Haumea

Haumea, oficialmente designado como planeta menor 136108 Haumea, es un planeta enano situado más allá de la trayectoria orbital de Neptuno. Su descubrimiento inicial se produjo en 2004 por un equipo de Caltech dirigido por Mike Brown en el Observatorio Palomar. Posteriormente, en 2005, un equipo dirigido por José Luis Ortiz Moreno en el Observatorio de Sierra Nevada de España anunció formalmente su identificación, habiéndolo localizado en imágenes previas a la recuperación de 2003. Tras este anuncio, se le asignó la designación provisional 2003 EL61.

Haumea (designación de planeta menor: 136108 Haumea) es un planeta enano ubicado más allá de la órbita de Neptuno. Fue descubierto en 2004 por un equipo encabezado por Mike Brown de Caltech en el Observatorio Palomar, y anunciado formalmente en 2005 por un equipo encabezado por José Luis Ortiz Moreno en el Observatorio de Sierra Nevada en España, quienes lo habían descubierto ese año en imágenes previas a la recuperación tomadas por el equipo en 2003. A partir de ese anuncio, recibió la designación provisional 2003 EL₆₁.

En septiembre El 17 de enero de 2008, la Unión Astronómica Internacional (IAU) nombró oficialmente al objeto Haumea, en honor a la diosa hawaiana del parto y la fertilidad, anticipando su clasificación como planeta enano. Las estimaciones actuales sitúan a Haumea como el tercer objeto transneptuniano más grande conocido, después de Eris y Plutón, con un tamaño comparable a Titania, una de las lunas de Urano. Las imágenes históricas de precuperación de Haumea se remontan al 22 de marzo de 1955.

Haumea posee una masa de aproximadamente un tercio de la de Plutón y 1/1400 de la de la Tierra. Si bien su forma precisa permanece sin observarse directamente, los análisis de su curva de luz sugieren una forma consistente con un elipsoide de Jacobi (una forma característica de un planeta enano) donde su eje mayor tiene el doble de longitud que su eje menor. En octubre de 2017, los astrónomos informaron de la detección de un sistema de anillos que rodeaba a Haumea, lo que marcó el descubrimiento inaugural de un sistema de este tipo alrededor de un objeto transneptuniano y un planeta enano.

Hasta hace poco, se suponía que la fuerza gravitacional de Haumea era adecuada para alcanzar el equilibrio hidrostático; sin embargo, esta evaluación ahora es incierta. Se supone que la morfología alargada del planeta enano, su rápido período de rotación, sus anillos discernibles y su elevado albedo (atribuible a una superficie compuesta de hielo de agua cristalina) son el resultado de un evento de impacto colosal. Se cree que esta colisión estableció a Haumea como el componente más importante de una familia de colisiones, conocida como familia Haumea, que abarca varios objetos transneptunianos prominentes y sus dos lunas identificadas, Hi'iaka y Namaka.

Contexto histórico

Descubrimiento

El descubrimiento de Haumea se atribuye a dos equipos de investigación distintos. Un equipo, compuesto por Mike Brown de Caltech, David Rabinowitz de la Universidad de Yale y Chad Trujillo del Observatorio Gemini en Hawaii, identificó a Haumea el 28 de diciembre de 2004, en imágenes capturadas el 6 de mayo de 2004. Posteriormente, el 20 de julio de 2005, este equipo difundió un resumen en línea que detallaba sus hallazgos, que pretendían presentar formalmente en una conferencia en septiembre. 2005.

Al mismo tiempo, José Luis Ortiz Moreno y su grupo de investigación en el Instituto de Astrofísica de Andalucía, situado en el Observatorio de Sierra Nevada en España, localizaron Haumea en imágenes adquiridas entre el 7 y el 10 de marzo de 2003. Posteriormente, Ortiz comunicó su descubrimiento al Minor Planet Center por correo electrónico en la tarde del 27 de julio de 2005.

Inicialmente, Brown reconoció la afirmación de Ortiz sobre el descubrimiento. Sin embargo, Brown desarrolló más tarde sospechas de conducta fraudulenta por parte del equipo español después de descubrir que el Observatorio de Sierra Nevada había accedido a sus registros de observación el día antes del anuncio de su descubrimiento. Este acceso, un detalle no revelado en su anuncio, era contrario a la práctica habitual. Los registros contenían datos suficientes para que el equipo de Ortiz identificara a Haumea en sus imágenes de 2003. Además, se accedió nuevamente a estos registros poco antes de que Ortiz organizara el tiempo del telescopio para adquirir imágenes confirmatorias para un anuncio posterior al MPC el 29 de julio. Ortiz posteriormente confirmó haber accedido a los registros de observación de Caltech pero refutó cualquier incorrección, afirmando que su intención era únicamente verificar la identificación de un nuevo cuerpo celeste.

De acuerdo con el protocolo de la Unión Astronómica Internacional (IAU), el crédito por el descubrimiento de un planeta menor se otorga a la primera entidad que envía un informe al Centro de Planetas Menores (MPC) que contiene datos posicionales adecuados para una determinación orbital precisa. El descubridor acreditado suele tener prioridad a la hora de seleccionar un nombre. Sin embargo, el anuncio de la IAU del 17 de septiembre de 2008, sobre el nombramiento de Haumea por un comité conjunto establecido para posibles planetas enanos, omitió notablemente cualquier mención de un descubridor específico. Si bien se citó como lugar del descubrimiento el Observatorio de Sierra Nevada, asociado con el equipo español, el nombre adoptado, Haumea, se originó a partir de la propuesta de Caltech. El equipo de Ortiz había sugerido "Ataecina", una antigua diosa ibérica de la primavera; esta deidad ctónica habría sido adecuada para un plutino, clasificación en la que Haumea no encaja.

Nomenclatura y designación

Antes de su nombramiento oficial, el equipo de descubrimiento de Caltech se refirió internamente como "Santa" debido a su descubrimiento el 28 de diciembre de 2004, poco después de Navidad. Por el contrario, el equipo español presentó la reclamación de descubrimiento inicial al Minor Planet Center en julio de 2005. En consecuencia, el 29 de julio de 2005, Haumea recibió la designación provisional 2003 EL₆₁, derivada de la fecha de la imagen del descubrimiento del equipo español. Posteriormente, el 7 de septiembre de 2006, fue catalogado formalmente y numerado como (136108) 2003 EL₆₁ dentro del registro oficial de planetas menores.

Adhiriendo a las pautas vigentes en ese momento de la Unión Astronómica Internacional (IAU), que exigía que los objetos clásicos del cinturón de Kuiper llevaran nombres de deidades mitológicas de la creación, en septiembre de 2006, el equipo de Caltech propuso nombres derivados de la mitología hawaiana al IAU tanto para (136108) 2003 EL₆₁ como para sus satélites, con la intención de "rendir homenaje al lugar donde se descubrieron los satélites". Estos nombres fueron propuestos por David Rabinowitz, miembro del equipo de Caltech. Haumea, la diosa matrona de la isla Hawai'i, está asociada con Mauna Kea, el sitio de los observatorios Gemini y W. M. Keck. Además, su identificación con Papa, la diosa de la tierra y consorte de Wākea (espacio), se consideró apropiada en ese momento, dada la hipótesis predominante de que Haumea consistía casi en su totalidad de roca sólida, carente del sustancial manto de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso característico de otros objetos conocidos del cinturón de Kuiper. Finalmente, el papel de Haumea como diosa de la fertilidad y el parto, cuyos numerosos descendientes emergieron de varias partes de su cuerpo, se alinea metafóricamente con el supuesto enjambre de fragmentos helados que se cree que se desprendieron del cuerpo principal durante una antigua colisión. En consecuencia, las dos lunas identificadas, que también se supone que se formaron a través de este proceso, llevan los nombres de dos de las hijas de Haumea: Hiʻiaka y Nāmaka.

El nombre propuesto por el equipo de Ortiz, Ataecina, no cumplió con las convenciones de nomenclatura de la IAU porque los nombres de las deidades ctónicas se asignaron exclusivamente a objetos transneptunianos con resonancia estable, como los plutinos, que exhiben una resonancia de 3:2 con Neptuno. Haumea, sin embargo, mostró una resonancia intermitente de 7:12, lo que la hace no resonante según ciertas definiciones. Estos criterios de nomenclatura se aclararon posteriormente a finales de 2019, cuando la IAU estipuló que las figuras ctónicas deberían reservarse específicamente para plutinos.

El símbolo planetario de Haumea, ⟨⟩, está codificado en Unicode como U+1F77B. Si bien los símbolos planetarios están en gran medida obsoletos en la astronomía contemporánea, 🝻 encuentra uso principalmente entre los astrólogos, aunque también ha aparecido en contextos de la NASA. Este símbolo fue concebido por Denis Moskowitz, un ingeniero de software con sede en Massachusetts, mediante la combinación y simplificación de petroglifos hawaianos que representan "mujer" y "parto".

Órbita

Haumea exhibe un período orbital de 284 años terrestres, un perihelio de 35 AU y una inclinación orbital de 28°. El objeto alcanzó su afelio a principios de 1992 y actualmente se encuentra a más de 50 UA del Sol. Su próximo paso por el perihelio está previsto para 2133. La órbita de Haumea muestra una excentricidad marginalmente mayor en comparación con otros componentes de su familia de colisiones. Este fenómeno se atribuye a la sutil resonancia orbital 7:12 de Haumea con Neptuno, que ha alterado progresivamente su órbita primordial durante aproximadamente mil millones de años a través del efecto Kozai, facilitando el intercambio entre la inclinación orbital y el aumento de la excentricidad.

Con una magnitud visual de 17,3, Haumea se ubica como el tercer objeto más brillante en el cinturón de Kuiper, después de Plutón y Makemake, y es fácilmente discernible con un importante telescopio de aficionados. Sin embargo, debido a la alineación orbital compartida de los planetas y la mayoría de los cuerpos pequeños del Sistema Solar, que se origina a partir de su formación dentro del disco primordial del Sistema Solar, los estudios iniciales de objetos distantes se concentraron predominantemente en la proyección celeste de este plano común, conocido como eclíptica. Tras una exploración exhaustiva de la región del cielo cerca de la eclíptica, los estudios astronómicos posteriores comenzaron a apuntar a objetos perturbados dinámicamente en órbitas de mayor inclinación, junto con cuerpos más distantes que exhibían movimientos aparentes más lentos a través de la esfera celeste. En última instancia, estos estudios exhaustivos abarcaron la ubicación de Haumea, caracterizada por su importante inclinación orbital y su actual posición distante en relación con la eclíptica.

La estabilidad orbital a largo plazo de Haumea a lo largo de la vida del Sistema Solar es improbable. Una simulación que investiga las trayectorias futuras de 34 objetos transneptunianos indicó que Haumea poseía la mayor probabilidad estadística de ser expulsado de su órbita hacia el espacio interestelar o hacia el interior del Sistema Solar en los próximos mil millones de años.

Posible resonancia con Neptuno

Se supone que Haumea mantiene una resonancia orbital intermitente de 7:12 con Neptuno. El nodo ascendente, denominado Ω, sufre una precesión durante aproximadamente 4,6 millones de años. Esta resonancia se interrumpe dos veces dentro de cada ciclo de precesión, ocurriendo aproximadamente cada 2,3 millones de años, antes de restablecerse después de aproximadamente cien mil años. En consecuencia, debido a su inestabilidad inherente, Marc Buie clasifica esta interacción como no resonante.

Rotación

Haumea exhibe variaciones significativas de luminosidad en un intervalo de 3,9 horas, que son atribuibles exclusivamente a un período de rotación de esta duración. Esta velocidad de rotación supera la de cualquier otro cuerpo en equilibrio conocido dentro del Sistema Solar y, de hecho, la de cualquier otro objeto celeste que supere los 100 km de diámetro. Mientras que la mayoría de los cuerpos giratorios en equilibrio hidrostático asumen una forma esferoide achatada, la rotación excepcionalmente rápida de Haumea hace que se deforme en un elipsoide triaxial. Si la rotación de Haumea se acelerara aún más, probablemente se deformaría en una configuración de mancuerna y posteriormente se fragmentaría. Se supone que la génesis de esta rápida rotación es el evento de impacto responsable de la formación de sus satélites y la familia de colisiones asociada.

Actualmente, el plano ecuatorial de Haumea se observa casi de canto desde la Tierra y exhibe un ligero desplazamiento en relación con los planos orbitales de su anillo y su luna más externa, Hiʻiaka. Si bien Ragozzine y Brown (2009) inicialmente postularon la coplanaridad con el plano orbital de Hiʻiaka, sus modelos para la génesis de colisión de los satélites de Haumea indicaron consistentemente una alineación del plano ecuatorial de Haumea con el plano orbital de Hiʻiaka con un margen de error de aproximadamente 1°. Esta hipótesis fue corroborada por observaciones de una ocultación estelar realizada por Haumea en 2017, que reveló un sistema de anillos que coincide aproximadamente con el plano orbital de Hiʻiaka y el ecuador de Haumea. El análisis matemático posterior de los datos de ocultación realizado por Kondratyev y Kornoukhov (2018) estableció restricciones en los ángulos de inclinación relativa del ecuador de Haumea con respecto a los planos orbitales de su anillo y Hiʻiaka, determinando que son 3,2°±1,4° y 2,0°±1,0°, respectivamente, en relación con el ecuador de Haumea.

Características físicas

Tamaño, forma y composición

Las dimensiones de un objeto del Sistema Solar se pueden inferir a partir de su magnitud óptica, distancia heliocéntrica y albedo. Los cuerpos celestes parecen luminosos para los observadores terrestres debido a su tamaño sustancial o a su alta reflectividad. Si se determina su reflectividad (albedo), resulta factible una estimación preliminar de su tamaño. Si bien el albedo permanece indeterminado para la mayoría de los objetos distantes, el considerable tamaño y brillo de Haumea permiten medir su emisión térmica, arrojando así un valor aproximado de su albedo y, en consecuencia, de su tamaño. Sin embargo, el cálculo preciso de sus dimensiones es complicado debido a su rápida velocidad de rotación. Los principios de la física rotacional para cuerpos deformables predicen que un objeto celeste que gire a la velocidad de Haumea alcanzará la forma de equilibrio de un elipsoide triaxial en un período tan breve como cien días. Se plantea la hipótesis de que la mayoría de las fluctuaciones de brillo de Haumea no se deben a variaciones localizadas del albedo, sino a la presentación alterna de sus vistas lateral y final tal como se observa desde la Tierra.

Se ha postulado que las características de rotación y la amplitud de la curva de luz de Haumea imponen limitaciones significativas a su composición interna. Suponiendo que Haumea estuviera en equilibrio hidrostático y poseyera una baja densidad similar a la de Plutón (con un importante manto de hielo superpuesto a un pequeño núcleo rocoso), su rápida rotación habría inducido un mayor grado de alargamiento del que es consistente con las fluctuaciones de brillo observadas. Estas consideraciones limitaron así su densidad a un rango de 2,6 a 3,3 g/cm³. Por el contrario, la Luna, un cuerpo rocoso, presenta una densidad de 3,3 g/cm³, mientras que Plutón, representante de los objetos helados del cinturón de Kuiper, tiene una densidad de 1,86 g/cm§45§. La alta densidad inferida de Haumea abarca valores característicos de minerales de silicato como el olivino y el piroxeno, que constituyen numerosos cuerpos rocosos dentro del Sistema Solar. Esto implicaba además que la composición principal de Haumea es roca, recubierta por una capa de hielo comparativamente delgada. Es posible que un grueso manto de hielo, más característico de otros objetos del cinturón de Kuiper, fuera expulsado durante el evento de impacto que posteriormente formó la familia de colisiones Haumeanas.

La presencia de las lunas de Haumea permite determinar la masa total del sistema mediante la aplicación de la tercera ley de Kepler a sus parámetros orbitales. Este cálculo arroja una masa de 4,2×10²¹ kg, que constituye el 28% de la masa del sistema plutoniano y el 6% de la masa de la Luna. La gran mayoría de esta masa se atribuye a la propia Haumea. Se han realizado múltiples cálculos con modelos de elipsoides para determinar las dimensiones de Haumea. El modelo inicial, desarrollado después del descubrimiento a partir de observaciones terrestres de la curva de luz óptica, indicó una longitud total que oscilaba entre 1.960 y 2.500 km y un albedo visual (p_v) superior a 0,6. Posteriormente se identificó como la configuración más probable una forma de elipsoide triaxial, con dimensiones aproximadas de 2.000 × 1.500 × 1.000 km y un albedo de 0,71. Las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Spitzer, utilizando fotometría en longitudes de onda infrarrojas de 70 μm, determinaron un diámetro de 1.150+250
−100 km y un albedo de 0,84+0,1
−0,2. Análisis posteriores de curvas de luz propusieron un diámetro circular equivalente de 1.450 km. En 2010, un análisis exhaustivo que integraba mediciones del Telescopio Espacial Herschel con datos anteriores del Telescopio Spitzer proporcionó una estimación revisada del diámetro equivalente de Haumea, aproximadamente 1.300 km. Estas estimaciones de tamaño independientes convergen alrededor de un diámetro medio geométrico promedio de aproximadamente 1.400 km. En 2013, el Telescopio Espacial Herschel refinó su medición del diámetro circular equivalente de Haumea a aproximadamente 1240+69
−58 km.

Sin embargo, las observaciones de una ocultación estelar en enero de 2017 introdujeron una incertidumbre considerable con respecto a estas conclusiones anteriores. Si bien la forma medida de Haumea conservaba su forma alargada previamente asumida, sus dimensiones parecían sustancialmente mayores. Los datos derivados de la ocultación indicaron que el eje más largo de Haumea se aproxima al diámetro de Plutón, mientras que su diámetro polar es aproximadamente la mitad. La densidad calculada posteriormente a partir de la forma observada de Haumea fue de aproximadamente 1,8 g/cm³, lo que se alinea más estrechamente con las densidades de otros objetos transneptunianos (TNO) sustanciales. Esta forma derivada, sin embargo, parecía incompatible con un cuerpo homogéneo en equilibrio hidrostático. A pesar de esto, Haumea sigue siendo reconocido como uno de los objetos transneptunianos más grandes descubiertos, siendo más pequeño que Eris y Plutón, comparable en tamaño a Makemake y potencialmente Gonggong, y más grande que Sedna, Quaoar y Orcus.

En 2019, un esfuerzo de investigación buscó conciliar las mediciones dispares de la forma y densidad de Haumea a través de modelos numéricos, tratando a Haumea como un cuerpo celeste diferenciado. Este estudio determinó que las dimensiones de aproximadamente 2100 × 1680 × 1074 km (con el eje largo modelado a intervalos de 25 km) proporcionaron el ajuste óptimo para la forma observada de Haumea durante la ocultación de 2017. Fundamentalmente, estas dimensiones también demostraron ser consistentes con que tanto la superficie como el núcleo exhiben formas de elipsoides escalenos en equilibrio hidrostático. El modelo refinado de la morfología de Haumea sugiere la presencia de un núcleo que mide aproximadamente 1.626 × 1.446 × 940 km, caracterizado por una densidad comparativamente alta de aproximadamente 2,68 g/cm³. Esta densidad implica una composición predominantemente de silicatos hidratados, como la caolinita. Rodeando este núcleo hay un manto helado, cuyo espesor varía desde unos 70 km en los polos hasta 170 km a lo largo del eje más largo de Haumea, y constituye hasta el 17% de su masa total. La densidad media estimada de Haumea es de aproximadamente 2,018 g/cm§9^10§, acompañada de un albedo de aproximadamente 0,66.

Características de la superficie

En 2005, los datos espectrales adquiridos por los telescopios Gemini y Keck revelaron características prominentes de hielo de agua cristalina en la superficie de Haumea, muy parecidas a las observadas en Caronte, la luna de Plutón. Este hallazgo es anómalo, dado que el hielo cristalino normalmente se forma a temperaturas superiores a 110 K, mientras que la temperatura de la superficie de Haumea permanece por debajo de 50 K, un régimen propicio para la formación de hielo amorfo. Además, la integridad estructural del hielo cristalino se ve comprometida por el flujo continuo de rayos cósmicos y partículas solares energéticas que impactan los objetos transneptunianos. La escala de tiempo estimada para que el hielo cristalino vuelva a un estado amorfo bajo tal bombardeo es de aproximadamente diez millones de años, un marcado contraste con los miles de millones de años que los objetos transneptunianos han ocupado sus gélidas posiciones orbitales actuales.

Se anticipa que el daño inducido por la radiación causará enrojecimiento y oscurecimiento de las superficies de los objetos transneptunianos, particularmente cuando están presentes componentes superficiales comunes como hielos orgánicos y compuestos similares a la tolina, como lo ejemplifica Plutón. En consecuencia, los espectros y el color observados de Haumea implican que ella, junto con los miembros de su familia asociados, ha experimentado eventos de resurgimiento recientes, lo que resultó en la exposición de hielo fresco. Sin embargo, aún no se ha propuesto un mecanismo creíble para explicar este fenómeno de resurgimiento.

Haumea exhibe un albedo alto, que oscila entre 0,6 y 0,8, lo que es indicativo de hielo cristalino. Otros grandes objetos transneptunianos (TNO), como Eris, poseen albedos comparables o mayores. El modelado espectral sugiere que entre el 66% y el 80% de la superficie de Haumea está compuesta de hielo de agua cristalina pura, y los posibles contribuyentes a este alto albedo incluyen cianuro de hidrógeno o arcillas de filosilicato. También se plantea la hipótesis de la presencia de sales de cianuro inorgánico, como el cianuro de cobre y potasio.

Sin embargo, investigaciones posteriores que utilizan espectroscopia visible e infrarroja cercana proponen una superficie homogénea compuesta por una mezcla íntima 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con un máximo de 8% de compuestos orgánicos. La no detección de hidrato de amoníaco excluye la actividad criovolcánica. Estas observaciones corroboran estudios dinámicos, que indican que el evento de colisión ocurrió hace más de 100 millones de años. Además, la falta de metano detectable en los espectros de Haumea se alinea con una historia de colisión cálida, que habría disipado dichos compuestos volátiles, a diferencia de las condiciones observadas en Makemake.

Si bien la curva de luz de Haumea exhibe fluctuaciones significativas atribuibles a su forma irregular, impactando uniformemente todas las longitudes de onda, las variaciones de color distintas y localizadas observadas en los espectros visible e infrarrojo cercano revelan una región de superficie con albedo y cromática divergentes. características. Específicamente, en septiembre de 2009 se identificó un área prominente de color rojo oscuro en la superficie blanca brillante de Haumea. Esta característica, potencialmente un sitio de impacto, sugiere una concentración de minerales y compuestos orgánicos (ricos en carbono), o alternativamente, una mayor abundancia de hielo cristalino. En consecuencia, la superficie de Haumea puede presentar una apariencia moteada, análoga a la de Plutón, aunque menos pronunciada.

Anillo

La existencia de un anillo circumplanetario alrededor de Haumea se infirió a partir de una ocultación estelar observada el 21 de enero de 2017 y posteriormente detallada en una publicación de Nature de octubre de 2017. Este descubrimiento marca la primera identificación de un sistema de anillos orbitando un Objeto Transneptuniano (TNO). Caracterizado por un radio de aproximadamente 2287 km, un ancho de aproximadamente 70 km y una opacidad de 0,5, el anillo se encuentra dentro del límite de Roche de Haumea. Este límite, estimado en aproximadamente 4.400 km para un cuerpo esférico, se extiende aún más debido a la forma no esférica de Haumea.

El plano orbital del anillo exhibe una inclinación de 3,2°±1,4° en relación con el plano ecuatorial de Haumea, alineándose estrechamente con el plano orbital de su satélite exterior más grande, Hiʻiaka. Además, el anillo está situado cerca de la resonancia de giro orbital de 1:3 con la rotación de Haumea, correspondiente a una distancia radial de 2285 ± 8 km desde el centro de Haumea. Su contribución al brillo general de Haumea se estima en un 2,5 %.

Un estudio de 2019 realizado por Othon Cabo Winter y sus colaboradores, que investigaba la dinámica de las partículas del anillo, demostró que si bien la resonancia 1:3 con la rotación de Haumea es dinámicamente inestable, existe una región estable dentro del espacio de fase que corresponde a la ubicación observada del anillo de Haumea. Este hallazgo sugiere que las partículas del anillo ocupan órbitas circulares periódicas ubicadas cerca de la resonancia, pero no dentro de ella.

Satélites

Haumea está orbitada por dos pequeños satélites: (136108) Haumea I, denominado Hiʻiaka, y (136108) Haumea II, denominado Namaka. Ambos satélites fueron identificados en 2005 por Darin Ragozzine y Michael Brown, utilizando observaciones de Haumea realizadas en el Observatorio W. M. Keck.

Hiʻiaka, inicialmente apodado "Rudolph" por el equipo de investigación de Caltech, fue descubierto el 26 de enero de 2005. Como el exterior, más grande y más brillante de los dos satélites, con un diámetro aproximado de 310 km, Hiʻiaka completa una órbita casi circular. orbita alrededor de Haumea cada 49 días. Las características de absorción prominentes observadas a 1,5 y 2 micrómetros en su espectro infrarrojo son indicativas de una superficie cubierta en gran parte por hielo de agua cristalina casi pura. Este espectro distintivo, junto con líneas de absorción análogas detectadas en Haumea, llevó a Brown y sus colaboradores a inferir que un escenario de captura era improbable para la formación del sistema, sugiriendo en cambio que las lunas de Haumea se originaron como fragmentos de la propia Haumea.

Namaka, el satélite interior más pequeño de Haumea, fue identificado el 30 de junio de 2005 e informalmente denominado "Blitzen". Con aproximadamente una décima parte de la masa de Hiʻiaka, Namaka completa una órbita de 18 días alrededor de Haumea en una trayectoria altamente elíptica, no kepleriana. Desde 2008, su órbita estaba inclinada 13° con respecto a la luna más grande, lo que ejerce una influencia perturbadora. Las importantes excentricidades observadas y la inclinación mutua de las órbitas de los satélites son anómalas, ya que los efectos de las mareas normalmente provocarían su amortiguación. Un encuentro reciente con una resonancia 3:1 con Hiʻiaka podría explicar los estados orbitales actualmente excitados de las lunas haumeanas.

Aproximadamente entre 2008 y 2011, las órbitas de las lunas Haumeas se observaron casi de canto desde la Tierra, lo que resultó en ocultaciones periódicas de Haumea por parte de Namaka. Tales observaciones de tránsito habrían arrojado datos precisos sobre el tamaño y la morfología de Haumea y sus satélites, reflejando eventos similares que involucraron a Plutón y Caronte a finales de los años 1980. Detectar la mínima alteración en la luminosidad del sistema durante estas ocultaciones habría requerido un telescopio profesional de apertura al menos media. La ocultación más reciente de Haumea por parte de Hiʻiaka ocurrió en 1999, precediendo su descubrimiento por varios años, y no se prevé que se repita hasta dentro de aproximadamente 130 años. Único entre los satélites regulares, la órbita de Namaka experimentó un par significativo de Hiʻiaka, manteniendo así la geometría de visualización favorable para los tránsitos Namaka-Haumea durante un período prolongado. Un único evento de ocultación fue documentado el 19 de junio de 2009 por el Observatorio Pico dos Dias en Brasil.

Familia de colisiones

Haumea representa el componente más grande de su familia de colisiones, un conjunto de cuerpos celestes que comparten atributos físicos y orbitales comparables, y que se supone que se originó a partir de la fragmentación de un objeto progenitor más grande debido a un evento de impacto. Esta familia, la inaugural identificada entre los Objetos Transneptunianos (TNO), comprende, además de Haumea y sus satélites, (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 A66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km), y (145453) 2005 RR43 (≈252 km). Brown y sus colaboradores postularon que la familia resultó directamente del impacto responsable de arrancar el manto de hielo de Haumea. Sin embargo, una hipótesis alternativa propone una génesis más compleja: que el material expulsado durante la colisión inicial se fusionó posteriormente en una luna sustancial de Haumea, que luego se fragmentó en una colisión secundaria, dispersando sus escombros. Este último escenario aparentemente genera una dispersión de velocidad entre los fragmentos que corresponde con mayor precisión a la dispersión de velocidad observada de los constituyentes de la familia.

La existencia de esta familia colisionante sugiere un origen potencial para Haumea y sus cuerpos asociados dentro del disco disperso. Dentro del cinturón de Kuiper contemporáneo, escasamente distribuido, la probabilidad de que ocurra tal impacto a lo largo de la historia del Sistema Solar es inferior al 0,1 por ciento. La formación de la familia dentro del cinturón de Kuiper primordial, más denso, es improbable, ya que un grupo tan estrechamente unido habría sido interrumpido por la migración de Neptuno al cinturón, lo que se considera la razón de la baja densidad actual del cinturón. En consecuencia, parece plausible que la región dinámica del disco disperso, donde la probabilidad de tal colisión es considerablemente elevada, haya servido como lugar de nacimiento para el objeto progenitor que dio origen a Haumea y sus miembros relacionados.

Dado que la difusión observada del grupo habría requerido un mínimo de mil millones de años, se estima que el evento de impacto responsable de la formación de la familia Haumea tuvo lugar al menos en esa fecha en el pasado.

Exploración

La nave espacial New Horizons realizó observaciones distantes de Haumea en octubre de 2007, enero de 2017 y mayo de 2020, a distancias respectivas de 49 AU, 59 AU y 63 AU. La trayectoria de la nave espacial, alejándose del Sistema Solar interior, facilitó las observaciones de Haumea en ángulos de fase elevados, que de otro modo serían inaccesibles desde la Tierra. Esto permitió caracterizar las propiedades de dispersión de la luz de la superficie de Haumea y el comportamiento de la curva de fase.

Una misión de sobrevuelo a Haumea podría alcanzar su destino en 16,45 años si se lanza el 1 de noviembre de 2026; 23 de septiembre de 2037; o el 29 de octubre de 2038. Haumea se considera un objetivo potencial para futuras misiones de exploración, como lo ejemplifican los estudios preliminares que investigan un concepto de sonda para Haumea y sus lunas (situadas entre 35 y 51 AU). Las consideraciones tecnológicas críticas para tales misiones incluyen la masa de la sonda, la generación de energía y los sistemas de propulsión.

20000 Varuna: un objeto transneptuniano sustancial que gira rápidamente y se caracteriza por una morfología elipsoidal alargada.

• 20000 Varuna: un gran objeto transneptuniano que gira rápidamente y tiene una forma elipsoide alargada
• 208996 Achlys: Otro objeto transneptuniano considerable, que gira rápidamente y exhibe una forma elipsoidal alargada análoga a Haumea.
• Convenciones de nomenclatura astronómica
• Cómo maté a Plutón y por qué se lo esperaba: una memoria escrita por Mike Brown, publicada en 2010.
• Lista de objetos del Sistema Solar por tamaño

Notas

Referencias

Información sobre (136108) Haumea, Hiʻiaka y Namaka (última actualización el 21 de septiembre de 2014).

• (136108) Haumea, Hiʻiaka y Namaka en Johnston's Archive.com (actualizado el 21 de septiembre de 2014)
• Podcast del Año Internacional de la Astronomía 2009: Planeta enano Haumea, con Darin Ragozzine.
• Una observación de Haumea realizada el 10 de junio de 2011 por Mike Brown utilizando el WHT de 4,20 metros (165 pulgadas), documentó una caída de brillo entre aproximadamente 0:30 y 3:30. Este fenómeno se atribuye al tránsito de Namaka por Haumea. Si bien Hi'iaka, la luna exterior, aparecía mezclada en las imágenes, su período de rotación de 4,5 horas introdujo variaciones menores de luminosidad.
• Esta animación muestra la resonancia orbital intermitente 7:12 entre Haumea y Neptuno, proyectando su dinámica durante los siguientes 3,5 millones de años.