Haumea

Haumea, oficialmente designado como planeta menor 136108 Haumea, é um planeta anão situado além do caminho orbital de Netuno. Sua descoberta inicial ocorreu em 2004 por uma equipe do Caltech liderada por Mike Brown no Observatório Palomar. Posteriormente, em 2005, uma equipa dirigida por José Luis Ortiz Moreno no Observatório da Sierra Nevada, em Espanha, anunciou formalmente a sua identificação, tendo-a localizado em imagens de pré-descoberta de 2003. Após este anúncio, foi-lhe atribuída a designação provisória 2003 EL61.

Haumea (designação de planeta menor: 136108 Haumea) é um planeta anão localizado além da órbita de Netuno. Foi descoberto em 2004 por uma equipe liderada por Mike Brown do Caltech no Observatório Palomar, e anunciado formalmente em 2005 por uma equipe liderada por José Luis Ortiz Moreno no Observatório de Sierra Nevada, na Espanha, que o descobriu naquele ano em imagens de pré-descoberta tiradas pela equipe em 2003. A partir desse anúncio, recebeu a designação provisória 2003 EL₆₁.

Em 17 de setembro de 2008, a União Astronômica Internacional (IAU) nomeou oficialmente o objeto Haumea, em homenagem à deusa havaiana do parto e da fertilidade, antecipando sua classificação como planeta anão. As estimativas atuais posicionam Haumea como o terceiro maior objeto transnetuniano conhecido, depois de Éris e Plutão, com um tamanho comparável a Titânia, uma das luas de Urano. Imagens históricas de pré-descoberta de Haumea foram rastreadas já em 22 de março de 1955.

Haumea possui uma massa de aproximadamente um terço da massa de Plutão e 1/1400 da massa da Terra. Embora a sua forma precisa permaneça não observada diretamente, as análises da sua curva de luz sugerem uma forma consistente com um elipsóide de Jacobi - uma forma característica de um planeta anão - onde o seu eixo maior tem o dobro do comprimento do seu eixo menor. Em outubro de 2017, astrônomos relataram a detecção de um sistema de anéis circundando Haumea, marcando a descoberta inaugural de tal sistema em torno de um objeto transnetuniano e de um planeta anão.

Até recentemente, a força gravitacional de Haumea era considerada adequada para atingir o equilíbrio hidrostático; no entanto, esta avaliação é agora incerta. A morfologia alongada do planeta anão, o rápido período de rotação, os anéis discerníveis e o albedo elevado (atribuível a uma superfície composta de água gelada cristalina) são considerados como resultados de um evento de impacto colossal. Acredita-se que esta colisão tenha estabelecido Haumea como o constituinte mais substancial de uma família colisional, conhecida como família Haumea, que abrange vários objetos transnetunianos proeminentes e suas duas luas identificadas, Hiʻiaka e Namaka.

Contexto Histórico

Descoberta

A descoberta de Haumea é atribuída a duas equipes de pesquisa distintas. Uma equipe, composta por Mike Brown da Caltech, David Rabinowitz da Universidade de Yale e Chad Trujillo do Observatório Gemini no Havaí, identificou Haumea em 28 de dezembro de 2004, em imagens capturadas em 6 de maio de 2004. Posteriormente, em 20 de julho de 2005, esta equipe divulgou um resumo online detalhando suas descobertas, que pretendiam apresentar formalmente em uma conferência em setembro 2005.

Ao mesmo tempo, José Luis Ortiz Moreno e seu grupo de pesquisa do Instituto de Astrofísica de Andalucía, situado no Observatório de Sierra Nevada, na Espanha, localizaram Haumea em imagens adquiridas entre 7 e 10 de março de 2003. Ortiz posteriormente comunicou sua descoberta ao Minor Planet Center por e-mail na noite de 27 de julho de 2005.

Inicialmente, Brown reconheceu a afirmação de Ortiz de descoberta. No entanto, Brown mais tarde desenvolveu suspeitas de conduta fraudulenta por parte da equipa espanhola depois de descobrir que o Observatório da Sierra Nevada tinha acedido aos seus registos de observação no dia anterior ao anúncio da sua descoberta. Esse acesso, detalhe não divulgado no anúncio, era contrário à prática padrão. Os registros continham dados suficientes para a equipe de Ortiz identificar Haumea nas imagens de 2003. Além disso, estes registos foram acedidos novamente pouco antes de Ortiz organizar o tempo do telescópio para adquirir imagens de confirmação para um anúncio subsequente ao MPC em 29 de julho. Ortiz posteriormente confirmou o acesso aos registos de observação do Caltech, mas refutou qualquer impropriedade, afirmando que a sua intenção era apenas verificar a identificação de um novo corpo celeste.

De acordo com o protocolo da União Astronômica Internacional (IAU), o crédito pela descoberta de um planeta menor é concedido à primeira entidade que envia um relatório ao Minor Planet Center (MPC) contendo dados posicionais adequados para uma determinação orbital precisa. O descobridor creditado normalmente tem prioridade na seleção de um nome. No entanto, o anúncio da IAU em 17 de setembro de 2008, a respeito da nomeação de Haumea por um comitê conjunto estabelecido para possíveis planetas anões, omitiu notavelmente qualquer menção a um descobridor específico. Enquanto o Observatório da Serra Nevada, associado à equipa espanhola, foi citado como local da descoberta, o nome adotado, Haumea, originou-se da proposta do Caltech. A equipe de Ortiz sugeriu “Ataecina”, uma antiga deusa ibérica da primavera; esta divindade ctônica teria sido adequada para um plutino, uma classificação na qual Haumea não se enquadra.

Nomenclatura e Designação

Antes de seu nome oficial, a equipe de descoberta do Caltech referia-se a ele internamente como "Papai Noel" devido à sua descoberta em 28 de dezembro de 2004, logo após o Natal. Por outro lado, a equipe espanhola apresentou a reivindicação de descoberta inicial ao Minor Planet Center em julho de 2005. Consequentemente, em 29 de julho de 2005, Haumea recebeu a designação provisória 2003 EL₆₁, derivada da data da imagem da descoberta da equipe espanhola. Posteriormente, em 7 de setembro de 2006, foi formalmente catalogado e numerado como (136108) 2003 EL₆₁ dentro do registro oficial de planetas menores.

Aderindo às atuais diretrizes da União Astronômica Internacional (IAU), que determinavam que os objetos clássicos do cinturão de Kuiper recebessem nomes de divindades mitológicas da criação, em setembro de 2006, a equipe do Caltech propôs nomes derivados da mitologia havaiana para o IAU tanto para (136108) 2003 EL₆₁ como para os seus satélites, pretendendo “prestar homenagem ao local onde os satélites foram descobertos”. Esses nomes foram apresentados por David Rabinowitz, membro da equipe do Caltech. Haumea, a deusa matrona da Ilha do Havaí, está associada a Mauna Kea, o local dos Observatórios Gemini e W. M. Keck. Além disso, a sua identificação com Papa, a deusa da terra e consorte de Wākea (espaço), foi considerada adequada na época, dada a hipótese predominante de que Haumea consistia quase inteiramente de rocha sólida, sem o substancial manto de gelo sobre um pequeno núcleo rochoso característico de outros objetos conhecidos do cinturão de Kuiper. Finalmente, o papel de Haumea como deusa da fertilidade e do parto, cujos numerosos descendentes emergiram de várias partes de seu corpo, alinha-se metaforicamente com o hipotético enxame de fragmentos de gelo que se acredita terem se separado do corpo principal durante uma antiga colisão. Consequentemente, as duas luas identificadas, também presumivelmente formadas através deste processo, levam os nomes de duas das filhas de Haumea: Hiʻiaka e Nāmaka.

O nome proposto pela equipe de Ortiz, Ataecina, não satisfez as convenções de nomenclatura da IAU porque nomes de divindades ctônicas foram atribuídos exclusivamente a objetos transnetunianos de ressonância estável, como plutinos, que exibem uma ressonância 3:2 com Netuno. Haumea, no entanto, exibiu uma ressonância intermitente de 7:12, tornando-o não ressonante por certas definições. Esses critérios de nomenclatura foram posteriormente esclarecidos no final de 2019, quando a IAU estipulou que as figuras ctônicas deveriam ser reservadas especificamente para plutinos.

O símbolo planetário de Haumea, ⟨⟩, é codificado em Unicode como U+1F77B. Embora os símbolos planetários sejam em grande parte obsoletos na astronomia contemporânea, 🝻 é usado principalmente entre os astrólogos, embora também tenha aparecido em contextos da NASA. Este símbolo foi concebido por Denis Moskowitz, um engenheiro de software baseado em Massachusetts, através da combinação e simplificação de pinturas rupestres havaianas que representam 'mulher' e 'parto'.

Órbita

Haumea exibe um período orbital de 284 anos terrestres, um periélio de 35 UA e uma inclinação orbital de 28°. O objeto atingiu o seu afélio no início de 1992 e está atualmente situado a mais de 50 UA do Sol. Sua próxima passagem no periélio está projetada para 2133. A órbita de Haumea exibe uma excentricidade marginalmente maior em comparação com outros constituintes de sua família colisional. Este fenômeno é atribuído à sutil ressonância orbital 7:12 de Haumea com Netuno, que alterou progressivamente sua órbita primordial ao longo de aproximadamente um bilhão de anos através do efeito Kozai, facilitando a troca entre a inclinação orbital e o aumento da excentricidade.

Possuindo uma magnitude visual de 17,3, Haumea é classificado como o terceiro objeto mais brilhante no cinturão de Kuiper, depois de Plutão e Makemake, e é facilmente discernível com um amador substancial. telescópio. No entanto, devido ao alinhamento orbital partilhado dos planetas e da maioria dos pequenos corpos do Sistema Solar, originados da sua formação dentro do disco primordial do Sistema Solar, os levantamentos iniciais de objetos distantes concentraram-se predominantemente na projeção celeste deste plano comum, conhecido como eclíptica. Após a exploração minuciosa da região do céu perto da eclíptica, pesquisas astronômicas subsequentes começaram a mirar objetos perturbados dinamicamente em órbitas de maior inclinação, ao lado de corpos mais distantes exibindo movimentos aparentes mais lentos em toda a esfera celeste. Em última análise, estes levantamentos abrangentes abrangeram a localização de Haumea, caracterizada pela sua inclinação orbital significativa e pela sua actual posição distante em relação à eclíptica.

A estabilidade orbital a longo prazo de Haumea ao longo da vida do Sistema Solar é improvável. Uma simulação que investigou as trajetórias futuras de 34 objetos transnetunianos indicou que Haumea possuía a maior probabilidade estatística de ser ejetado de sua órbita para o espaço interestelar ou para o Sistema Solar interno nos próximos bilhões de anos.

Possível ressonância com Netuno

Supõe-se que Haumea mantenha uma ressonância orbital intermitente de 7:12 com Netuno. O nó ascendente, denotado como Ω, sofre precessão ao longo de aproximadamente 4,6 milhões de anos. Esta ressonância é interrompida duas vezes em cada ciclo de precessão, ocorrendo aproximadamente a cada 2,3 milhões de anos, antes de se restabelecer após aproximadamente cem mil anos. Consequentemente, devido à sua instabilidade inerente, Marc Buie classifica esta interação como não ressonante.

Rotação

Haumea exibe variações significativas de luminosidade ao longo de um intervalo de 3,9 horas, que são exclusivamente atribuíveis a um período rotacional desta duração. Esta velocidade de rotação supera a de qualquer outro corpo em equilíbrio conhecido dentro do Sistema Solar e, de fato, de qualquer outro objeto celeste com diâmetro superior a 100 km. Enquanto a maioria dos corpos rotativos em equilíbrio hidrostático assumem uma forma esferóide achatada, a rotação excepcionalmente rápida de Haumea faz com que ele se deforme em um elipsóide triaxial. Se a rotação de Haumea acelerasse ainda mais, provavelmente se deformaria em uma configuração de haltere e subsequentemente se fragmentaria. Acredita-se que a gênese desta rápida rotação seja o evento de impacto responsável pela formação de seus satélites e da família colisional associada. Atualmente, o plano equatorial de Haumea é observado quase de lado da Terra e exibe um ligeiro deslocamento em relação aos planos orbitais de seu anel e de sua lua mais externa, Hiʻiaka. Enquanto Ragozzine e Brown (2009) inicialmente postularam a coplanaridade com o plano orbital de Hiʻiaka, seus modelos para a gênese colisional dos satélites de Haumea indicaram consistentemente um alinhamento do plano equatorial de Haumea com o plano orbital de Hiʻiaka dentro de aproximadamente 1°. Esta hipótese foi corroborada por observações de uma ocultação estelar de Haumea em 2017, que revelou um sistema de anéis aproximadamente coincidente com o plano orbital de Hiʻiaka e o equador de Haumea. A análise matemática subsequente dos dados de ocultação por Kondratyev e Kornoukhov (2018) estabeleceu restrições nos ângulos de inclinação relativos do equador de Haumea em relação aos planos orbitais de seu anel e Hiʻiaka, determinando-os como 3,2°±1,4° e 2,0°±1,0°, respectivamente, em relação ao equador de Haumea.

Características físicas

Tamanho, forma e composição

As dimensões de um objeto do Sistema Solar podem ser inferidas a partir de sua magnitude óptica, distância heliocêntrica e albedo. Os corpos celestes parecem luminosos para os observadores terrestres devido ao seu tamanho substancial ou à sua alta refletividade. Caso a sua refletividade (albedo) seja determinada, uma estimativa preliminar do seu tamanho torna-se viável. Embora o albedo permaneça indeterminado para a maioria dos objetos distantes, o tamanho e o brilho consideráveis ​​de Haumea permitem a medição da sua emissão térmica, produzindo assim um valor aproximado para o seu albedo e, consequentemente, para o seu tamanho. No entanto, o cálculo preciso das suas dimensões é complexo devido à sua rápida velocidade de rotação. Os princípios da física rotacional para corpos deformáveis ​​prevêem que um objeto celeste girando na velocidade de Haumea alcançará a forma de equilíbrio de um elipsóide triaxial dentro de um período tão breve quanto cem dias. A hipótese é que a maioria das flutuações de brilho de Haumea resultam não de variações localizadas do albedo, mas da apresentação alternada de suas vistas laterais e finais conforme observadas da Terra.

As características rotacionais e a amplitude da curva de luz de Haumea foram postuladas como impondo restrições significativas à sua composição interna. Supondo que Haumea estivesse em equilíbrio hidrostático e possuísse uma densidade baixa semelhante à de Plutão - apresentando um manto de gelo substancial cobrindo um pequeno núcleo rochoso - sua rápida rotação teria induzido um maior grau de alongamento do que o consistente com as flutuações de brilho observadas. Essas considerações limitaram, portanto, sua densidade a uma faixa de 2,6–3,3 g/cm³. Em contraste, a Lua, um corpo rochoso, apresenta uma densidade de 3,3 g/cm³, enquanto Plutão, representativo dos objetos gelados do cinturão de Kuiper, tem uma densidade de 1,86 g/cm§45§. A alta densidade inferida de Haumea abrange valores característicos de minerais de silicato como a olivina e o piroxênio, que constituem numerosos corpos rochosos dentro do Sistema Solar. Isto implica ainda que a composição primária de Haumea é rocha, coberta por uma camada de gelo comparativamente fina. É plausível que um espesso manto de gelo, mais característico de outros objetos do cinturão de Kuiper, tenha sido ejetado durante o evento de impacto que posteriormente formou a família colisional Haumeana.

A presença das luas de Haumea permite a determinação da massa total do sistema através da aplicação da terceira lei de Kepler aos seus parâmetros orbitais. Este cálculo produz uma massa de 4,2×10²¹ kg, que constitui 28% da massa do sistema plutoniano e 6% da massa da Lua. A grande maioria desta massa é atribuída à própria Haumea. Vários cálculos do modelo elipsóide foram realizados para determinar as dimensões de Haumea. O modelo inicial, desenvolvido pós-descoberta a partir de observações terrestres da curva de luz óptica, indicou um comprimento total variando de 1.960 a 2.500 km e um albedo visual (p_v) superior a 0,6. Uma forma elipsóide triaxial, com dimensões aproximadas de 2.000 × 1.500 × 1.000 km e albedo de 0,71, foi posteriormente identificada como a configuração mais provável. Observações realizadas pelo Telescópio Espacial Spitzer, utilizando fotometria em comprimentos de onda infravermelhos de 70 μm, determinaram um diâmetro de 1.150+250
−100 km e um albedo de 0,84+0,1
−0,2. Análises subsequentes de curvas de luz propuseram um diâmetro circular equivalente de 1.450 km. Em 2010, uma análise abrangente integrando medições do Telescópio Espacial Herschel com dados anteriores do Telescópio Spitzer forneceu uma estimativa revisada para o diâmetro equivalente de Haumea, aproximadamente 1.300 km. Estas estimativas de tamanho independentes convergem em torno de um diâmetro médio geométrico médio de aproximadamente 1.400 km. Em 2013, o Telescópio Espacial Herschel refinou sua medição do diâmetro circular equivalente de Haumea para aproximadamente 1.240+69
−58 km.

No entanto, as observações de uma ocultação estelar em janeiro de 2017 introduziram uma incerteza considerável em relação a estas conclusões anteriores. Embora a forma medida de Haumea mantivesse a forma alongada anteriormente assumida, suas dimensões pareciam substancialmente maiores. Os dados derivados da ocultação indicaram que o eixo mais longo de Haumea se aproxima do diâmetro de Plutão, enquanto o seu diâmetro polar é aproximadamente metade disso. A densidade posteriormente calculada a partir da forma observada de Haumea foi de aproximadamente 1,8 g/cm³, o que se alinha mais estreitamente com as densidades de outros Objetos Transnetunianos (TNOs) substanciais. Esta forma derivada, entretanto, parecia incompatível com um corpo homogêneo em equilíbrio hidrostático. Apesar disso, Haumea permanece reconhecido como um dos maiores objetos transnetunianos descobertos, sendo menor que Eris e Plutão, comparável em tamanho a Makemake e potencialmente Gonggong, e maior que Sedna, Quaoar e Orcus.

Em 2019, um esforço de pesquisa procurou reconciliar as medidas díspares da forma e densidade de Haumea através de modelagem numérica, tratando Haumea como um corpo celeste diferenciado. Este estudo determinou que dimensões de aproximadamente 2.100 × 1.680 × 1.074 km (com o longo eixo modelado em intervalos de 25 km) forneceram o ajuste ideal para a forma observada de Haumea durante a ocultação de 2017. Crucialmente, estas dimensões também se mostraram consistentes com a superfície e o núcleo exibindo formas elipsóides escalenas em equilíbrio hidrostático. O modelo refinado da morfologia de Haumea sugere a presença de um núcleo medindo aproximadamente 1.626 × 1.446 × 940 km, caracterizado por uma densidade comparativamente alta de aproximadamente 2,68 g/cm³. Esta densidade implica uma composição predominantemente de silicatos hidratados, como a caulinita. Circundando este núcleo está um manto gelado, variando em espessura de cerca de 70 km nos pólos a 170 km ao longo do eixo mais longo de Haumea, e constituindo até 17% da sua massa total. A densidade média estimada de Haumea é de aproximadamente 2,018 g/cm§9^10§, acompanhada por um albedo de aproximadamente 0,66.

Características da superfície

Em 2005, dados espectrais adquiridos pelos telescópios Gemini e Keck revelaram características proeminentes de água gelada cristalina na superfície de Haumea, muito semelhantes às observadas em Caronte, a lua de Plutão. Esta descoberta é anómala, dado que o gelo cristalino normalmente se forma a temperaturas superiores a 110 K, enquanto a temperatura da superfície de Haumea permanece abaixo de 50 K, um regime que conduz à formação de gelo amorfo. Além disso, a integridade estrutural do gelo cristalino é comprometida pelo influxo contínuo de raios cósmicos e partículas solares energéticas que impactam objetos transnetunianos. A escala de tempo estimada para a transição do gelo cristalino de volta a um estado amorfo sob tal bombardeio é de aproximadamente dez milhões de anos, um forte contraste com os bilhões de anos que os objetos transnetunianos ocuparam suas atuais posições orbitais frígidas.

Prevê-se que os danos induzidos pela radiação causem vermelhidão e escurecimento das superfícies dos objetos transnetunianos, particularmente quando constituintes comuns da superfície, como gelos orgânicos e compostos semelhantes à tolina, estão presentes, como exemplificado por Plutão. Consequentemente, os espectros e cores observados de Haumea implicam que ele, juntamente com os membros da sua família associada, sofreu eventos recentes de recapeamento, resultando na exposição de gelo fresco. No entanto, ainda não foi proposto um mecanismo credível para explicar este fenómeno de recapeamento.

Haumea exibe um alto albedo, variando de 0,6 a 0,8, o que é indicativo de gelo cristalino. Outros grandes Objetos Transnetunianos (TNOs), como Eris, possuem albedos comparáveis ​​ou maiores. A modelagem espectral sugere que 66% a 80% da superfície de Haumea é composta de água gelada pura e cristalina, com potenciais contribuintes para este alto albedo incluindo cianeto de hidrogênio ou argilas filossilicatadas. A presença de sais de cianeto inorgânicos, como o cianeto de cobre e potássio, também é hipotetizada.

Investigações subsequentes utilizando espectroscopia visível e infravermelha próxima, no entanto, propõem uma superfície homogênea composta por uma mistura íntima 1:1 de gelo amorfo e cristalino, juntamente com um máximo de 8% de compostos orgânicos. A não detecção de hidrato de amônia impede a atividade criovulcânica. Estas observações corroboram estudos dinâmicos, indicando que o evento colisional ocorreu há mais de 100 milhões de anos. Além disso, a falta de metano detectável nos espectros de Haumea se alinha com uma história de colisão quente, que teria dissipado esses compostos voláteis, ao contrário das condições observadas em Makemake. Embora a curva de luz de Haumea exiba flutuações significativas atribuíveis à sua forma irregular, impactando uniformemente todos os comprimentos de onda, variações de cores distintas e localizadas observadas nos espectros do visível e do infravermelho próximo revelam uma região de superfície com características cromáticas e de albedo divergentes. Especificamente, uma área vermelha escura proeminente foi identificada na superfície branca brilhante de Haumea em setembro de 2009. Esta característica, potencialmente um local de impacto, sugere uma concentração de minerais e compostos orgânicos (ricos em carbono), ou alternativamente, uma maior abundância de gelo cristalino. Consequentemente, a superfície de Haumea pode apresentar uma aparência manchada, análoga à de Plutão, embora menos pronunciada.

Toque

A existência de um anel circunplanetário em torno de Haumea foi inferida a partir de uma ocultação estelar observada em 21 de janeiro de 2017 e posteriormente detalhada numa publicação da Nature de outubro de 2017. Esta descoberta marca a primeira identificação de um sistema de anéis orbitando um Objeto Transnetuniano (TNO). Caracterizado por um raio de aproximadamente 2.287 km, uma largura de cerca de 70 km e uma opacidade de 0,5, o anel reside bem dentro do limite Roche de Haumea. Este limite, estimado em aproximadamente 4.400 km para um corpo esférico, é estendido ainda mais devido à forma não esférica de Haumea.

O plano orbital do anel exibe uma inclinação de 3,2°±1,4° em relação ao plano equatorial de Haumea, alinhando-se estreitamente com o plano orbital de seu satélite externo maior, Hiʻiaka. Além disso, o anel está situado próximo à ressonância órbita-spin 1:3 com a rotação de Haumea, correspondendo a uma distância radial de 2.285 ± 8 km do centro de Haumea. Sua contribuição para o brilho geral de Haumea é estimada em 2,5%.

Um estudo de 2019 realizado por Othon Cabo Winter e colaboradores, investigando a dinâmica das partículas do anel, demonstrou que embora a ressonância 1:3 com a rotação de Haumea seja dinamicamente instável, existe uma região estável dentro do espaço de fase que corresponde à localização observada do anel de Haumea. Esta descoberta sugere que as partículas do anel ocupam órbitas circulares e periódicas posicionadas próximas, mas não dentro, da ressonância.

Satélites

Haumea é orbitada por dois pequenos satélites: (136108) Haumea I, designado Hiʻiaka, e (136108) Haumea II, denominado Namaka. Ambos os satélites foram identificados em 2005 por Darin Ragozzine e Michael Brown, utilizando observações de Haumea conduzidas no Observatório W. M. Keck. Hiʻiaka, inicialmente apelidado de "Rudolph" pela equipe de pesquisa do Caltech, foi descoberto em 26 de janeiro de 2005. Como o externo, maior e mais brilhante dos dois satélites, com um diâmetro aproximado de 310 km, Hiʻiaka completa um movimento quase circular. orbita em torno de Haumea a cada 49 dias. Características de absorção proeminentes observadas em 1,5 e 2 micrômetros em seu espectro infravermelho são indicativas de uma superfície amplamente coberta por água gelada quase pura e cristalina. Este espectro distinto, juntamente com linhas de absorção análogas detectadas em Haumea, levou Brown e seus colaboradores a inferir que um cenário de captura era improvável para a formação do sistema, sugerindo, em vez disso, que as luas Haumeanas se originaram como fragmentos da própria Haumea.

Namaka, o menor satélite interno de Haumea, foi identificado em 30 de junho de 2005 e informalmente denominado "Blitzen". Com aproximadamente um décimo da massa de Hiʻiaka, Namaka completa uma órbita de 18 dias ao redor de Haumea em uma trajetória altamente elíptica e não Kepleriana. A partir de 2008, a sua órbita estava inclinada 13° em relação à lua maior, o que exerce uma influência perturbadora. As excentricidades substanciais observadas e a inclinação mútua das órbitas dos satélites são anômalas, uma vez que os efeitos das marés normalmente levariam ao seu amortecimento. Um encontro recente com uma ressonância 3:1 com Hiʻiaka poderia potencialmente explicar os estados orbitais atualmente excitados das luas Haumeanas.

Entre aproximadamente 2008 e 2011, as órbitas das luas Haumeanas foram observadas quase de lado da Terra, resultando em ocultações periódicas de Haumea por Namaka. Tais observações de trânsito teriam produzido dados precisos sobre o tamanho e a morfologia de Haumea e dos seus satélites, espelhando eventos semelhantes envolvendo Plutão e Caronte no final da década de 1980. A detecção da mínima alteração na luminosidade do sistema durante essas ocultações exigiria um telescópio profissional de abertura pelo menos média. A ocultação mais recente de Haumea por Hiʻiaka ocorreu em 1999, precedendo sua descoberta em vários anos, e não está previsto que se repita por aproximadamente 130 anos. Exclusivamente entre os satélites regulares, a órbita de Namaka experimentou um torque significativo de Hiʻiaka, mantendo assim a geometria de visualização favorável para trânsitos Namaka-Haumea por um período prolongado. Um único evento de ocultação foi documentado em 19 de junho de 2009, pelo Observatório do Pico dos Dias, no Brasil.

Família colisional

Haumea representa o maior constituinte de sua família colisional, um conjunto de corpos celestes que compartilham atributos físicos e orbitais comparáveis, supostamente originados da fragmentação de um objeto progenitor maior devido a um evento de impacto. Esta família, a primeira identificada entre os Objetos Transnetunianos (TNOs), compreende - além de Haumea e seus satélites -(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 colaboradores postularam que a família resultou diretamente do impacto responsável pela remoção do manto de gelo de Haumea. No entanto, uma hipótese alternativa propõe uma génese mais complexa: que o material expelido durante a colisão inicial posteriormente se aglutinou numa lua substancial de Haumea, que foi então fragmentada numa colisão secundária, espalhando os seus detritos. Este último cenário aparentemente gera uma dispersão de velocidade entre os fragmentos que corresponde mais precisamente à dispersão de velocidade observada dos constituintes da família.

A existência desta família colisional sugere uma origem potencial para Haumea e seus corpos associados dentro do disco disperso. No cinturão de Kuiper contemporâneo e de distribuição esparsa, a probabilidade de tal impacto ocorrer ao longo da história do Sistema Solar é inferior a 0,1 por cento. A formação da família dentro do cinturão de Kuiper primordial mais denso é improvável, já que um grupo tão fortemente ligado teria sido interrompido pela migração de Netuno para o cinturão, o que é considerado a razão para a atual baixa densidade do cinturão. Consequentemente, parece plausível que a região dinâmica do disco disperso, onde a probabilidade de tal colisão é consideravelmente elevada, tenha servido como local de nascimento para o objeto progenitor que rendeu Haumea e seus membros relacionados.

Dado que a difusão observada do grupo teria exigido um mínimo de um bilhão de anos, estima-se que o evento de impacto responsável pela formação da família Haumea tenha ocorrido pelo menos tão longe no passado.

Exploração

A espaçonave New Horizons conduziu observações distantes de Haumea em outubro de 2007, janeiro de 2017 e maio de 2020, a distâncias respectivas de 49 UA, 59 UA e 63 UA. A trajetória da espaçonave, afastando-se do interior do Sistema Solar, facilitou observações de Haumea em ângulos de fase elevados, que de outra forma seriam inacessíveis da Terra. Isto permitiu a caracterização das propriedades de dispersão da luz na superfície de Haumea e do comportamento da curva de fase.

Uma missão de sobrevôo para Haumea poderia atingir seu destino em 16,45 anos se fosse lançada em 1 de novembro de 2026; 23 de setembro de 2037; ou 29 de outubro de 2038. Haumea é considerado um alvo potencial para futuras missões de exploração, exemplificado por estudos preliminares que investigam um conceito de sonda para Haumea e suas luas (situadas em 35–51 UA). Considerações tecnológicas críticas para tais missões incluem massa da sonda, geração de energia e sistemas de propulsão.

20000 Varuna: Um objeto transnetuniano substancial e de rotação rápida, caracterizado por uma morfologia elipsoidal alongada.

• 20000 Varuna – um grande objeto transnetuniano de rotação rápida com formato elipsóide alongado
• 208996 Achlys: Outro objeto transnetuniano considerável e de rotação rápida exibindo uma forma elipsoidal alongada análoga a Haumea.
• Convenções de nomenclatura astronômica
• Como matei Plutão e por que isso aconteceu: um livro de memórias de autoria de Mike Brown, publicado em 2010.
• Lista de objetos do Sistema Solar por tamanho

Notas

Referências

Informações sobre (136108) Haumea, Hiʻiaka e Namaka (última atualização em 21 de setembro de 2014).

• (136108) Haumea, Hiʻiaka e Namaka em Johnston's Archive.com (atualizado em 21 de setembro de 2014)
• Podcast do Ano Internacional da Astronomia 2009: Planeta Anão Haumea, com participação de Darin Ragozzine.
• Uma observação de Haumea realizada em 10 de junho de 2011, por Mike Brown usando o WHT de 4,20 metros (165 polegadas), documentou uma queda de brilho entre aproximadamente 0h30 e 3h30. Este fenômeno é atribuído ao trânsito de Namaka por Haumea. Embora Hiʻiaka, a lua exterior, tenha sido misturada nas imagens, seu período de rotação de 4,5 horas introduziu pequenas variações de luminosidade.
• Esta animação mostra a ressonância orbital intermitente 7:12 entre Haumea e Netuno, projetando sua dinâmica ao longo dos 3,5 milhões de anos subsequentes.