Haumea

Haumea, ufficialmente designato come pianeta minore 136108 Haumea, è un pianeta nano situato oltre il percorso orbitale di Nettuno. La sua scoperta iniziale è avvenuta nel 2004 da un team del Caltech guidato da Mike Brown presso l'Osservatorio Palomar. Successivamente, nel 2005, un team diretto da José Luis Ortiz Moreno presso l'Osservatorio spagnolo della Sierra Nevada ne annunciò formalmente l'identificazione, dopo averlo individuato in immagini pre-ricerca del 2003. In seguito a questo annuncio, gli fu assegnata la designazione provvisoria 2003 EL61.

Haumea (designazione di pianeta minore: 136108 Haumea) è un pianeta nano situato oltre l'orbita di Nettuno. È stato scoperto nel 2004 da un team guidato da Mike Brown del Caltech presso l'Osservatorio Palomar e annunciato formalmente nel 2005 da un team guidato da José Luis Ortiz Moreno presso l'Osservatorio della Sierra Nevada in Spagna, che lo aveva scoperto quell'anno nelle immagini pre-ricovero scattate dal team nel 2003. Da quell'annuncio, ha ricevuto la designazione provvisoria 2003 EL₆₁.

Il 17 settembre 2008, l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha ufficialmente chiamato l'oggetto Haumea, in onore della dea hawaiana del parto e della fertilità, anticipando la sua classificazione come pianeta nano. Le stime attuali posizionano Haumea come il terzo oggetto transnettuniano più grande conosciuto, dopo Eris e Plutone, con una dimensione paragonabile a Titania, una delle lune di Urano. Le immagini storiche della precopertura di Haumea sono state rintracciate fin dal 22 marzo 1955.

Haumea possiede una massa pari a circa un terzo di quella di Plutone e 1/1400 di quella della Terra. Anche se la sua forma precisa rimane inosservata direttamente, le analisi della sua curva di luce suggeriscono una forma coerente con un ellissoide di Jacobi – una forma caratteristica di un pianeta nano – dove il suo asse maggiore è il doppio della lunghezza del suo asse minore. Nell'ottobre 2017, gli astronomi hanno segnalato il rilevamento di un sistema di anelli che circonda Haumea, segnando la scoperta inaugurale di un tale sistema attorno sia a un oggetto transnettuniano che a un pianeta nano.

Fino a poco tempo fa, la forza gravitazionale di Haumea era ritenuta adeguata per raggiungere l'equilibrio idrostatico; tuttavia, questa valutazione è ora incerta. Si ipotizza che la morfologia allungata del pianeta nano, il rapido periodo di rotazione, gli anelli distinguibili e l'elevata albedo (attribuibile a una superficie composta da ghiaccio d'acqua cristallino) siano il risultato di un colossale evento di impatto. Si ritiene che questa collisione abbia stabilito Haumea come il costituente più sostanziale di una famiglia collisionale, nota come famiglia Haumea, che comprende diversi importanti oggetti transnettuniani e le sue due lune identificate, Hiʻiaka e Namaka.

Contesto storico

Scoperta

La scoperta di Haumea è attribuita a due gruppi di ricerca distinti. Un team, composto da Mike Brown del Caltech, David Rabinowitz dell'Università di Yale e Chad Trujillo dell'Osservatorio Gemini alle Hawaii, ha identificato Haumea il 28 dicembre 2004, all'interno di immagini catturate il 6 maggio 2004. Successivamente, il 20 luglio 2005, questo team ha diffuso un abstract online che descriveva in dettaglio le loro scoperte, che intendevano presentare formalmente in una conferenza a settembre. 2005.

Contemporaneamente, José Luis Ortiz Moreno e il suo gruppo di ricerca presso l'Instituto de Astrofísica de Andalucía, situato presso l'Osservatorio della Sierra Nevada in Spagna, localizzarono Haumea in immagini acquisite tra il 7 e il 10 marzo 2003. Ortiz successivamente comunicò la loro scoperta al Minor Planet Center via e-mail la sera del 27 luglio 2005.

Inizialmente, Brown riconobbe La pretesa di scoperta di Ortiz. Tuttavia, Brown in seguito sviluppò sospetti di condotta fraudolenta da parte del team spagnolo dopo aver scoperto che l'Osservatorio della Sierra Nevada aveva avuto accesso ai suoi registri di osservazione il giorno prima dell'annuncio della scoperta. Questo accesso, un dettaglio non rivelato nel loro annuncio, era contrario alla pratica standard. I registri contenevano dati sufficienti affinché il team di Ortiz identificasse Haumea nelle immagini del 2003. Inoltre, questi registri sono stati nuovamente consultati poco prima che Ortiz fissasse il tempo del telescopio per acquisire immagini di conferma per un successivo annuncio all'MPC il 29 luglio. Ortiz successivamente confermò l'accesso ai registri di osservazione del Caltech ma confutò qualsiasi scorrettezza, affermando che la sua intenzione era esclusivamente quella di verificare l'identificazione di un nuovo corpo celeste.

Secondo il protocollo dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU), il credito per la scoperta di un pianeta minore viene concesso alla prima entità che invia un rapporto al Minor Planet Center (MPC) contenente dati di posizione adeguati per un'accurata determinazione orbitale. Lo scopritore accreditato in genere ha la priorità nella selezione di un nome. Tuttavia, l'annuncio della IAU del 17 settembre 2008, riguardante la denominazione di Haumea da parte di un comitato congiunto istituito per potenziali pianeti nani, ha omesso in particolare qualsiasi menzione di uno specifico scopritore. Mentre l'Osservatorio della Sierra Nevada, associato al team spagnolo, è stato citato come luogo della scoperta, il nome adottato, Haumea, ha avuto origine dalla proposta del Caltech. La squadra di Ortiz aveva suggerito "Ataecina", un'antica dea iberica della primavera; questa divinità ctonia sarebbe stata adatta a un plutino, classificazione che Haumea non si adatta.

Nomenclatura e designazione

Prima della sua denominazione ufficiale, il team di scoperta del Caltech lo chiamava internamente "Babbo Natale" a causa della sua scoperta avvenuta il 28 dicembre 2004, poco dopo Natale. Al contrario, il team spagnolo ha presentato la richiesta di scoperta iniziale al Minor Planet Center nel luglio 2005. Di conseguenza, il 29 luglio 2005, Haumea ha ricevuto la designazione provvisoria 2003 EL₆₁, derivata dalla data dell'immagine della scoperta del team spagnolo. Successivamente, il 7 settembre 2006, è stato formalmente catalogato e numerato come (136108) 2003 EL₆₁ all'interno del registro ufficiale dei pianeti minori.

Aderendo alle allora attuali linee guida dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU), che imponevano che gli oggetti classici della cintura di Kuiper prendessero il nome di divinità mitologiche della creazione, nel settembre 2006, il team del Caltech ha proposto nomi derivati dalla mitologia hawaiana al pianeta. IAU sia per (136108) 2003 EL₆₁ che per i suoi satelliti, con l'intento di "rendere omaggio al luogo in cui sono stati scoperti i satelliti". Questi nomi sono stati proposti da David Rabinowitz, un membro del team del Caltech. Haumea, la dea matrona dell'isola Hawai'i, è associata a Mauna Kea, il sito degli Osservatori Gemini e W. M. Keck. Inoltre, la sua identificazione con Papa, la dea della terra e consorte di Wākea (spazio), fu ritenuta appropriata all'epoca, data l'ipotesi prevalente che Haumea fosse costituita quasi interamente da solida roccia, priva del sostanziale mantello di ghiaccio sopra un piccolo nucleo roccioso caratteristico di altri oggetti conosciuti della cintura di Kuiper. Infine, il ruolo di Haumea come dea della fertilità e del parto, la cui numerosa prole emerse da varie parti del suo corpo, si allinea metaforicamente con l'ipotizzato sciame di frammenti ghiacciati che si ritiene si siano staccati dal corpo principale durante un'antica collisione. Di conseguenza, le due lune identificate, che si presume si siano formate attraverso questo processo, portano i nomi di due delle figlie di Haumea: Hiʻiaka e Nāmaka.

Il nome proposto dal team Ortiz, Ataecina, non è riuscito a soddisfare le convenzioni di denominazione IAU perché i nomi delle divinità ctonie erano assegnati esclusivamente a oggetti transnettuniani stabilmente risonanti, come i plutini, che mostrano una risonanza 3:2 con Nettuno. Haumea, tuttavia, mostrava una risonanza intermittente 7:12, rendendola non risonante secondo alcune definizioni. Questi criteri di denominazione sono stati successivamente chiariti alla fine del 2019, quando la IAU ha stabilito che le figure ctonie dovessero essere riservate specificamente ai plutini.

Il simbolo planetario di Haumea, ⟨⟩, è codificato in Unicode come U+1F77B. Sebbene i simboli planetari siano in gran parte obsoleti nell'astronomia contemporanea, 🝻 trova utilizzo principalmente tra gli astrologi, sebbene sia apparso anche in contesti della NASA. Questo simbolo è stato concepito da Denis Moskowitz, un ingegnere informatico con sede nel Massachusetts, attraverso la combinazione e la semplificazione di petroglifi hawaiani che rappresentano "donna" e "parto".

Orbita

Haumea mostra un periodo orbitale di 284 anni terrestri, un perielio di 35 UA e un'inclinazione orbitale di 28°. L'oggetto ha raggiunto l'afelio all'inizio del 1992 e attualmente si trova a oltre 50 UA dal Sole. Il suo prossimo passaggio al perielio è previsto per il 2133. L'orbita di Haumea mostra un'eccentricità leggermente maggiore rispetto ad altri costituenti della sua famiglia collisionale. Questo fenomeno è attribuito alla sottile risonanza orbitale 7:12 di Haumea con Nettuno, che ha progressivamente alterato la sua orbita primordiale nel corso di circa un miliardo di anni attraverso l'effetto Kozai, facilitando lo scambio tra l'inclinazione orbitale e l'aumento dell'eccentricità.

Possedendo una magnitudine visiva di 17,3, Haumea è il terzo oggetto più luminoso nella fascia di Kuiper, dopo Plutone e Makemake, ed è facilmente distinguibile da un appassionato amatoriale. telescopio. Tuttavia, a causa dell’allineamento orbitale condiviso dei pianeti e della maggior parte dei piccoli corpi del Sistema Solare, originato dalla loro formazione all’interno del disco primordiale del Sistema Solare, le prime indagini per oggetti distanti si concentrarono prevalentemente sulla proiezione celeste di questo piano comune, noto come eclittica. Dopo un'esplorazione approfondita della regione del cielo vicino all'eclittica, le successive indagini astronomiche iniziarono a prendere di mira oggetti dinamicamente perturbati in orbite con inclinazione più elevata, insieme a corpi più distanti che mostravano movimenti apparenti più lenti attraverso la sfera celeste. Alla fine, queste indagini approfondite hanno compreso la posizione di Haumea, caratterizzata dalla sua significativa inclinazione orbitale e dalla sua attuale posizione distante rispetto all'eclittica.

La stabilità orbitale a lungo termine di Haumea per tutta la durata della vita del Sistema Solare è improbabile. Una simulazione che ha studiato le traiettorie future di 34 oggetti transnettuniani ha indicato che Haumea possedeva la più alta probabilità statistica di essere espulsa dalla sua orbita nello spazio interstellare o nel Sistema solare interno entro il prossimo miliardo di anni.

Possibile risonanza con Nettuno

Si ipotizza che Haumea mantenga una risonanza orbitale intermittente 7:12 con Nettuno. Il nodo ascendente, indicato come Ω, subisce la precessione per circa 4,6 milioni di anni. Questa risonanza viene interrotta due volte all'interno di ciascun ciclo di precessione, verificandosi all'incirca ogni 2,3 milioni di anni, prima di ristabilirsi dopo circa centomila anni. Di conseguenza, a causa della sua instabilità intrinseca, Marc Buie classifica questa interazione come non risonante.

Rotazione

Haumea mostra significative variazioni di luminosità nell'arco di un intervallo di 3,9 ore, che sono esclusivamente attribuibili a un periodo di rotazione di questa durata. Questa velocità di rotazione supera quella di qualsiasi altro corpo di equilibrio conosciuto all'interno del Sistema Solare e, in effetti, di qualsiasi altro oggetto celeste che superi i 100 km di diametro. Mentre la maggior parte dei corpi rotanti in equilibrio idrostatico assumono una forma sferoidale oblata, la rotazione eccezionalmente rapida di Haumea lo fa deformare in un ellissoide triassiale. Se la rotazione di Haumea dovesse accelerare ulteriormente, probabilmente si deformerebbe in una configurazione a manubrio e successivamente si frammenterebbe. Si ipotizza che la genesi di questa rapida rotazione sia l'evento di impatto responsabile della formazione dei suoi satelliti e della relativa famiglia di collisioni.

Attualmente, il piano equatoriale di Haumea viene osservato quasi di taglio dalla Terra e mostra un leggero spostamento rispetto ai piani orbitali del suo anello e della sua luna più esterna, Hiʻiaka. Mentre Ragozzine e Brown (2009) inizialmente postulavano la complanarità con il piano orbitale di Hiʻiaka, i loro modelli per la genesi collisionale dei satelliti di Haumea indicavano costantemente un allineamento del piano equatoriale di Haumea con il piano orbitale di Hiʻiaka entro circa 1°. Questa ipotesi è stata corroborata dalle osservazioni di un'occultazione stellare del 2017 di Haumea, che ha rivelato un sistema di anelli approssimativamente coincidente con il piano orbitale di Hiʻiaka e l'equatore di Haumea. La successiva analisi matematica dei dati di occultazione da parte di Kondratyev e Kornoukhov (2018) ha stabilito vincoli sugli angoli di inclinazione relativi dell'equatore di Haumea rispetto ai piani orbitali del suo anello e Hiʻiaka, determinandoli come 3,2°±1,4° e 2,0°±1,0°, rispettivamente, rispetto a L'equatore di Haumea.

Caratteristiche fisiche

Dimensione, forma e composizione

Le dimensioni di un oggetto del Sistema Solare possono essere dedotte dalla sua magnitudine ottica, distanza eliocentrica e albedo. I corpi celesti appaiono luminosi agli osservatori terrestri sia per le loro dimensioni sostanziali che per la loro elevata riflettività. Se si determina la loro riflettività (albedo), diventa possibile una stima preliminare della loro dimensione. Mentre l'albedo rimane indeterminato per la maggior parte degli oggetti distanti, le dimensioni considerevoli e la luminosità di Haumea consentono la misurazione della sua emissione termica, fornendo così un valore approssimativo della sua albedo e, di conseguenza, della sua dimensione. Tuttavia, il calcolo preciso delle sue dimensioni è complicato a causa della sua rapida velocità di rotazione. I principi della fisica rotazionale per i corpi deformabili prevedono che un oggetto celeste che ruota alla velocità di Haumea raggiungerà la forma di equilibrio di un ellissoide triassiale entro un periodo di appena cento giorni. Si ipotizza che la maggior parte delle fluttuazioni di luminosità di Haumea non derivino da variazioni localizzate dell'albedo ma dalla presentazione alternata delle sue viste laterali e finali osservate dalla Terra.

Si ritiene che le caratteristiche di rotazione e l'ampiezza della curva di luce di Haumea impongano vincoli significativi sulla sua composizione interna. Supponendo che Haumea fosse in equilibrio idrostatico e possedesse una bassa densità simile a quella di Plutone, caratterizzata da un consistente mantello di ghiaccio sopra un piccolo nucleo roccioso, la sua rapida rotazione avrebbe indotto un grado di allungamento maggiore di quanto sia coerente con le fluttuazioni di luminosità osservate. Queste considerazioni ne hanno quindi limitato la densità a un intervallo compreso tra 2,6 e 3,3 g/cm³. Al contrario, la Luna, un corpo roccioso, presenta una densità di 3,3 g/cm³, mentre Plutone, rappresentativo degli oggetti ghiacciati della fascia di Kuiper, ha una densità di 1,86 g/cm§45§. L'elevata densità dedotta da Haumea comprende valori caratteristici dei minerali silicati come olivina e pirosseno, che costituiscono numerosi corpi rocciosi all'interno del Sistema Solare. Ciò implicava inoltre che la composizione primaria di Haumea fosse roccia, ricoperta da uno strato di ghiaccio relativamente sottile. È plausibile che uno spesso mantello di ghiaccio, più caratteristico di altri oggetti della cintura di Kuiper, sia stato espulso durante l'evento di impatto che successivamente formò la famiglia collisionale Haumeana.

La presenza delle lune di Haumea consente la determinazione della massa totale del sistema attraverso l'applicazione della terza legge di Keplero ai loro parametri orbitali. Questo calcolo produce una massa di 4,2×10²¹ kg, che costituisce il 28% della massa del sistema plutoniano e il 6% della massa della Luna. La stragrande maggioranza di questa messa è attribuita alla stessa Haumea. Sono stati condotti molteplici calcoli sul modello ellissoide per accertare le dimensioni di Haumea. Il modello iniziale, sviluppato dopo la scoperta da osservazioni della curva di luce ottica da terra, indicava una lunghezza totale compresa tra 1.960 e 2.500 km e un albedo visivo (p_v) superiore a 0,6. Una forma ellissoidale triassiale, con dimensioni approssimative di 2.000 × 1.500 × 1.000 km e un'albedo di 0,71, è stata successivamente identificata come la configurazione più probabile. Le osservazioni eseguite dal telescopio spaziale Spitzer, utilizzando la fotometria a lunghezze d'onda infrarosse di 70 μm, hanno determinato un diametro di 1.150+250
−100 km e un'albedo di 0,84+0,1
−0,2. Successive analisi delle curve di luce hanno proposto un diametro circolare equivalente di 1.450 km. Nel 2010, un'analisi completa che integrava le misurazioni del telescopio spaziale Herschel con i dati precedenti del telescopio Spitzer ha fornito una stima rivista per il diametro equivalente di Haumea, circa 1.300 km. Queste stime dimensionali indipendenti convergono attorno a un diametro medio geometrico medio di circa 1.400 km. Entro il 2013, il telescopio spaziale Herschel ha perfezionato la misurazione del diametro circolare equivalente di Haumea a circa 1.240+69
−58 km.

Tuttavia, le osservazioni di un'occultazione stellare nel gennaio 2017 hanno introdotto una notevole incertezza riguardo a queste conclusioni precedenti. Sebbene la forma misurata di Haumea mantenga la forma allungata precedentemente assunta, le sue dimensioni apparivano sostanzialmente più grandi. I dati derivati ​​dall'occultazione indicano che l'asse più lungo di Haumea si avvicina al diametro di Plutone, mentre il suo diametro polare è circa la metà. La densità successivamente calcolata dalla forma osservata di Haumea era di circa 1,8 g/cm³, che si allinea più strettamente con le densità di altri importanti oggetti transnettuniani (TNO). Questa forma derivata sembrava però incompatibile con un corpo omogeneo in equilibrio idrostatico. Nonostante ciò, Haumea rimane riconosciuto come uno dei più grandi oggetti transnettuniani scoperti, essendo più piccolo di Eris e Plutone, paragonabile per dimensioni a Makemake e potenzialmente Gonggong, e più grande di Sedna, Quaoar e Orcus.

Nel 2019, uno sforzo di ricerca ha cercato di riconciliare le diverse misurazioni della forma e della densità di Haumea attraverso la modellazione numerica, trattando Haumea come un corpo celeste differenziato. Questo studio ha determinato che le dimensioni di circa 2.100 × 1.680 × 1.074 km (con l'asse lungo modellato a intervalli di 25 km) fornivano l'adattamento ottimale alla forma osservata di Haumea durante l'occultazione del 2017. Fondamentalmente, queste dimensioni si sono rivelate coerenti anche con la superficie e il nucleo che mostrano forme ellissoidali scalene in equilibrio idrostatico. Il modello raffinato della morfologia di Haumea suggerisce la presenza di un nucleo che misura circa 1.626 × 1.446 × 940 km, caratterizzato da una densità relativamente elevata di circa 2,68 g/cm³. Questa densità implica una composizione prevalentemente di silicati idrati, come la caolinite. Intorno a questo nucleo c'è un mantello ghiacciato, di spessore variabile da circa 70 km ai poli a 170 km lungo l'asse più lungo di Haumea, e che costituisce fino al 17% della sua massa totale. La densità media stimata di Haumea è di circa 2,018 g/cm§9^10§, accompagnata da un'albedo di circa 0,66.

Caratteristiche della superficie

Nel 2005, i dati spettrali acquisiti dai telescopi Gemini e Keck hanno rivelato caratteristiche prominenti del ghiaccio d'acqua cristallino sulla superficie di Haumea, molto simili a quelle osservate su Caronte, la luna di Plutone. Questo risultato è anomalo, dato che il ghiaccio cristallino si forma tipicamente a temperature superiori a 110 K, mentre la temperatura superficiale di Haumea rimane inferiore a 50 K, regime favorevole alla formazione di ghiaccio amorfo. Inoltre, l’integrità strutturale del ghiaccio cristallino è compromessa dal continuo afflusso di raggi cosmici e particelle solari energetiche che colpiscono gli oggetti transnettuniani. Il tempo stimato per la transizione del ghiaccio cristallino verso uno stato amorfo sotto tale bombardamento è di circa dieci milioni di anni, in netto contrasto con i miliardi di anni in cui gli oggetti transnettuniani hanno occupato le loro attuali posizioni orbitali fredde.

Si prevede che i danni indotti dalle radiazioni causino arrossamento e oscuramento delle superfici degli oggetti transnettuniani, in particolare quando sono presenti costituenti superficiali comuni come ghiacci organici e composti simili alla tolina, come esemplificato da Plutone. Di conseguenza, gli spettri e il colore osservati di Haumea implicano che esso, insieme ai membri della sua famiglia associata, ha sperimentato recenti eventi di riemersione, con conseguente esposizione di ghiaccio fresco. Tuttavia, un meccanismo credibile per spiegare questo fenomeno di riemergere deve ancora essere proposto.

Haumea presenta un albedo elevato, compreso tra 0,6 e 0,8, indicativo di ghiaccio cristallino. Altri grandi oggetti transnettuniani (TNO), come Eris, possiedono albedo paragonabili o maggiori. La modellazione spettrale suggerisce che dal 66% all'80% della superficie di Haumea è composta da ghiaccio d'acqua cristallino puro, con potenziali contributori a questo alto albedo tra cui acido cianidrico o argille fillosilicate. Si ipotizza anche la presenza di sali di cianuro inorganico, come il cianuro di rame e potassio.

Indagini successive che utilizzano la spettroscopia visibile e nel vicino infrarosso, tuttavia, propongono una superficie omogenea composta da un'intima miscela 1:1 di ghiaccio amorfo e cristallino, insieme a un massimo dell'8% di composti organici. Il mancato rilevamento dell'idrato di ammoniaca preclude l'attività criovulcanica. Queste osservazioni corroborano gli studi dinamici, indicando che l'evento collisionale si è verificato oltre 100 milioni di anni fa. Inoltre, la mancanza di metano rilevabile negli spettri di Haumea è in linea con una calda storia di collisioni, che avrebbe dissipato tali composti volatili, a differenza delle condizioni osservate su Makemake.

Mentre la curva di luce di Haumea mostra fluttuazioni significative attribuibili alla sua forma irregolare, che colpisce uniformemente tutte le lunghezze d'onda, variazioni di colore distinte e localizzate osservate negli spettri visibili e nel vicino infrarosso rivelano una regione superficiale con caratteristiche cromatiche e albedo divergenti. Nello specifico, nel settembre 2009 è stata identificata un'importante area rosso scuro sulla superficie altrimenti bianca e brillante di Haumea. Questa caratteristica, potenzialmente un sito di impatto, suggerisce una concentrazione di minerali e composti organici (ricchi di carbonio) o, in alternativa, una maggiore abbondanza di ghiaccio cristallino. Di conseguenza, la superficie di Haumea può mostrare un aspetto screziato, analogo a quello di Plutone, anche se meno pronunciato.

Suona

L'esistenza di un anello circumplanetario attorno a Haumea è stata dedotta da un'occultazione stellare osservata il 21 gennaio 2017 e successivamente dettagliata in una pubblicazione Nature dell'ottobre 2017. Questa scoperta segna la prima identificazione di un sistema di anelli in orbita attorno ad un oggetto transnettuniano (TNO). Caratterizzato da un raggio di circa 2.287 km, una larghezza di circa 70 km e un'opacità di 0,5, l'anello si trova ben all'interno del limite Roche di Haumea. Questo limite, stimato a circa 4.400 km per un corpo sferico, è ulteriormente esteso a causa della forma non sferica di Haumea.

Il piano orbitale dell'anello mostra un'inclinazione di 3,2°±1,4° rispetto al piano equatoriale di Haumea, strettamente allineato con il piano orbitale del suo satellite più grande ed esterno, Hiʻiaka. Inoltre, l'anello è situato vicino alla risonanza orbita-spin 1:3 con la rotazione di Haumea, corrispondente a una distanza radiale di 2.285 ± 8 km dal centro di Haumea. Il suo contributo alla luminosità complessiva di Haumea è stimato al 2,5%.

Uno studio del 2019 di Othon Cabo Winter e collaboratori, che indagava sulla dinamica delle particelle dell'anello, ha dimostrato che mentre la risonanza 1:3 con la rotazione di Haumea è dinamicamente instabile, esiste una regione stabile all'interno dello spazio delle fasi che corrisponde alla posizione osservata dell'anello di Haumea. Questa scoperta suggerisce che le particelle dell'anello occupano orbite circolari e periodiche posizionate in prossimità, ma non all'interno, della risonanza.

Satelliti

Haumea è orbitato da due piccoli satelliti: (136108) Haumea I, designato Hiʻiaka, e (136108) Haumea II, chiamato Namaka. Entrambi i satelliti sono stati identificati nel 2005 da Darin Ragozzine e Michael Brown, utilizzando le osservazioni di Haumea condotte presso l'Osservatorio W. M. Keck.

Hiʻiaka, inizialmente soprannominato "Rudolph" dal gruppo di ricerca del Caltech, è stato scoperto il 26 gennaio 2005. Essendo il più esterno, più grande e più luminoso dei due satelliti, con un diametro approssimativo di 310 km, Hiʻiaka completa un orbita quasi circolare attorno a Haumea ogni 49 giorni. Le caratteristiche di assorbimento prominenti osservate a 1,5 e 2 micrometri nel suo spettro infrarosso sono indicative di una superficie in gran parte ricoperta da ghiaccio d'acqua cristallino quasi puro. Questo spettro distintivo, insieme ad analoghe linee di assorbimento rilevate su Haumea, ha spinto Brown e i suoi collaboratori a dedurre che uno scenario di cattura fosse improbabile per la formazione del sistema, suggerendo invece che le lune haumeane si sono originate come frammenti della stessa Haumea.

Namaka, il satellite più piccolo e interno di Haumea, è stato identificato il 30 giugno 2005 e chiamato informalmente "Blitzen". Con circa un decimo della massa di Hi'iaka, Namaka completa un'orbita di 18 giorni attorno ad Haumea in una traiettoria altamente ellittica e non kepleriana. Nel 2008, la sua orbita era inclinata di 13° rispetto alla luna più grande, il che esercita un'influenza perturbante. Le eccentricità sostanziali osservate e l'inclinazione reciproca delle orbite dei satelliti sono anomale, poiché gli effetti delle maree porterebbero tipicamente al loro smorzamento. Un recente incontro con una risonanza 3:1 con Hiʻiaka potrebbe potenzialmente spiegare gli stati orbitali attualmente eccitati delle lune Haumeane.

Tra il 2008 e il 2011 circa, le orbite delle lune Haumea sono state osservate quasi di taglio rispetto alla Terra, provocando periodiche occultazioni di Haumea da parte di Namaka. Tali osservazioni di transito avrebbero fornito dati precisi sulle dimensioni e sulla morfologia di Haumea e dei suoi satelliti, rispecchiando eventi simili che coinvolsero Plutone e Caronte alla fine degli anni '80. Per rilevare la minima alterazione della luminosità del sistema durante queste occultazioni sarebbe stato necessario un telescopio professionale di apertura almeno media. La più recente occultazione di Haumea da parte di Hiʻiaka è avvenuta nel 1999, precedendo la sua scoperta di diversi anni, e non si prevede che si ripeta prima di circa 130 anni. Unicamente tra i satelliti regolari, l'orbita di Namaka ha subito una coppia significativa da Hiʻiaka, mantenendo così la geometria di visualizzazione favorevole per i transiti Namaka-Haumea per un periodo prolungato. Un singolo evento di occultazione è stato documentato il 19 giugno 2009 dall'Osservatorio Pico dos Dias in Brasile.

Famiglia collisionale

Haumea rappresenta il più grande costituente della sua famiglia collisionale, un assemblaggio di corpi celesti che condividono attributi fisici e orbitali comparabili, che si ipotizza abbia avuto origine dalla frammentazione di un oggetto progenitore più grande a causa di un evento di impatto. Questa famiglia, quella inaugurale identificata tra gli oggetti transnettuniani (TNO), comprende, oltre a Haumea e i suoi satelliti, (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km), e (145453) 2005 RR43 (≈252 km). Brown e collaboratori hanno ipotizzato che la famiglia fosse il risultato diretto dell'impatto responsabile della rimozione del mantello di ghiaccio di Haumea. Tuttavia, un'ipotesi alternativa propone una genesi più intricata: che il materiale espulso durante la collisione iniziale si sia successivamente coalizzato in una consistente luna di Haumea, che è stata poi frammentata in una collisione secondaria, disperdendo i suoi detriti. Quest'ultimo scenario genera apparentemente una dispersione di velocità tra i frammenti che corrisponde più accuratamente alla dispersione di velocità osservata dei costituenti della famiglia.

L'esistenza di questa famiglia collisionale suggerisce una potenziale origine per Haumea e i suoi corpi associati all'interno del disco sparso. All’interno dell’attuale fascia di Kuiper, scarsamente distribuita, la probabilità che un tale impatto si verifichi nel corso della storia del Sistema Solare è inferiore allo 0,1%. La formazione della famiglia all'interno della fascia di Kuiper primordiale più densa è improbabile, poiché un gruppo così strettamente legato sarebbe stato interrotto dalla migrazione di Nettuno nella cintura, che è considerata la ragione dell'attuale bassa densità della cintura. Di conseguenza, sembra plausibile che la regione dinamica del disco sparso, dove la probabilità di una tale collisione è notevolmente elevata, sia servita come luogo di nascita dell'oggetto progenitore che ha prodotto Haumea e i suoi membri correlati.

Dato che la diffusione osservata del gruppo avrebbe richiesto un minimo di un miliardo di anni, si stima che l'evento di impatto responsabile della formazione della famiglia Haumea sia avvenuto almeno così lontano nel passato.

Esplorazione

La navicella spaziale New Horizons ha condotto osservazioni a distanza di Haumea nell'ottobre 2007, gennaio 2017 e maggio 2020, alle rispettive distanze di 49 UA, 59 UA e 63 UA. La traiettoria della sonda, allontanandosi dal Sistema Solare interno, ha facilitato le osservazioni di Haumea ad angoli di fase elevati, altrimenti inaccessibili dalla Terra. Ciò ha consentito la caratterizzazione delle proprietà di diffusione della luce superficiale e del comportamento della curva di fase di Haumea.

Una missione di sorvolo su Haumea potrebbe raggiungere la sua destinazione in 16,45 anni se lanciata il 1° novembre 2026; 23 settembre 2037; o 29 ottobre 2038. Haumea è considerato un potenziale obiettivo per future missioni di esplorazione, esemplificato da studi preliminari che indagano su un concetto di sonda per Haumea e le sue lune (situate a 35-51 UA). Considerazioni tecnologiche critiche per tali missioni includono la massa della sonda, la generazione di energia e i sistemi di propulsione.

20000 Varuna: un sostanziale oggetto transnettuniano in rapida rotazione caratterizzato da una morfologia ellissoidale allungata.

• 20000 Varuna: un grande oggetto transnettuniano in rapida rotazione con una forma ellissoidale allungata
• 208996 Achlys: un altro considerevole oggetto transnettuniano in rapida rotazione che mostra una forma ellissoidale allungata analoga a Haumea.
• Convenzioni di denominazione astronomica
• How I Killed Pluto and Why It Had It Coming: un libro di memorie scritto da Mike Brown, pubblicato nel 2010.
• Elenco degli oggetti del Sistema Solare per dimensione

Note

Riferimenti

Informazioni riguardanti (136108) Haumea, Hiʻiaka e Namaka (ultimo aggiornamento 21 settembre 2014).

• (136108) Haumea, Hiʻiaka e Namaka su Johnston's Archive.com (aggiornato il 21 settembre 2014)
• Podcast dell'Anno Internazionale dell'Astronomia 2009: il pianeta nano Haumea, con Darin Ragozzine.
• Un'osservazione di Haumea condotta il 10 giugno 2011 da Mike Brown utilizzando il WHT da 4,20 metri (165 pollici), ha documentato un calo di luminosità tra circa 0:30 e 3:30. Questo fenomeno è attribuito a Namaka in transito ad Haumea. Mentre Hiʻiaka, la luna esterna, veniva confusa nelle immagini, il suo periodo di rotazione di 4,5 ore introduceva piccole variazioni di luminosità.
• Questa animazione raffigura la risonanza orbitale intermittente 7:12 tra Haumea e Nettuno, proiettandone la dinamica nei successivi 3,5 milioni di anni.