkeitsschwankungen von Haumea nicht auf lokale Albedoschwankungen zurückzuführen ist, sondern auf die abwechselnde Darstellung seiner Seiten- und Endansichten, wie sie von der Erde aus beobachtet werden.

Es wurde postuliert, dass die Rotationseigenschaften und die Amplitude der Lichtkurve von Haumea erhebliche Einschränkungen für seine innere Zusammensetzung auferlegen. Unter der Annahme, dass sich Haumea im hydrostatischen Gleichgewicht befände und eine niedrige Dichte ähnlich der von Pluto aufwiese – mit einem beträchtlichen Eismantel über einem kleinen Gesteinskern – hätte seine schnelle Rotation einen größeren Grad an Dehnung hervorgerufen, als es mit den beobachteten Helligkeitsschwankungen vereinbar ist. Diese Überlegungen begrenzten daher seine Dichte auf einen Bereich von 2,6–3,3 g/cm³. Im Gegensatz dazu weist der Mond, ein Gesteinskörper, eine Dichte von 3,3 g/cm³ auf, während Pluto, repräsentativ für eisige Kuipergürtelobjekte, eine Dichte von 1,86 g/cm³ aufweist. Haumeas abgeleitete hohe Dichte umfasst Werte, die für Silikatmineralien wie Olivin und Pyroxen charakteristisch sind, die zahlreiche Gesteinskörper im Sonnensystem bilden. Dies deutete weiter darauf hin, dass die Hauptzusammensetzung von Haumea aus Gestein besteht, über dem sich eine vergleichsweise dünne Eisschicht befindet. Es ist plausibel, dass während des Einschlagereignisses, das später die Haumesche Kollisionsfamilie bildete, ein dicker Eismantel ausgestoßen wurde, der eher für andere Objekte des Kuipergürtels charakteristisch ist.

Die Anwesenheit von Haumeas Monden ermöglicht die Bestimmung der Gesamtmasse des Systems durch die Anwendung des dritten Keplerschen Gesetzes auf ihre Umlaufbahnparameter. Diese Berechnung ergibt eine Masse von 4,2×10²¹ kg, was 28 % der Masse des plutonischen Systems und 6 % der Masse des Mondes ausmacht. Der überwiegende Teil dieser Masse wird Haumea selbst zugeschrieben. Zur Ermittlung der Abmessungen von Haumea wurden mehrere Ellipsoidmodellberechnungen durchgeführt. Das ursprüngliche Modell, das nach der Entdeckung aus bodengestützten optischen Lichtkurvenbeobachtungen entwickelt wurde, ergab eine Gesamtlänge von 1.960 bis 2.500 km und eine visuelle Albedo (p_v) von mehr als 0,6. Anschließend wurde eine dreiachsige Ellipsoidform mit ungefähren Abmessungen von 2.000 × 1.500 × 1.000 km und einer Albedo von 0,71 als wahrscheinlichste Konfiguration identifiziert. Beobachtungen, die mit dem Spitzer-Weltraumteleskop unter Verwendung von Photometrie bei Infrarotwellenlängen von 70 μm durchgeführt wurden, ergaben einen Durchmesser von 1.150+250
−100 km und eine Albedo von 0,84+0,1
−0,2. Nachfolgende Analysen der Lichtkurven ergaben einen äquivalenten Kreisdurchmesser von 1.450 km. Im Jahr 2010 lieferte eine umfassende Analyse, die Messungen des Herschel-Weltraumteleskops mit früheren Daten des Spitzer-Teleskops kombinierte, eine überarbeitete Schätzung für Haumeas Äquivalentdurchmesser von etwa 1.300 km. Diese unabhängigen Größenschätzungen konvergieren um einen durchschnittlichen geometrischen Mitteldurchmesser von etwa 1.400 km. Bis 2013 verfeinerte das Herschel-Weltraumteleskop seine Messung des äquivalenten Kreisdurchmessers von Haumea auf ungefähr 1.240+69
−58 km.

Dennoch führten Beobachtungen einer Sternbedeckung im Januar 2017 zu erheblicher Unsicherheit hinsichtlich dieser früheren Schlussfolgerungen. Während Haumeas gemessene Form ihre zuvor angenommene längliche Form beibehielt, erschienen ihre Abmessungen wesentlich größer. Aus der Bedeckung gewonnene Daten zeigten, dass Haumeas längste Achse ungefähr dem Durchmesser von Pluto entspricht, während sein Poldurchmesser etwa halb so groß ist. Die anschließend aus Haumeas beobachteter Form berechnete Dichte betrug ungefähr 1,8 g/cm³, was besser mit den Dichten anderer wesentlicher transneptunischer Objekte (TNOs) übereinstimmt. Diese abgeleitete Form schien jedoch mit einem homogenen Körper im hydrostatischen Gleichgewicht unvereinbar zu sein. Dennoch gilt Haumea nach wie vor als eines der größten entdeckten transneptunischen Objekte. Es ist kleiner als Eris und Pluto, in der Größe mit Makemake und möglicherweise Gonggong vergleichbar und größer als Sedna, Quaoar und Orcus.

Im Jahr 2019 versuchte ein Forschungsvorhaben, die unterschiedlichen Messungen von Haumeas Form und Dichte durch numerische Modellierung in Einklang zu bringen und Haumea als differenzierten Himmelskörper zu behandeln. Diese Studie ergab, dass Abmessungen von etwa 2.100 × 1.680 × 1.074 km (wobei die Längsachse in Abständen von 25 km modelliert wurde) die optimale Passform für Haumeas beobachtete Form während der Bedeckung im Jahr 2017 darstellten. Entscheidend ist, dass diese Abmessungen auch damit übereinstimmen, dass sowohl die Oberfläche als auch der Kern im hydrostatischen Gleichgewicht skalenförmige Ellipsoidformen aufweisen. Das verfeinerte Modell der Morphologie von Haumea lässt auf das Vorhandensein eines Kerns mit einer Größe von etwa 1.626 × 1.446 × 940 km schließen, der durch eine vergleichsweise hohe Dichte von etwa 2,68 g/cm³ gekennzeichnet ist. Diese Dichte impliziert eine Zusammensetzung, die überwiegend aus hydratisierten Silikaten wie Kaolinit besteht. Dieser Kern ist von einem Eismantel umgeben, dessen Dicke zwischen etwa 70 km an den Polen und 170 km entlang der längsten Achse von Haumea variiert und der bis zu 17 % seiner Gesamtmasse ausmacht. Haumeas geschätzte mittlere Dichte beträgt ungefähr 2,018 g/cm§9^10§, begleitet von einer Albedo von ungefähr 0,66.

Oberflächeneigenschaften

Im Jahr 2005 enthüllten die von den Gemini- und Keck-Teleskopen erfassten Spektraldaten markante Merkmale von kristallinem Wassereis auf der Oberfläche von Haumea, die denen auf Charon, dem Mond von Pluto, stark ähneln. Dieser Befund ist ungewöhnlich, da sich kristallines Eis typischerweise bei Temperaturen über 110 K bildet, während die Oberflächentemperatur von Haumea unter 50 K bleibt, ein Bereich, der die Bildung von amorphem Eis begünstigt. Darüber hinaus wird die strukturelle Integrität des kristallinen Eises durch den kontinuierlichen Einstrom kosmischer Strahlung und energiereicher Sonnenteilchen, die auf transneptunische Objekte treffen, beeinträchtigt. Die geschätzte Zeitspanne für den Übergang von kristallinem Eis in einen amorphen Zustand unter einem solchen Bombardement beträgt etwa zehn Millionen Jahre, ein starker Kontrast zu den Milliarden von Jahren, in denen transneptunische Objekte ihre derzeitigen kalten Orbitalpositionen eingenommen haben.

Strahlungsbedingte Schäden werden voraussichtlich zu einer Rötung und Verdunkelung der Oberflächen transneptunischer Objekte führen, insbesondere wenn gemeinsame Oberflächenbestandteile wie organisches Eis und tholinähnliche Verbindungen vorhanden sind, wie dargestellt von Pluto. Folglich deuten die beobachteten Spektren und Farben von Haumea darauf hin, dass es zusammen mit seinen assoziierten Familienmitgliedern in jüngster Zeit Auftauchereignisse erlebt hat, die zur Freilegung von frischem Eis führten. Dennoch muss noch ein glaubwürdiger Mechanismus zur Erklärung dieses Phänomens der Oberflächenerneuerung vorgeschlagen werden.

Haumea weist eine hohe Albedo auf, die zwischen 0,6 und 0,8 liegt, was auf kristallines Eis hinweist. Andere große Transneptunische Objekte (TNOs) wie Eris besitzen vergleichbare oder größere Albedos. Die Spektralmodellierung legt nahe, dass 66 bis 80 % der Oberfläche von Haumea aus reinem kristallinem Wassereis bestehen, wobei zu dieser hohen Albedo möglicherweise Cyanwasserstoff oder Phyllosilikat-Tone beitragen könnten. Es wird auch das Vorhandensein anorganischer Cyanidsalze wie Kupferkaliumcyanid vermutet.

Nachfolgende Untersuchungen mittels sichtbarer und nahinfraroter Spektroskopie deuten jedoch auf eine homogene Oberfläche hin, die aus einer innigen 1:1-Mischung aus amorphem und kristallinem Eis sowie maximal 8 % organischen Verbindungen besteht. Der Nichtnachweis von Ammoniakhydrat schließt kryovulkanische Aktivität aus. Diese Beobachtungen bestätigen dynamische Studien, die darauf hinweisen, dass das Kollisionsereignis vor über 100 Millionen Jahren stattfand. Darüber hinaus geht das Fehlen von nachweisbarem Methan in den Spektren von Haumea mit einer warmen Kollisionsgeschichte einher, die solche flüchtigen Verbindungen im Gegensatz zu den auf Makemake beobachteten Bedingungen zerstreut hätte.

Während die Lichtkurve von Haumea erhebliche Schwankungen aufweist, die auf ihre unregelmäßige Form zurückzuführen sind und sich gleichmäßig auf alle Wellenlängen auswirken, offenbaren deutliche, lokalisierte Farbvariationen, die über sichtbare und nahinfrarote Spektren beobachtet werden, einen Oberflächenbereich mit unterschiedlichen chromatischen und Albedo-Eigenschaften. Insbesondere wurde im September 2009 ein markanter dunkelroter Bereich auf der ansonsten strahlend weißen Oberfläche von Haumea identifiziert. Dieses Merkmal, möglicherweise eine Einschlagstelle, deutet auf eine Konzentration von Mineralien und organischen (kohlenstoffreichen) Verbindungen oder alternativ auf eine größere Häufigkeit von kristallinem Eis hin. Folglich könnte Haumeas Oberfläche ein gesprenkeltes Aussehen aufweisen, analog zu Plutos, wenn auch weniger ausgeprägt.

Ring

Die Existenz eines zirkumplanetaren Rings um Haumea wurde aus einer am 21. Januar 2017 beobachteten Sternbedeckung abgeleitet und anschließend in einer Nature-Publikation vom Oktober 2017 detailliert beschrieben. Diese Entdeckung markiert die erste Identifizierung eines Ringsystems, das ein Transneptunisches Objekt (TNO) umkreist. Der Ring zeichnet sich durch einen Radius von etwa 2.287 km, eine Breite von etwa 70 km und eine Opazität von 0,5 aus und liegt deutlich innerhalb der Roche-Grenze von Haumea. Diese Grenze, die für einen kugelförmigen Körper auf etwa 4.400 km geschätzt wird, wird aufgrund der nicht kugelförmigen Form von Haumea noch weiter ausgedehnt.

Die Umlaufebene des Rings weist eine Neigung von 3,2°±1,4° relativ zur Äquatorialebene von Haumea auf und stimmt eng mit der Umlaufebene seines größeren, äußeren Satelliten Hiʻiaka überein. Darüber hinaus befindet sich der Ring in der Nähe der 1:3-Bahn-Spin-Resonanz mit Haumeas Rotation, was einer radialen Entfernung von 2.285 ± 8 km von Haumeas Zentrum entspricht. Sein Beitrag zur Gesamthelligkeit von Haumea wird auf 2,5 % geschätzt.

Eine Studie von Othon Cabo Winter und Mitarbeitern aus dem Jahr 2019, die die Dynamik von Ringpartikeln untersuchte, zeigte, dass die 1:3-Resonanz mit Haumeas Rotation zwar dynamisch instabil ist, im Phasenraum jedoch ein stabiler Bereich existiert, der der beobachteten Position von Haumeas Ring entspricht. Dieser Befund legt nahe, dass die Ringpartikel kreisförmige, periodische Umlaufbahnen einnehmen, die in der Nähe, aber nicht innerhalb der Resonanz positioniert sind.

Satelliten

Haumea wird von zwei kleinen Satelliten umkreist: (136108) Haumea I, genannt Hiʻiaka, und (136108) Haumea II, genannt Namaka. Beide Satelliten wurden 2005 von Darin Ragozzine und Michael Brown anhand von Beobachtungen von Haumea identifiziert, die am W. M. Keck-Observatorium durchgeführt wurden.

Hiʻiaka, vom Caltech-Forschungsteam zunächst „Rudolph“ genannt, wurde am 26. Januar 2005 entdeckt. Als äußerer, größerer und hellerer der beiden Satelliten mit einem Durchmesser von ungefähr 310 km vervollständigt Hiʻiaka eine nahezu vollständige Vervollständigung alle 49 Tage eine kreisförmige Umlaufbahn um Haumea. Markante Absorptionsmerkmale, die bei 1,5 und 2 Mikrometern in seinem Infrarotspektrum beobachtet werden, weisen auf eine Oberfläche hin, die größtenteils von nahezu reinem kristallinem Wassereis bedeckt ist. Dieses charakteristische Spektrum, gepaart mit analogen Absorptionslinien, die auf Haumea entdeckt wurden, veranlasste Brown und seine Mitarbeiter zu der Schlussfolgerung, dass ein Einfangszenario für die Entstehung des Systems unwahrscheinlich sei, und legten stattdessen nahe, dass die Haumäischen Monde als Fragmente von Haumea selbst entstanden seien.

Namaka, Haumeas kleinerer innerer Satellit, wurde am 30. Juni 2005 identifiziert und informell „Blitzen“ genannt. Mit etwa einem Zehntel der Masse von Hiʻiaka durchläuft Namaka eine 18-tägige Umlaufbahn um Haumea auf einer stark elliptischen, nicht-keplerschen Flugbahn. Im Jahr 2008 war seine Umlaufbahn gegenüber dem größeren Mond um 13° geneigt, was einen störenden Einfluss hatte. Die beobachteten erheblichen Exzentrizitäten und die gegenseitige Neigung der Umlaufbahnen der Satelliten sind ungewöhnlich, da Gezeiteneffekte typischerweise zu ihrer Dämpfung führen würden. Eine kürzliche Begegnung mit einer 3:1-Resonanz mit Hiʻiaka könnte möglicherweise für die derzeit angeregten Orbitalzustände der Haumeschen Monde verantwortlich sein.

Zwischen etwa 2008 und 2011 wurden die Umlaufbahnen der Haumäischen Monde fast von der Kante der Erde aus beobachtet, was zu periodischen Bedeckungen von Haumea durch Namaka führte. Solche Transitbeobachtungen hätten genaue Daten über die Größe und Morphologie von Haumea und seinen Satelliten geliefert und ähnliche Ereignisse mit Pluto und Charon in den späten 1980er Jahren widergespiegelt. Um die geringfügige Änderung der Leuchtkraft des Systems während dieser Verdeckungen zu erkennen, wäre ein professionelles Teleskop mit mindestens mittlerer Öffnung erforderlich gewesen. Hiʻiakas letzte Bedeckung von Haumea erfolgte 1999, also mehrere Jahre vor seiner Entdeckung, und wird voraussichtlich erst in etwa 130 Jahren wieder auftreten. Als einziger regulärer Satellit erfuhr die Umlaufbahn von Namaka ein erhebliches Drehmoment von Hiʻiaka, wodurch die günstige Beobachtungsgeometrie für Namaka-Haumea-Transites über einen längeren Zeitraum aufrechterhalten wurde. Ein einzelnes Bedeckungsereignis wurde am 19. Juni 2009 vom Pico dos Dias-Observatorium in Brasilien dokumentiert.

Kollisionsfamilie

Haumea stellt den größten Bestandteil seiner Kollisionsfamilie dar, eine Ansammlung von Himmelskörpern mit vergleichbaren physikalischen und orbitalen Eigenschaften, die vermutlich aus der Fragmentierung eines größeren Vorläuferobjekts aufgrund eines Einschlagereignisses entstanden sind. Diese Familie, die erste, die unter den Transneptunischen Objekten (TNOs) identifiziert wurde, umfasst – zusätzlich zu Haumea und seinen Satelliten – (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) und (145453) 2005 RR43 (≈252 km). Brown und seine Mitarbeiter postulierten, dass die Familie direkt aus dem Einschlag hervorgegangen sei, der für die Abtragung des Eismantels von Haumea verantwortlich war. Eine alternative Hypothese geht jedoch von einer komplizierteren Entstehungsgeschichte aus: Das bei der ersten Kollision ausgestoßene Material verschmolz anschließend zu einem substanziellen Mond von Haumea, der dann bei einer zweiten Kollision fragmentiert wurde und seine Trümmer zerstreute. Dieses letztere Szenario erzeugt scheinbar eine Geschwindigkeitsstreuung zwischen den Fragmenten, die genauer der beobachteten Geschwindigkeitsstreuung der Bestandteile der Familie entspricht.

Die Existenz dieser Kollisionsfamilie legt einen möglichen Ursprung für Haumea und die damit verbundenen Körper innerhalb der Streuscheibe nahe. Innerhalb des gegenwärtigen, dünn verteilten Kuipergürtels liegt die Wahrscheinlichkeit, dass ein solcher Einschlag in der gesamten Geschichte des Sonnensystems auftritt, unter 0,1 Prozent. Die Bildung der Familie innerhalb des dichteren ursprünglichen Kuipergürtels ist unwahrscheinlich, da eine so eng verbundene Gruppe durch Neptuns Wanderung in den Gürtel zerstört worden wäre, was als Grund für die gegenwärtig geringe Dichte des Gürtels angesehen wird. Folglich erscheint es plausibel, dass die dynamische Streuscheibenregion, in der die Wahrscheinlichkeit einer solchen Kollision erheblich erhöht ist, als Geburtsort für das Vorläuferobjekt diente, aus dem Haumea und seine verwandten Mitglieder hervorgingen.

Angesichts der Tatsache, dass die beobachtete Ausbreitung der Gruppe mindestens eine Milliarde Jahre gedauert hätte, wird geschätzt, dass das Einschlagereignis, das für die Bildung der Familie Haumea verantwortlich war, mindestens so weit in der Vergangenheit stattgefunden hat.

Exploration

Die Raumsonde New Horizons führte im Oktober 2007, Januar 2017 und Mai 2020 Fernbeobachtungen von Haumea in Entfernungen von 49 AE, 59 AE und 63 AE durch. Die Flugbahn der Raumsonde, die sich vom inneren Sonnensystem entfernte, erleichterte Beobachtungen von Haumea bei hohen Phasenwinkeln, die sonst von der Erde aus nicht zugänglich wären. Dies ermöglichte die Charakterisierung der Oberflächenlichtstreuungseigenschaften und des Phasenkurvenverhaltens von Haumea.

Eine Vorbeiflugmission an Haumea könnte ihr Ziel in 16,45 Jahren erreichen, wenn sie am 1. November 2026 gestartet würde; 23. September 2037; oder 29. Oktober 2038. Haumea gilt als potenzielles Ziel für zukünftige Erkundungsmissionen, was durch vorläufige Studien zur Untersuchung eines Sondenkonzepts für Haumea und seine Monde (35–51 AE) veranschaulicht wird. Zu den entscheidenden technologischen Überlegungen für solche Missionen zählen die Sondenmasse, die Stromerzeugung und die Antriebssysteme.

20000 Varuna: Ein substanzielles, schnell rotierendes transneptunisches Objekt, das durch eine längliche ellipsoide Morphologie gekennzeichnet ist.

• 20000 Varuna – ein großes, schnell rotierendes transneptunisches Objekt mit einer länglichen Ellipsoidform
• 208996 Achlys: Ein weiteres bedeutendes, schnell rotierendes transneptunisches Objekt mit einer länglichen Ellipsoidform analog zu Haumea.
• Astronomische Namenskonventionen
• Wie ich Pluto tötete und warum er es erwartete: Eine von Mike Brown verfasste Abhandlung, veröffentlicht im Jahr 2010.
• Liste der Objekte des Sonnensystems nach Größe

Notizen

Referenzen

Informationen zu (136108) Haumea, Hiʻiaka und Namaka (zuletzt aktualisiert am 21. September 2014).

• (136108) Haumea, Hiʻiaka und Namaka bei Johnston's Archive.com (aktualisiert am 21. September 2014)
• Podcast vom Internationalen Jahr der Astronomie 2009: Zwergplanet Haumea, mit Darin Ragozzine.
• Eine am 10. Juni 2011 von Mike Brown mit dem 4,20 Meter (165 Zoll) großen WHT durchgeführte Beobachtung von Haumea dokumentierte einen Helligkeitsabfall zwischen etwa 0:30 und 3:30. Dieses Phänomen wird dem Namaka-Durchzug durch Haumea zugeschrieben. Während Hiʻiaka, der äußere Mond, in den Bildern eingeblendet war, führte seine 4,5-stündige Rotationsperiode zu geringfügigen Leuchtkraftschwankungen.
• Diese Animation zeigt die intermittierende 7:12-Orbitalresonanz zwischen Haumea und Neptun und projiziert ihre Dynamik über die folgenden 3,5 Millionen Jahre.