Hauméa (Haumea)

Haumea, officiellement désignée planète mineure 136108 Haumea, est une planète naine située au-delà de la trajectoire orbitale de Neptune. Sa première découverte a eu lieu en 2004 par une équipe de Caltech dirigée par Mike Brown à l'Observatoire Palomar. Par la suite, en 2005, une équipe dirigée par José Luis Ortiz Moreno de l'Observatoire espagnol de la Sierra Nevada a officiellement annoncé son identification, après l'avoir localisé sur des images antérieures à la découverte de 2003. Suite à cette annonce, il a reçu la désignation provisoire 2003 EL61.

Haumea (désignation de planète mineure : 136108 Haumea) est une planète naine située au-delà de l'orbite de Neptune. Il a été découvert en 2004 par une équipe dirigée par Mike Brown de Caltech à l'Observatoire Palomar, et officiellement annoncé en 2005 par une équipe dirigée par José Luis Ortiz Moreno à l'Observatoire de la Sierra Nevada en Espagne, qui l'avait découvert cette année-là dans des images de pré-découverte prises par l'équipe en 2003. À partir de cette annonce, il a reçu la désignation provisoire 2003 EL₆₁.

Le 17 septembre 2008, l'Union astronomique internationale (AIU) a officiellement nommé l'objet Haumea, en hommage à la déesse hawaïenne de l'accouchement et de la fertilité, anticipant sa classification comme planète naine. Les estimations actuelles positionnent Haumea comme le troisième plus grand objet transneptunien connu, après Éris et Pluton, avec une taille comparable à Titania, l'une des lunes d'Uranus. Les images historiques de pré-découverte de Haumea remontent au 22 mars 1955.

Haumea possède une masse environ un tiers de celle de Pluton et 1/1400ème de celle de la Terre. Bien que sa forme précise reste inobservée directement, les analyses de sa courbe de lumière suggèrent une forme compatible avec un ellipsoïde de Jacobi – une forme caractéristique d'une planète naine – où son grand axe est deux fois plus long que son petit axe. En octobre 2017, des astronomes ont signalé la détection d'un système d'anneaux encerclant Haumea, marquant la découverte inaugurale d'un tel système autour à la fois d'un objet transneptunien et d'une planète naine.

Jusqu'à récemment, la force gravitationnelle de Haumea était présumée adéquate pour atteindre l'équilibre hydrostatique ; cependant, cette évaluation est désormais incertaine. La morphologie allongée de la planète naine, sa période de rotation rapide, ses anneaux discernables et son albédo élevé (attribuable à une surface composée de glace d'eau cristalline) seraient le résultat d'un événement d'impact colossal. On pense que cette collision a établi Haumea comme le constituant le plus important d'une famille de collisions, connue sous le nom de famille Haumea, qui englobe plusieurs objets transneptuniens importants et ses deux lunes identifiées, Hi'iaka et Namaka.

Contexte historique

Découverte

La découverte de Haumea est attribuée à deux équipes de recherche distinctes. Une équipe, composée de Mike Brown de Caltech, David Rabinowitz de l'Université de Yale et Chad Trujillo de l'Observatoire Gemini à Hawaï, a identifié Haumea le 28 décembre 2004, à l'aide d'images capturées le 6 mai 2004. Par la suite, le 20 juillet 2005, cette équipe a diffusé un résumé en ligne détaillant leurs conclusions, qu'ils avaient l'intention de présenter officiellement lors d'une conférence en septembre. 2005.

Parallèlement, José Luis Ortiz Moreno et son groupe de recherche de l'Instituto de Astrofísica de Andalucía, situé à l'Observatoire de la Sierra Nevada en Espagne, ont localisé Haumea sur des images acquises entre le 7 et le 10 mars 2003. Ortiz a ensuite communiqué leur découverte au Minor Planet Center par courrier électronique dans la soirée du 27 juillet 2005.

Initialement, Brown a reconnu La prétention d'Ortiz à la découverte. Cependant, Brown a ensuite développé des soupçons de conduite frauduleuse de la part de l'équipe espagnole après avoir découvert que l'Observatoire de la Sierra Nevada avait accédé à ses journaux d'observation la veille de l'annonce de leur découverte. Cet accès, un détail non divulgué dans leur annonce, était contraire aux pratiques habituelles. Les journaux contenaient suffisamment de données pour que l'équipe Ortiz puisse identifier Haumea dans ses images de 2003. De plus, ces journaux ont été consultés à nouveau peu de temps avant qu'Ortiz n'organise l'acquisition d'images de confirmation par le télescope pour une annonce ultérieure au MPC le 29 juillet. Ortiz a ensuite confirmé avoir accédé aux journaux d'observation de Caltech mais a réfuté toute irrégularité, affirmant que son intention était uniquement de vérifier l'identification d'un nouveau corps céleste.

Selon le protocole de l'Union astronomique internationale (AIU), le crédit de découverte d'une planète mineure est accordé à la première entité qui soumet un rapport au Minor Planet Center (MPC) contenant des données de position adéquates pour une détermination orbitale précise. Le découvreur crédité est généralement prioritaire dans la sélection d'un nom. Néanmoins, l'annonce de l'AIU du 17 septembre 2008 concernant la nomination d'Haumea par un comité mixte établi pour les planètes naines potentielles, a notamment omis toute mention d'un découvreur spécifique. Alors que l'Observatoire de la Sierra Nevada, associé à l'équipe espagnole, a été cité comme lieu de découverte, le nom adopté, Haumea, provient de la proposition de Caltech. L'équipe d'Ortiz avait suggéré « Ataecina », une ancienne déesse ibérique du printemps ; cette divinité chthonienne aurait convenu à un plutino, une classification à laquelle Haumea ne correspond pas.

Nomenclature et désignation

Avant son nom officiel, l'équipe de découverte de Caltech l'appelait en interne « Père Noël » en raison de sa découverte le 28 décembre 2004, peu après Noël. À l'inverse, l'équipe espagnole a soumis la demande de découverte initiale au Minor Planet Center en juillet 2005. Par conséquent, le 29 juillet 2005, Haumea a reçu la désignation provisoire 2003 EL₆₁, dérivée de la date de l'image de découverte de l'équipe espagnole. Par la suite, le 7 septembre 2006, elle a été officiellement cataloguée et numérotée sous le nom (136108) 2003 EL₆₁ dans le registre officiel des planètes mineures.

Adhérant aux directives alors en vigueur de l'Union astronomique internationale (AIU), qui exigeaient que les objets classiques de la ceinture de Kuiper soient nommés d'après des divinités mythologiques de la création, en septembre 2006, l'équipe de Caltech a proposé des noms dérivés de la mythologie hawaïenne pour l'AIU pour le (136108) 2003 EL₆₁ et ses satellites, dans l'intention de "rendre hommage au lieu où les satellites ont été découverts". Ces noms ont été proposés par David Rabinowitz, membre de l'équipe Caltech. Haumea, la déesse matrone de l'île d'Hawaï, est associée à Mauna Kea, le site des observatoires Gemini et W. M. Keck. De plus, son identification avec Papa, la déesse de la terre et épouse de Wākea (espace), était jugée appropriée à l'époque, étant donné l'hypothèse dominante selon laquelle Haumea était presque entièrement constituée de roche solide, dépourvue du manteau de glace substantiel sur un petit noyau rocheux caractéristique des autres objets connus de la ceinture de Kuiper. Enfin, le rôle de Haumea en tant que déesse de la fertilité et de l'accouchement, dont de nombreux descendants ont émergé de diverses parties de son corps, s'aligne métaphoriquement sur l'hypothèse d'un essaim de fragments de glace qui se seraient détachés du corps principal lors d'une ancienne collision. Par conséquent, les deux lunes identifiées, également présumées s'être formées au cours de ce processus, portent les noms de deux des filles de Haumea : Hiʻiaka et Nāmaka.

Le nom proposé par l'équipe d'Ortiz, Ataecina, n'a pas satisfait aux conventions de dénomination de l'AIU car les noms de divinités chthoniennes étaient exclusivement attribués à des objets trans-neptuniens à résonance stable, tels que les plutinos, qui présentent une résonance de 3:2 avec Neptune. Haumea, cependant, affichait une résonance intermittente de 7:12, la rendant non résonante selon certaines définitions. Ces critères de dénomination ont ensuite été clarifiés fin 2019, lorsque l'AIU a stipulé que les figures chthoniennes devaient être réservées spécifiquement aux plutinos.

Le symbole planétaire de Haumea, ⟨⟩, est codifié en Unicode sous la forme U+1F77B. Alors que les symboles planétaires sont largement obsolètes dans l’astronomie contemporaine, 🝻 trouve principalement son utilité parmi les astrologues, bien qu’il soit également apparu dans le contexte de la NASA. Ce symbole a été conçu par Denis Moskowitz, un ingénieur logiciel basé au Massachusetts, à travers la combinaison et la simplification de pétroglyphes hawaïens représentant « femme » et « accouchement ».

Orbite

Haumea présente une période orbitale de 284 années terrestres, un périhélie de 35 UA et une inclinaison orbitale de 28°. L'objet a atteint son aphélie début 1992 et se trouve actuellement à plus de 50 UA du Soleil. Son prochain passage au périhélie est prévu pour 2133. L'orbite de Haumea affiche une excentricité légèrement plus élevée par rapport aux autres constituants de sa famille de collision. Ce phénomène est attribué à la subtile résonance orbitale 7:12 de Haumea avec Neptune, qui a progressivement modifié son orbite primordiale sur environ un milliard d'années via l'effet Kozai, facilitant l'échange entre l'inclinaison orbitale et l'excentricité accrue.

Possédant une magnitude visuelle de 17,3, Haumea se classe comme le troisième objet le plus brillant de la ceinture de Kuiper, après Pluton et Makemake, et est facilement discernable avec une magnitude substantielle. télescope amateur. Néanmoins, en raison de l'alignement orbital partagé des planètes et de la plupart des petits corps du système solaire, provenant de leur formation au sein du disque primordial du système solaire, les premières études d'objets lointains se sont principalement concentrées sur la projection céleste de ce plan commun, connu sous le nom d'écliptique. Après une exploration approfondie de la région du ciel proche de l'écliptique, des études astronomiques ultérieures ont commencé à cibler des objets dynamiquement perturbés sur des orbites à inclinaison plus élevée, aux côtés de corps plus éloignés présentant des mouvements apparents plus lents à travers la sphère céleste. En fin de compte, ces études complètes ont englobé l'emplacement de Haumea, caractérisé par son inclinaison orbitale significative et sa position actuelle éloignée par rapport à l'écliptique.

La stabilité orbitale à long terme de Haumea tout au long de la durée de vie du système solaire est improbable. Une simulation étudiant les trajectoires futures de 34 objets transneptuniens a indiqué que Haumea possédait la probabilité statistique la plus élevée d'être éjecté de son orbite soit dans l'espace interstellaire, soit dans le système solaire interne au cours du prochain milliard d'années.

Résonance possible avec Neptune

Haumea est supposé maintenir une résonance orbitale intermittente de 7:12 avec Neptune. Le nœud ascendant, noté Ω, subit une précession sur environ 4,6 millions d'années. Cette résonance est perturbée deux fois au cours de chaque cycle de précession, se produisant environ tous les 2,3 millions d'années, avant de se rétablir après environ cent mille ans. Par conséquent, en raison de son instabilité inhérente, Marc Buie classe cette interaction comme non résonante.

Rotation

Haumea présente des variations de luminosité significatives sur un intervalle de 3,9 heures, exclusivement imputables à une période de rotation de cette durée. Cette vitesse de rotation dépasse celle de tout autre corps d’équilibre connu dans le système solaire, et même de tout autre objet céleste dépassant 100 km de diamètre. Alors que la plupart des corps en rotation en équilibre hydrostatique prennent une forme sphéroïde aplatie, la rotation exceptionnellement rapide de Haumea le fait se déformer en un ellipsoïde triaxial. Si la rotation de Haumea s'accélère encore, elle se déformera probablement en une configuration d'haltère et se fragmentera par la suite. On suppose que la genèse de cette rotation rapide est l'événement d'impact responsable de la formation de ses satellites et de la famille de collisions associée.

Actuellement, le plan équatorial de Haumea est observé presque par la tranche depuis la Terre et présente un léger décalage par rapport aux plans orbitaux de son anneau et de sa lune la plus externe, Hiʻiaka. Alors que Ragozzine et Brown (2009) ont initialement postulé une coplanarité avec le plan orbital de Hi'iaka, leurs modèles pour la genèse collisionnelle des satellites de Haumea ont systématiquement indiqué un alignement du plan équatorial de Haumea avec le plan orbital de Hi'iaka à environ 1° près. Cette hypothèse a été corroborée par les observations d'une occultation stellaire réalisée en 2017 par Haumea, qui a dévoilé un système d'anneaux coïncidant à peu près avec le plan orbital de Hiʻiaka et l'équateur de Haumea. L'analyse mathématique ultérieure des données d'occultation par Kondratyev et Kornoukhov (2018) a établi des contraintes sur les angles d'inclinaison relatifs de l'équateur de Haumea par rapport aux plans orbitaux de son anneau et de Hi'iaka, les déterminant comme étant respectivement 3,2°±1,4° et 2,0°±1,0°, par rapport à l'équateur de Haumea.

Caractéristiques physiques

Taille, forme et composition

Les dimensions d'un objet du système solaire peuvent être déduites de sa magnitude optique, de sa distance héliocentrique et de son albédo. Les corps célestes semblent lumineux aux observateurs terrestres, soit en raison de leur taille importante, soit de leur haute réflectivité. Si leur réflectivité (albédo) est déterminée, une estimation préliminaire de leur taille devient possible. Alors que l'albédo reste indéterminé pour la plupart des objets éloignés, la taille et la luminosité considérables de Haumea permettent de mesurer son émission thermique, donnant ainsi une valeur approximative de son albédo et, par conséquent, de sa taille. Néanmoins, le calcul précis de ses dimensions est complexe en raison de sa vitesse de rotation rapide. Les principes de la physique de rotation des corps déformables prédisent qu'un objet céleste tournant à la vitesse de Haumea atteindra la forme d'équilibre d'un ellipsoïde triaxial dans un délai aussi court que cent jours. On suppose que la majorité des fluctuations de luminosité de Haumea ne résultent pas de variations localisées de l'albédo mais de la présentation alternée de ses vues latérales et finales observées depuis la Terre.

Les caractéristiques de rotation et l'amplitude de la courbe de lumière de Haumea ont été postulées pour imposer des contraintes importantes sur sa composition interne. En supposant qu'Haumea était en équilibre hydrostatique et possédait une faible densité semblable à celle de Pluton - avec un important manteau de glace recouvrant un petit noyau rocheux - sa rotation rapide aurait induit un degré d'allongement plus important que ce qui est cohérent avec les fluctuations de luminosité observées. Ces considérations ont ainsi limité sa densité à une plage de 2,6 à 3,3 g/cm³. En revanche, la Lune, corps rocheux, présente une densité de 3,3 g/cm³, tandis que Pluton, représentatif des objets glacés de la ceinture de Kuiper, a une densité de 1,86 g/cm§45§. La haute densité déduite de Haumea englobe des valeurs caractéristiques des minéraux silicatés comme l'olivine et le pyroxène, qui constituent de nombreux corps rocheux au sein du système solaire. Cela impliquait en outre que la composition principale de Haumea était constituée de roches recouvertes d'une couche de glace relativement mince. Il est plausible qu'un épais manteau de glace, plus caractéristique des autres objets de la ceinture de Kuiper, ait été éjecté lors de l'événement d'impact qui a ensuite formé la famille des collisions hauméennes.

La présence des lunes de Haumea permet de déterminer la masse totale du système grâce à l'application de la troisième loi de Kepler à leurs paramètres orbitaux. Ce calcul donne une masse de 4,2×10²¹ kg, qui constitue 28 % de la masse du système plutonien et 6 % de la masse de la Lune. La grande majorité de cette masse est attribuée à Haumea elle-même. Plusieurs calculs de modèles ellipsoïdes ont été effectués pour déterminer les dimensions de Haumea. Le modèle initial, développé après la découverte à partir d'observations de courbes de lumière optique au sol, indiquait une longueur totale allant de 1 960 à 2 500 km et un albédo visuel (p_v) supérieur à 0,6. Une forme d'ellipsoïde triaxial, avec des dimensions approximatives de 2 000 × 1 500 × 1 000 km et un albédo de 0,71, a ensuite été identifiée comme la configuration la plus probable. Les observations effectuées par le télescope spatial Spitzer, utilisant la photométrie à des longueurs d'onde infrarouges de 70 μm, ont déterminé un diamètre de 1 150+250
−100 km et un albédo de 0,84+0,1
−0,2. Des analyses ultérieures des courbes de lumière ont proposé un diamètre circulaire équivalent de 1 450 km. En 2010, une analyse complète intégrant les mesures du télescope spatial Herschel avec les données antérieures du télescope Spitzer a fourni une estimation révisée du diamètre équivalent de Haumea, d'environ 1 300 km. Ces estimations de taille indépendantes convergent autour d'un diamètre moyen géométrique moyen d'environ 1 400 km. En 2013, le télescope spatial Herschel a affiné sa mesure du diamètre circulaire équivalent de Haumea à environ 1 240+69
−58 km.

Néanmoins, les observations d'une occultation stellaire en janvier 2017 ont introduit une incertitude considérable quant à ces conclusions antérieures. Alors que la forme mesurée de Haumea a conservé sa forme allongée précédemment supposée, ses dimensions semblaient nettement plus grandes. Les données dérivées de l'occultation ont indiqué que l'axe le plus long de Haumea se rapproche du diamètre de Pluton, tandis que son diamètre polaire est environ la moitié de celui-ci. La densité calculée ensuite à partir de la forme observée de Haumea était d'environ 1,8 g/cm³, ce qui correspond plus étroitement aux densités d'autres objets transneptuniens (TNO) importants. Cette forme dérivée semblait cependant incompatible avec un corps homogène en équilibre hydrostatique. Malgré cela, Haumea reste reconnu comme l'un des plus grands objets transneptuniens découverts, étant plus petit qu'Eris et Pluton, comparable en taille à Makemake et potentiellement Gonggong, et plus grand que Sedna, Quaoar et Orcus.

En 2019, un projet de recherche a cherché à réconcilier les mesures disparates de la forme et de la densité de Haumea grâce à une modélisation numérique, traitant Haumea comme un corps céleste différencié. Cette étude a déterminé que des dimensions d'environ 2 100 × 1 680 × 1 074 km (avec le grand axe modélisé à des intervalles de 25 km) constituaient l'ajustement optimal pour la forme observée de Haumea lors de l'occultation de 2017. Surtout, ces dimensions se sont également avérées cohérentes avec la surface et le noyau présentant des formes ellipsoïdes scalènes en équilibre hydrostatique. Le modèle raffiné de la morphologie de Haumea suggère la présence d'un noyau mesurant environ 1 626 × 1 446 × 940 km, caractérisé par une densité relativement élevée d'environ 2,68 g/cm³. Cette densité implique une composition majoritairement de silicates hydratés, comme la kaolinite. Autour de ce noyau se trouve un manteau de glace, dont l'épaisseur varie d'environ 70 km aux pôles à 170 km le long de l'axe le plus long de Haumea, et constituant jusqu'à 17 % de sa masse totale. La densité moyenne estimée de Haumea est d'environ 2,018 g/cm§9^10§, accompagnée d'un albédo d'environ 0,66.

Caractéristiques des surfaces

En 2005, les données spectrales acquises par les télescopes Gemini et Keck ont révélé des caractéristiques proéminentes de glace d'eau cristalline à la surface de Haumea, ressemblant beaucoup à celles observées sur Charon, la lune de Pluton. Cette découverte est anormale, étant donné que la glace cristalline se forme généralement à des températures supérieures à 110 K, alors que la température de surface de Haumea reste inférieure à 50 K, régime propice à la formation de glace amorphe. De plus, l’intégrité structurelle de la glace cristalline est compromise par l’afflux continu de rayons cosmiques et de particules énergétiques solaires impactant les objets transneptuniens. Le délai estimé pour que la glace cristalline revienne à un état amorphe sous un tel bombardement est d'environ dix millions d'années, un contraste frappant avec les milliards d'années pendant lesquelles les objets trans-neptuniens ont occupé leurs positions orbitales glaciales actuelles.

Les dommages induits par les radiations devraient provoquer un rougissement et un assombrissement des surfaces des objets trans-neptuniens, en particulier lorsque des constituants de surface courants tels que des glaces organiques et des composés de type tholin sont présents, comme l'illustre Pluton. Par conséquent, les spectres et la couleur observés de Haumea impliquent que cette planète, ainsi que les membres de sa famille associés, a récemment connu des événements de resurfaçage, entraînant l'exposition de glace fraîche. Néanmoins, aucun mécanisme crédible pour expliquer ce phénomène de refonte n'a encore été proposé.

Haumea présente un albédo élevé, allant de 0,6 à 0,8, ce qui indique une glace cristalline. D'autres grands objets transneptuniens (TNO), tels qu'Eris, possèdent un albédo comparable ou supérieur. La modélisation spectrale suggère que 66 à 80 % de la surface de Haumea est composée de glace d'eau cristalline pure, avec des contributeurs potentiels à cet albédo élevé, notamment le cyanure d'hydrogène ou les argiles phyllosilicates. La présence de sels de cyanure inorganiques, tels que le cyanure de cuivre et de potassium, est également émise.

Des investigations ultérieures utilisant la spectroscopie visible et proche infrarouge proposent cependant une surface homogène composée d'un mélange intime 1:1 de glace amorphe et cristalline, ainsi que d'un maximum de 8 % de composés organiques. La non-détection de l’hydrate d’ammoniac exclut l’activité cryovolcanique. Ces observations corroborent les études dynamiques, indiquant que l'événement de collision s'est produit il y a plus de 100 millions d'années. De plus, l'absence de méthane détectable dans les spectres de Haumea s'aligne sur une histoire de collision chaude, qui aurait dissipé ces composés volatils, contrairement aux conditions observées sur Makemake.

Alors que la courbe de lumière de Haumea présente des fluctuations significatives attribuables à sa forme irrégulière, affectant uniformément toutes les longueurs d'onde, des variations de couleur distinctes et localisées observées dans les spectres visible et proche infrarouge révèlent une région de surface avec des caractéristiques chromatiques et d'albédo divergentes. Plus précisément, une zone rouge foncé proéminente a été identifiée sur la surface par ailleurs blanche et brillante de Haumea en septembre 2009. Cette caractéristique, potentiellement un site d'impact, suggère une concentration de minéraux et de composés organiques (riches en carbone), ou alternativement, une plus grande abondance de glace cristalline. Par conséquent, la surface de Haumea pourrait présenter un aspect marbré, analogue à celui de Pluton, quoique moins prononcé.

Sonnerie

L'existence d'un anneau circumplanétaire autour de Haumea a été déduite d'une occultation stellaire observée le 21 janvier 2017, puis détaillée dans une publication Nature d'octobre 2017. Cette découverte marque la première identification d'un système d'anneaux en orbite autour d'un objet transneptunien (TNO). Caractérisé par un rayon d'environ 2 287 km, une largeur d'environ 70 km et une opacité de 0,5, l'anneau réside bien dans la limite de Roche de Haumea. Cette limite, estimée à environ 4 400 km pour un corps sphérique, est encore étendue en raison de la forme non sphérique de Haumea.

Le plan orbital de l'anneau présente une inclinaison de 3,2°±1,4° par rapport au plan équatorial de Haumea, s'alignant étroitement avec le plan orbital de son plus grand satellite extérieur, Hiʻiaka. De plus, l'anneau est situé près de la résonance orbite-spin de 1:3 avec la rotation de Haumea, correspondant à une distance radiale de 2 285 ± 8 km du centre de Haumea. Sa contribution à la luminosité globale de Haumea est estimée à 2,5 %.

Une étude réalisée en 2019 par Othon Cabo Winter et ses collaborateurs, étudiant la dynamique des particules de l'anneau, a démontré que même si la résonance 1:3 avec la rotation de Haumea est dynamiquement instable, une région stable existe dans l'espace des phases qui correspond à l'emplacement observé de l'anneau de Haumea. Cette découverte suggère que les particules annulaires occupent des orbites circulaires et périodiques positionnées à proximité de la résonance, mais pas à l'intérieur.

Satellites

Haumea est orbitée par deux petits satellites : (136108) Haumea I, désigné Hiʻiaka, et (136108) Haumea II, nommé Namaka. Les deux satellites ont été identifiés en 2005 par Darin Ragozzine et Michael Brown, à l'aide d'observations de Haumea effectuées à l'observatoire W. M. Keck.

Hi'iaka, initialement surnommé « Rudolph » par l'équipe de recherche de Caltech, a été découvert le 26 janvier 2005. En tant que satellite externe, plus grand et plus brillant des deux satellites, avec un diamètre approximatif de 310 km, Hi'iaka complète une orbite presque circulaire autour de Haumea tous les 49 jours. Les caractéristiques d'absorption importantes observées à 1,5 et 2 micromètres dans son spectre infrarouge indiquent une surface largement recouverte de glace d'eau cristalline presque pure. Ce spectre distinctif, associé à des raies d'absorption analogues détectées sur Haumea, a incité Brown et ses collaborateurs à en déduire qu'un scénario de capture était improbable pour la formation du système, suggérant plutôt que les lunes hauméennes provenaient de fragments de Haumea elle-même.

Namaka, le plus petit satellite intérieur de Haumea, a été identifié le 30 juin 2005 et officieusement nommé « Blitzen ». Avec environ un dixième de la masse de Hiʻiaka, Namaka effectue une orbite de 18 jours autour de Haumea selon une trajectoire hautement elliptique et non képlérienne. Depuis 2008, son orbite était inclinée de 13° par rapport à la plus grande lune, ce qui exerce une influence perturbatrice. Les excentricités substantielles observées et l'inclinaison mutuelle des orbites des satellites sont anormales, car les effets de marée conduiraient généralement à leur amortissement. Une récente rencontre avec une résonance de 3:1 avec Hi'iaka pourrait potentiellement expliquer les états orbitaux actuellement excités des lunes hauméennes.

Entre 2008 et 2011 environ, les orbites des lunes hauméennes ont été observées presque par la tranche depuis la Terre, ce qui a entraîné des occultations périodiques de Haumea par Namaka. De telles observations de transit auraient fourni des données précises sur la taille et la morphologie de Haumea et de ses satellites, reflétant des événements similaires impliquant Pluton et Charon à la fin des années 1980. La détection de l'infime altération de la luminosité du système au cours de ces occultations aurait nécessité un télescope professionnel d'ouverture au moins moyenne. L'occultation la plus récente de Haumea par Hi'iaka a eu lieu en 1999, précédant sa découverte de plusieurs années, et ne devrait pas se reproduire avant environ 130 ans. Fait unique parmi les satellites réguliers, l'orbite de Namaka a connu un couple important de Hiʻiaka, maintenant ainsi la géométrie de visualisation favorable pour les transits Namaka-Haumea pendant une période prolongée. Un seul événement d'occultation a été documenté le 19 juin 2009 par l'Observatoire de Pico dos Dias au Brésil.

Famille collisionnelle

Haumea représente le plus grand constituant de sa famille de collisions, un assemblage de corps célestes partageant des attributs physiques et orbitaux comparables, dont on suppose qu'ils proviennent de la fragmentation d'un objet progéniteur plus grand en raison d'un événement d'impact. Cette famille, la première identifiée parmi les Objets Trans-Neptuniens (TNO), comprend - outre Haumea et ses satellites - (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km), et (145453) 2005 RR43 (≈252 km). Brown et ses collaborateurs ont émis l'hypothèse que la famille résultait directement de l'impact responsable du décapage du manteau de glace de Haumea. Cependant, une hypothèse alternative propose une genèse plus complexe : la matière expulsée lors de la collision initiale s'est ensuite fusionnée pour former une lune importante de Haumea, qui a ensuite été fragmentée lors d'une collision secondaire, dispersant ses débris. Ce dernier scénario génère apparemment une dispersion de vitesse entre les fragments qui correspond plus précisément à la dispersion de vitesse observée des constituants de la famille.

L'existence de cette famille collisionnelle suggère une origine potentielle pour Haumea et ses corps associés au sein du disque dispersé. Dans la ceinture de Kuiper contemporaine et peu distribuée, la probabilité qu'un tel impact se produise tout au long de l'histoire du système solaire est inférieure à 0,1 %. La formation de la famille au sein de la ceinture primordiale plus dense de Kuiper est improbable, car un groupe aussi étroitement lié aurait été perturbé par la migration de Neptune dans la ceinture, ce qui est considéré comme la raison de la faible densité actuelle de la ceinture. Par conséquent, il semble plausible que la région dynamique du disque dispersé, où la probabilité d'une telle collision est considérablement élevée, ait servi de lieu de naissance à l'objet progéniteur qui a donné naissance à Haumea et à ses membres apparentés.

Étant donné que la diffusion observée du groupe aurait nécessité au moins un milliard d'années, on estime que l'événement d'impact responsable de la formation de la famille Haumea s'est produit au moins aussi loin dans le passé.

Exploration

Le vaisseau spatial New Horizons a effectué des observations lointaines de Haumea en octobre 2007, janvier 2017 et mai 2020, à des distances respectives de 49 UA, 59 UA et 63 UA. La trajectoire du vaisseau spatial, s'éloignant du système solaire interne, a facilité les observations de Haumea à des angles de phase élevés, autrement inaccessibles depuis la Terre. Cela a permis de caractériser les propriétés de diffusion de la lumière à la surface de Haumea et le comportement de la courbe de phase.

Une mission de survol vers Haumea pourrait atteindre sa destination en 16,45 ans si elle était lancée le 1er novembre 2026 ; 23 septembre 2037 ; ou le 29 octobre 2038. Haumea est considérée comme une cible potentielle pour de futures missions d'exploration, illustrées par des études préliminaires portant sur un concept de sonde pour Haumea et ses lunes (situées entre 35 et 51 UA). Les considérations technologiques critiques pour de telles missions incluent la masse de la sonde, la production d'énergie et les systèmes de propulsion.

20000 Varuna : Un objet trans-neptunien substantiel à rotation rapide caractérisé par une morphologie ellipsoïdale allongée.

• 20000 Varuna – un grand objet transneptunien à rotation rapide et de forme ellipsoïde allongée
• 208996 Achlys : un autre objet transneptunien considérable, à rotation rapide, présentant une forme ellipsoïdale allongée analogue à Haumea.
• Conventions de dénomination astronomique
• Comment j'ai tué Pluton et pourquoi il est arrivé : mémoire rédigé par Mike Brown, publié en 2010.
• Liste des objets du système solaire par taille

Remarques

Références

Informations concernant (136108) Haumea, Hiʻiaka et Namaka (dernière mise à jour le 21 septembre 2014).

• (136108) Haumea, Hiʻiaka et Namaka sur Johnston's Archive.com (mis à jour le 21 septembre 2014)
• Podcast de l'Année internationale de l'astronomie 2009 : Planète naine Haumea, avec Darin Ragozzine.
• Une observation d'Haumea réalisée le 10 juin 2011 par Mike Brown à l'aide du WHT de 4,20 mètres (165 pouces) a documenté une baisse de luminosité entre environ 0 h 30 et 3 h 30. Ce phénomène est attribué au transit de Namaka par Haumea. Alors que Hi'iaka, la lune extérieure, était fusionnée dans les images, sa période de rotation de 4,5 heures a introduit des variations mineures de luminosité.
• Cette animation représente la résonance orbitale intermittente de 7 : 12 entre Haumea et Neptune, projetant sa dynamique sur les 3,5 millions d'années suivantes.