Haumea

Resmi olarak küçük gezegen 136108 Haumea olarak tanımlanan Haumea, Neptün'ün yörünge yolunun ötesinde yer alan bir cüce gezegendir. İlk keşfi 2004 yılında Palomar Gözlemevi'nde Mike Brown liderliğindeki bir Caltech ekibi tarafından gerçekleşti. Daha sonra, 2005 yılında, İspanya'nın Sierra Nevada Gözlemevi'nden José Luis Ortiz Moreno'nun yönettiği bir ekip, 2003'teki ön keşif görüntülerinde tespit ederek onun kimliğini resmen duyurdu. Bu duyurunun ardından, ona geçici olarak 2003 EL61 adı verildi.

Haumea (küçük gezegen adı: 136108 Haumea), Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir. 2004 yılında Palomar Gözlemevi'nden Caltech'ten Mike Brown liderliğindeki bir ekip tarafından keşfedildi ve 2005 yılında İspanya'daki Sierra Nevada Gözlemevi'nden José Luis Ortiz Moreno başkanlığındaki bir ekip tarafından resmi olarak duyuruldu. Ekip, onu o yıl ekibin 2003 yılında çektiği ön keşif görüntülerinde keşfetmişti. Bu duyurudan sonra geçici olarak 2003 olarak adlandırıldı. EL₆₁.

17 Eylül 2008'de, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), cüce gezegen olarak sınıflandırılmasını öngörerek nesneye resmi olarak Hawaii'nin doğum ve doğurganlık tanrıçasının adını taşıyan Haumea adını verdi. Mevcut tahminler, Haumea'yı, Uranüs'ün uydularından biri olan Titania ile karşılaştırılabilir bir boyuta sahip, Eris ve Plüton'dan sonra bilinen en büyük üçüncü Neptün ötesi nesne olarak konumlandırıyor. Haumea'nın tarihsel keşif görüntüleri 22 Mart 1955'e kadar uzanıyor.

Haumea, Plüton'un yaklaşık üçte biri ve Dünya'nın 1/1400'ü kadar bir kütleye sahip. Kesin şekli doğrudan gözlemlenemese de, ışık eğrisinin analizleri, ana ekseninin küçük ekseninin iki katı uzunlukta olduğu Jacobi elipsoidiyle (bir cüce gezegenin şekil özelliği) tutarlı bir form ortaya koyuyor. Ekim 2017'de gökbilimciler, Haumea'yı çevreleyen bir halka sisteminin tespit edildiğini bildirdi; bu, hem Neptün ötesi bir nesnenin hem de bir cüce gezegenin etrafında böyle bir sistemin ilk keşfine işaret ediyordu.

Yakın zamana kadar, Haumea'nın kütleçekim kuvvetinin, onun hidrostatik dengeye ulaşması için yeterli olduğu varsayılmıştı; ancak bu değerlendirme artık belirsizdir. Cüce gezegenin uzun morfolojisi, hızlı dönüş periyodu, fark edilebilir halkaları ve yüksek albedosunun (kristalin su buzundan oluşan bir yüzeye atfedilebilir) devasa bir çarpma olayının sonuçları olduğu varsayılmaktadır. Bu çarpışmanın, Haumea'yı, Haumea ailesi olarak bilinen ve birçok önde gelen Neptün ötesi nesneyi ve onun tanımlanmış iki uydusu olan Hiʻiaka ve Namaka'yı kapsayan bir çarpışma ailesinin en önemli bileşeni haline getirdiğine inanılıyor.

Tarihsel Bağlam

Keşif

Haumea'nın keşfi iki farklı araştırma ekibine atfediliyor. Caltech'ten Mike Brown, Yale Üniversitesi'nden David Rabinowitz ve Hawaii'deki Gemini Gözlemevi'nden Chad Trujillo'dan oluşan bir ekip, 6 Mayıs 2004'te çekilen görüntülerden 28 Aralık 2004'te Haumea'yı tespit etti. Daha sonra, 20 Temmuz 2005'te bu ekip, Eylül ayındaki bir konferansta resmi olarak sunmayı planladıkları bulgularını detaylandıran çevrimiçi bir özet yayınladı. 2005.

Eş zamanlı olarak, José Luis Ortiz Moreno ve İspanya'daki Sierra Nevada Gözlemevi'nde bulunan Instituto de Astrofísica de Andalucía'daki araştırma grubu, 7 ve 10 Mart 2003 tarihleri arasında elde edilen görüntülerde Haumea'nın yerini tespit etti. Ortiz daha sonra keşiflerini 27 Temmuz akşamı e-posta yoluyla Küçük Gezegen Merkezi'ne iletti. 2005.

Brown başlangıçta Ortiz'in keşif iddiasını kabul etti. Ancak Brown daha sonra Sierra Nevada Gözlemevi'nin keşif duyurusundan bir gün önce gözlem kayıtlarına eriştiğini keşfettikten sonra İspanyol ekibin dolandırıcılık yaptığına dair şüpheler geliştirdi. Duyurularında açıklanmayan bu erişim, standart uygulamaya aykırıydı. Günlükler, Ortiz ekibinin 2003 görüntülerinde Haumea'yı tanımlamasına yetecek kadar veri içeriyordu. Ayrıca bu kayıtlara, Ortiz'in 29 Temmuz'da MPC'ye yapılacak bir duyuru için doğrulayıcı görüntüler elde etmek üzere teleskop zamanını ayarlamasından kısa bir süre önce tekrar erişildi. Ortiz daha sonra Caltech gözlem kayıtlarına erişildiğini doğruladı ancak niyetinin yalnızca yeni bir gök cismi kimliğini doğrulamak olduğunu ileri sürerek her türlü uygunsuzluğu reddetti.

Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) protokolüne göre, küçük bir gezegenin keşif kredisi, Küçük Gezegen Merkezi'ne (MPC) doğru yörünge tespiti için yeterli konum verilerini içeren bir rapor sunan ilk kuruluşa verilir. Adı geçen kaşif genellikle bir ad seçerken önceliğe sahiptir. Bununla birlikte, IAU'nun 17 Eylül 2008'de, olası cüce gezegenler için kurulan ortak bir komite tarafından Haumea'nın isimlendirilmesine ilişkin duyurusunda, özellikle belirli bir kaşiften bahsedilmemişti. Keşif yeri olarak İspanyol ekiple bağlantılı Sierra Nevada Gözlemevi belirtilirken, benimsenen isim olan Haumea, Caltech'in teklifinden kaynaklandı. Ortiz'in ekibi eski bir İberya bahar tanrıçası olan "Ataecina"yı önermişti; bu yeraltı tanrısı, Haumea'nın uymadığı bir sınıflandırma olan plütinoya uygun olurdu.

Adlandırma ve Tanımlama

Resmi olarak adlandırılmadan önce, Caltech keşif ekibi, Noel'den kısa bir süre sonra, 28 Aralık 2004'te keşfedilmesi nedeniyle şirket içinde ona "Noel Baba" adını vermişti. Bunun aksine, İspanyol ekip ilk keşif iddiasını Temmuz 2005'te Küçük Gezegen Merkezi'ne sundu. Sonuç olarak, 29 Temmuz 2005'te Haumea, İspanyol ekibinin keşif görüntüsünün tarihinden türetilen 2003 EL₆₁ geçici adını aldı. Daha sonra, 7 Eylül 2006'da resmi olarak kataloglandı ve resmi küçük gezegen kayıtlarında (136108) 2003 EL₆₁ olarak numaralandırıldı.

Klasik Kuiper kuşağı nesnelerine mitolojik yaratılış tanrılarının adının verilmesini zorunlu kılan o zamanki geçerli Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) yönergelerine bağlı kalarak, Eylül 2006'da Caltech ekibi Hawaii mitolojisinden türetilmiş adlar önerdi. IAU, hem (136108) 2003 EL₆₁ hem de uyduları için "uyduların keşfedildiği yere saygı göstermeyi" amaçlıyor. Bu isimler Caltech ekibinin bir üyesi olan David Rabinowitz tarafından ortaya atıldı. Hawaiʻi Adası'nın başhemşire tanrıçası Haumea, Gemini ve W. M. Keck Gözlemevlerinin bulunduğu Mauna Kea ile ilişkilidir. Dahası, onun toprak tanrıçası ve Wākea'nın (uzay) eşi olan Papa ile özdeşleştirilmesi, Haumea'nın neredeyse tamamen katı kayadan oluştuğu ve bilinen diğer Kuiper kuşağı nesnelerinin karakteristik özelliği olan küçük bir kayalık çekirdek üzerindeki önemli buz örtüsünden yoksun olduğu yönündeki hakim hipotez göz önüne alındığında, o zamanlar uygun görülüyordu. Son olarak, Haumea'nın, vücudunun çeşitli yerlerinden çok sayıda çocuğu ortaya çıkan doğurganlık ve doğum tanrıçası rolü, eski bir çarpışma sırasında ana gövdeden ayrıldığına inanılan buzlu parçaların varsayımsal sürüsüyle metaforik olarak örtüşüyor. Sonuç olarak, yine bu süreçte oluştuğu varsayılan belirlenen iki uydu, Haumea'nın iki kızının adını taşıyor: Hiʻiaka ve Nāmaka.

Ortiz ekibinin önerdiği isim olan Ataecina, IAU adlandırma kurallarına uymadı çünkü yeraltı ilah isimleri yalnızca, 3:2 rezonans sergileyen plütinolar gibi sabit rezonans gösteren Neptün ötesi nesnelere tahsis edilmişti. Neptün. Ancak Haumea, aralıklı bir 7:12 rezonansı sergiledi ve bu da onu belirli tanımlara göre rezonanssız hale getirdi. Bu adlandırma kriterleri daha sonra 2019'un sonlarında, IAU'nun yeraltındaki rakamların özellikle plütinolar için ayrılması gerektiğini şart koşmasıyla açıklığa kavuşturuldu.

Haumea'nın gezegen sembolü ⟨⟩, Unicode'da U+1F77B olarak kodlanmıştır. Gezegen sembolleri çağdaş astronomide büyük ölçüde geçerliliğini yitirmiş olsa da, 🝻 öncelikle astrologlar arasında kullanım alanı bulsa da NASA bağlamlarında da ortaya çıkmıştır. Bu sembol, Massachusetts merkezli bir yazılım mühendisi olan Denis Moskowitz tarafından, 'kadın' ve 'doğumu' temsil eden Hawaii petrogliflerinin birleştirilmesi ve basitleştirilmesi yoluyla tasarlandı.

Yörünge

Haumea'nın yörünge periyodu 284 Dünya yılı, günberisi 35 AU ve yörünge eğimi 28°'dir. Nesne, 1992'nin başlarında afel noktasına ulaştı ve şu anda Güneş'ten 50 AU'nun üzerinde bir mesafede bulunuyor. Bir sonraki günberi geçişinin 2133 yılında gerçekleşmesi planlanıyor. Haumea'nın yörüngesi, çarpışma ailesinin diğer bileşenleriyle karşılaştırıldığında marjinal olarak daha yüksek bir dışmerkezlilik sergiliyor. Bu fenomen, Haumea'nın, Kozai etkisi yoluyla yaklaşık bir milyar yıl boyunca ilkel yörüngesini aşamalı olarak değiştiren ve yörünge eğimi ile artan dışmerkezlilik arasındaki değişimi kolaylaştıran Neptün ile olan ince 7:12 yörünge rezonansına atfedilir.

17,3'lük görsel kaideye sahip olan Haumea, Plüton ve Makemake'den sonra Kuiper kuşağının en parlak üçüncü nesnesi olarak yer alır. ve önemli bir amatör teleskopla kolaylıkla fark edilebilir. Bununla birlikte, gezegenlerin ve çoğu küçük Güneş Sistemi cisimlerinin, ilkel Güneş Sistemi diski içindeki oluşumlarından kaynaklanan ortak yörünge hizalaması nedeniyle, uzak nesnelere yönelik ilk araştırmalar ağırlıklı olarak ekliptik olarak bilinen bu ortak düzlemin göksel izdüşümü üzerinde yoğunlaştı. Ekliptik yakınındaki gökyüzü bölgesinin kapsamlı bir şekilde araştırılmasının ardından, gök küresi boyunca daha yavaş görünür hareketler sergileyen daha uzak cisimlerin yanı sıra, dinamik olarak daha yüksek eğimli yörüngelere doğru hareket eden nesneleri hedef alan sonraki astronomik araştırmalar başladı. Sonuçta, bu kapsamlı araştırmalar Haumea'nın önemli yörünge eğimi ve ekliptiğe göre mevcut uzak konumuyla karakterize edilen konumunu kapsıyordu.

Haumea'nın Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca uzun vadeli yörünge stabilitesi olası değildir. 34 trans-Neptün nesnesinin gelecekteki yörüngelerini araştıran bir simülasyon, Haumea'nın önümüzdeki milyar yıl içinde yörüngesinden yıldızlararası uzaya veya iç Güneş Sistemine fırlatılma ihtimalinin en yüksek istatistiksel olasılığa sahip olduğunu gösterdi.

Neptün ile olası rezonans

Haumea'nın Neptün ile aralıklı olarak 7:12 yörünge rezonansını sürdürdüğü varsayılmaktadır. Ω olarak gösterilen yükselen düğüm, yaklaşık 4,6 milyon yıl boyunca devinimden geçer. Bu rezonans, yaklaşık yüz bin yıl sonra yeniden kurulmadan önce, kabaca her 2,3 milyon yılda bir meydana gelen, her devinim döngüsünde iki kez bozulur. Sonuç olarak, doğası gereği istikrarsızlığı nedeniyle, Marc Buie bu etkileşimi yankılanmayan olarak sınıflandırıyor.

Döndürme

Haumea, 3,9 saatlik bir aralıkta önemli parlaklık farklılıkları sergiliyor ve bunlar yalnızca bu sürenin dönme periyoduna atfedilebilir. Bu dönme hızı, Güneş Sistemi'ndeki bilinen diğer denge cisimlerinin ve hatta çapı 100 km'yi aşan diğer gök cisimlerinin dönüş hızını aşmaktadır. Hidrostatik dengede dönen cisimlerin çoğu yassı bir küresel şekil alırken, Haumea'nın olağanüstü hızlı dönüşü onun üç eksenli bir elipsoide dönüşmesine neden olur. Haumea'nın dönüşü daha da hızlanırsa, muhtemelen bir dambıl konfigürasyonuna dönüşecek ve ardından parçalanacaktır. Bu hızlı dönüşün oluşumunun, uydularının ve ilgili çarpışma ailesinin oluşumundan sorumlu çarpışma olayı olduğu varsayılmaktadır.

Şu anda, Haumea'nın ekvator düzlemi Dünya'dan neredeyse tam yandan gözlemleniyor ve kendi halkasının ve en dıştaki uydusu Hiʻiaka'nın yörünge düzlemlerine göre hafif bir kayma sergiliyor. Ragozzine ve Brown (2009) başlangıçta Hiʻiaka'nın yörünge düzlemi ile eş düzlemliliği öne sürerken, Haumea uydularının çarpışmalı oluşumuna yönelik modelleri tutarlı bir şekilde Haumea'nın ekvator düzleminin Hiʻiaka'nın yörünge düzlemi ile yaklaşık 1° içinde hizalandığını gösterdi. Bu hipotez, Haumea tarafından 2017 yılında yapılan ve Hiʻiaka'nın yörünge düzlemi ve Haumea'nın ekvatoruyla kabaca çakışan bir halka sistemini açığa çıkaran yıldız örtülmesinden elde edilen gözlemlerle desteklendi. Kondratyev ve Kornoukhov (2018) tarafından örtülme verilerinin daha sonra yapılan matematiksel analizi, Haumea'nın ekvatorunun, halkasının ve Hiʻiaka'nın yörünge düzlemlerine göre göreceli eğim açıları üzerinde kısıtlamalar oluşturmuş ve bu açıların sırasıyla 3,2°±1,4° ve 2,0°±1,0° olduğunu belirlemiştir. Haumea'nın ekvatoru.

Fiziksel özellikler

Boyut, şekil ve kompozisyon

Güneş Sistemindeki bir nesnenin boyutları, onun optik büyüklüğünden, güneş merkezli uzaklığından ve albedosundan çıkarılabilir. Gök cisimleri, ya büyük boyutları ya da yüksek yansıtıcılıkları nedeniyle, yerdeki gözlemcilere parlak görünürler. Yansıtıcılıklarının (albedo) belirlenmesi durumunda boyutlarının ön tahmini mümkün hale gelir. Albedo çoğu uzaktaki nesne için belirsiz kalırken, Haumea'nın hatırı sayılır boyutu ve parlaklığı termal emisyonunun ölçülmesine izin verir, böylece albedosu ve dolayısıyla boyutu için yaklaşık bir değer elde edilir. Bununla birlikte, hızlı dönme hızından dolayı boyutlarının kesin olarak hesaplanması karmaşıktır. Deforme olabilen cisimler için dönme fiziğinin ilkeleri, Haumea hızında dönen bir gök nesnesinin, yüz gün kadar kısa bir süre içinde üç eksenli bir elipsoidin denge biçimine ulaşacağını öngörmektedir. Haumea'nın parlaklık dalgalanmalarının çoğunluğunun yerel albedo değişimlerinden değil, Dünya'dan gözlemlenen yan ve uç görünümlerinin alternatif sunumundan kaynaklandığı varsayılmaktadır.

Haumea'nın ışık eğrisinin dönme özellikleri ve genliğinin, iç bileşimi üzerinde önemli kısıtlamalar getireceği varsayılmıştır. Haumea'nın hidrostatik dengede olduğunu ve Plüton'unkine benzer düşük bir yoğunluğa sahip olduğunu (küçük kayalık bir çekirdeğin üzerinde uzanan önemli bir buz örtüsüne sahip) varsayarsak, hızlı dönüşü, gözlemlenen parlaklık dalgalanmalarıyla tutarlı olandan daha büyük bir uzamaya neden olmuş olacaktır. Dolayısıyla bu hususlar yoğunluğunu 2,6–3,3 g/cm³ aralığıyla sınırladı. Bunun tersine, kayalık bir cisim olan Ay'ın yoğunluğu 3,3 g/cm3 iken, buzlu Kuiper kuşağı nesnelerini temsil eden Plüton'un yoğunluğu 1,86 g/cm§45§'tir. Haumea'nın çıkarımı yapılan yüksek yoğunluğu, Güneş Sistemi'nde çok sayıda kayalık cisim oluşturan olivin ve piroksen gibi silikat minerallerinin karakteristik değerlerini kapsar. Bu ayrıca Haumea'nın birincil bileşiminin nispeten ince bir buz tabakasıyla kaplanmış kaya olduğunu da ima etti. Daha sonra Haumean çarpışma ailesini oluşturan çarpışma olayı sırasında, diğer Kuiper kuşağı nesnelerinin daha karakteristik özelliği olan kalın bir buz örtüsünün fırlamış olması akla yatkındır.

Haumea'nın uydularının varlığı, Kepler'in üçüncü yasasının yörünge parametrelerine uygulanması yoluyla sistemin toplam kütlesinin belirlenmesine olanak sağlar. Bu hesaplama 4,2×10²¹ kg'lık bir kütle verir; bu, Plüton sisteminin kütlesinin %28'ini ve Ay'ın kütlesinin %6'sını oluşturur. Bu kütlenin büyük çoğunluğu Haumea'nın kendisine atfediliyor. Haumea'nın boyutlarını belirlemek için çoklu elipsoid model hesaplamaları yapılmıştır. Yer tabanlı optik ışık eğrisi gözlemlerinden keşif sonrası geliştirilen ilk model, 1.960 ila 2.500 km arasında değişen toplam uzunluğu ve 0,6'yı aşan görsel albedoyu (p_v) gösteriyordu. Yaklaşık boyutları 2.000 × 1.500 × 1.000 km ve albedosu 0,71 olan üç eksenli elipsoid şekli, daha sonra en olası konfigürasyon olarak tanımlandı. Spitzer Uzay Teleskobu tarafından 70 μm kızılötesi dalga boylarında fotometri kullanılarak gerçekleştirilen gözlemler, 1.150+250
−100 km çapında ve 0,84+0,1
−0,2 albedo olarak belirlendi. Işık eğrilerinin daha sonraki analizleri, 1.450 km'lik eşdeğer bir dairesel çap önerdi. 2010 yılında, Herschel Uzay Teleskobu'ndan alınan ölçümleri daha önceki Spitzer Teleskobu verileriyle birleştiren kapsamlı bir analiz, Haumea'nın yaklaşık 1.300 km'lik eşdeğer çapı için revize edilmiş bir tahmin sağladı. Bu bağımsız boyut tahminleri, yaklaşık 1.400 km'lik ortalama geometrik ortalama çap etrafında birleşiyor. 2013 yılına gelindiğinde Herschel Uzay Teleskobu, Haumea'nın eşdeğer dairesel çapına ilişkin ölçümünü yaklaşık 1.240+69
−58 km'ye ayarladı.

Bununla birlikte, Ocak 2017'de bir yıldız örtülmesinden yapılan gözlemler, bu önceki sonuçlara ilişkin ciddi belirsizlikler ortaya çıkardı. Haumea'nın ölçülen şekli daha önce varsayılan uzun formunu korurken, boyutları önemli ölçüde daha büyük görünüyordu. Örtülmeden elde edilen veriler, Haumea'nın en uzun ekseninin Plüton'un çapına yaklaştığını, kutup çapının ise kabaca bunun yarısı kadar olduğunu gösterdi. Daha sonra Haumea'nın gözlemlenen şeklinden hesaplanan yoğunluk yaklaşık 1,8 g/cm³ idi; bu, diğer önemli Trans-Neptün Nesnelerinin (TNO'lar) yoğunluklarıyla daha yakından uyumludur. Ancak bu türetilmiş şekil, hidrostatik dengedeki homojen bir cisimle uyumsuz görünüyordu. Buna rağmen, Haumea, Eris ve Plüton'dan daha küçük, Makemake ve potansiyel olarak Gonggong ile karşılaştırılabilir boyutta ve Sedna, Quaoar ve Orcus'tan daha büyük olması nedeniyle keşfedilen en büyük Neptün ötesi nesnelerden biri olarak tanınmaya devam ediyor.

2019'da, Haumea'nın şekli ve yoğunluğuna ilişkin farklı ölçümleri sayısal modelleme yoluyla uzlaştırmaya çalışan bir araştırma, Haumea'yı farklı bir gök cismi olarak ele aldı. Bu çalışma, yaklaşık 2.100 × 1.680 × 1.074 km'lik boyutların (uzun eksen 25 km aralıklarla modellenmiştir) Haumea'nın 2017 örtülmesi sırasında gözlemlenen şekli için en uygun uyumu sağladığını belirlemiştir. En önemlisi, bu boyutların hidrostatik dengede skalen elipsoid şekiller sergileyen hem yüzey hem de çekirdekle tutarlı olduğu kanıtlandı. Haumea'nın morfolojisinin geliştirilmiş modeli, yaklaşık 1.626 × 1.446 × 940 km boyutlarında ve yaklaşık 2,68 g/cm³ gibi nispeten yüksek bir yoğunlukla karakterize edilen bir çekirdeğin varlığını öne sürüyor. Bu yoğunluk, ağırlıklı olarak kaolinit gibi hidratlı silikatlardan oluşan bir bileşim anlamına gelir. Bu çekirdeği çevreleyen, kalınlığı kutuplarda yaklaşık 70 km'den Haumea'nın en uzun ekseni boyunca 170 km'ye kadar değişen ve toplam kütlesinin %17'sini oluşturan buzlu bir mantodur. Haumea'nın tahmini ortalama yoğunluğu yaklaşık 2,018 g/cm§9^10§ olup buna yaklaşık 0,66'lık bir albedo eşlik etmektedir.

Yüzey Özellikleri

2005 yılında Gemini ve Keck teleskopları tarafından elde edilen spektral veriler, Haumea'nın yüzeyinde Plüton'un uydusu Charon'da gözlemlenenlere çok benzeyen kristal su buzunun belirgin özelliklerini ortaya çıkardı. Kristalin buzun tipik olarak 110 K'yi aşan sıcaklıklarda oluştuğu, oysa Haumea'nın yüzey sıcaklığının amorf buz oluşumuna elverişli bir rejim olan 50 K'nin altında kaldığı göz önüne alındığında bu bulgu anormaldir. Dahası, kristal buzun yapısal bütünlüğü, trans-Neptün cisimlerine çarpan kozmik ışınların ve enerjik güneş parçacıklarının sürekli akışı nedeniyle tehlikeye atılmaktadır. Böyle bir bombardıman altında kristal buzun amorf bir duruma geri dönmesinin tahmini zaman çizelgesi yaklaşık on milyon yıldır; bu, Trans-Neptün nesnelerinin mevcut soğuk yörünge pozisyonlarını işgal ettiği milyarlarca yılla tam bir tezat oluşturuyor.

Radyasyonun neden olduğu hasarın, özellikle organik buzlar ve tolin benzeri bileşikler gibi ortak yüzey bileşenleri mevcut olduğunda, trans-Neptün nesnelerinin yüzeylerinin kızarmasına ve kararmasına neden olması bekleniyor. Plüton. Sonuç olarak, Haumea'nın gözlemlenen spektrumu ve rengi, onun, ilişkili aile üyeleriyle birlikte, yakın zamanda yeniden yüzeye çıkma olayları yaşadığını ve bunun sonucunda taze buzun açığa çıktığını ima ediyor. Bununla birlikte, bu yeniden yüzeye çıkma olgusunu açıklayacak güvenilir bir mekanizma henüz önerilmemiştir.

Haumea, kristal buzun göstergesi olan 0,6 ile 0,8 arasında değişen yüksek bir albedo sergiliyor. Eris gibi diğer büyük Trans-Neptün Nesneleri (TNO'lar) benzer veya daha büyük albedolara sahiptir. Spektral modelleme, Haumea'nın yüzeyinin %66 ila %80'inin saf kristal su buzundan oluştuğunu ve hidrojen siyanür veya fillosilikat killerinin de dahil olduğu bu yüksek albedoya potansiyel katkıda bulunanların olduğunu öne sürüyor. Bakır potasyum siyanür gibi inorganik siyanür tuzlarının varlığı da varsayılmaktadır.

Ancak görünür ve yakın kızılötesi spektroskopiyi kullanan sonraki araştırmalar, maksimum %8 organik bileşiklerin yanı sıra amorf ve kristal buzun 1:1 oranındaki karışımından oluşan homojen bir yüzey önermektedir. Amonyak hidratın tespit edilememesi kriyovolkanik aktiviteyi engeller. Bu gözlemler, çarpışma olayının 100 milyon yıl önce meydana geldiğini gösteren dinamik çalışmaları desteklemektedir. Dahası, Haumea'nın spektrumunda tespit edilebilir metan eksikliği, Makemake'te gözlemlenen koşulların aksine, bu tür uçucu bileşikleri dağıtan sıcak bir çarpışma geçmişiyle uyumludur.

Haumea'nın ışık eğrisi, tüm dalga boylarını eşit şekilde etkileyen düzensiz şekline atfedilebilecek önemli dalgalanmalar sergilerken, görünür ve yakın kızılötesi spektrumlarda gözlemlenen farklı, lokalize renk değişimleri, farklı kromatik ve farklı özelliklere sahip bir yüzey bölgesini ortaya çıkarır. albedo özellikleri. Spesifik olarak, Eylül 2009'da Haumea'nın parlak beyaz yüzeyinde göze çarpan koyu kırmızı bir alan tespit edildi. Potansiyel olarak bir çarpma alanı olan bu özellik, minerallerin ve organik (karbon açısından zengin) bileşiklerin konsantrasyonunu veya alternatif olarak daha yüksek miktarda kristal buzun varlığını akla getiriyor. Sonuç olarak Haumea'nın yüzeyi, daha az belirgin olsa da, Plüton'unkine benzeyen benekli bir görünüm sergileyebilir.

Zil

Haumea çevresinde bir gezegensel halkanın varlığı, 21 Ocak 2017'de gözlemlenen ve ardından Ekim 2017'de yayınlanan bir Nature yayınında ayrıntılarıyla açıklanan bir yıldız örtülmesinden anlaşıldı. Bu keşif, Trans-Neptün Nesnesinin (TNO) yörüngesinde dönen bir halka sisteminin ilk tanımlanmasına işaret ediyor. Yaklaşık 2.287 km'lik bir yarıçap, yaklaşık 70 km'lik bir genişlik ve 0,5'lik bir opaklık ile karakterize edilen halka, Haumea'nın Roche sınırı içerisinde yer almaktadır. Küresel bir cisim için kabaca 4.400 km olarak tahmin edilen bu sınır, Haumea'nın küresel olmayan şekli nedeniyle daha da uzatılmıştır.

Halkanın yörünge düzlemi, Haumea'nın ekvator düzlemine göre 3,2°±1,4° eğim sergiler ve daha büyük dış uydusu Hiʻiaka'nın yörünge düzlemiyle yakından hizalanır. Ayrıca halka, Haumea'nın merkezinden 2.285 ± 8 km'lik radyal mesafeye karşılık gelen, Haumea'nın dönüşüyle ​​1:3 yörünge dönüşü rezonansının yakınında yer almaktadır. Haumea'nın genel parlaklığına katkısının %2,5 olduğu tahmin ediliyor.

Othon Cabo Winter ve işbirlikçileri tarafından halka parçacıklarının dinamiklerini araştıran 2019 tarihli bir çalışma, Haumea'nın dönüşüyle ​​​​1:3 rezonansın dinamik olarak kararsız olmasına rağmen, Haumea halkasının gözlemlenen konumuna karşılık gelen faz uzayı içinde kararlı bir bölgenin var olduğunu gösterdi. Bu bulgu, halka parçacıklarının rezonansın içinde değil ama yakınında konumlandırılmış dairesel, periyodik yörüngeler işgal ettiğini gösteriyor.

Uydular

Haumea'nın yörüngesinde iki küçük uydu bulunmaktadır: (136108) Hiʻiaka olarak adlandırılan Haumea I ve (136108) Namaka olarak adlandırılan Haumea II. Her iki uydu da 2005 yılında Darin Ragozzine ve Michael Brown tarafından, W. M. Keck Gözlemevi'nde gerçekleştirilen Haumea gözlemlerinden yararlanılarak tanımlandı.

Caltech araştırma ekibi tarafından başlangıçta "Rudolph" lakaplı olan Hiʻiaka, 26 Ocak 2005'te keşfedildi. Yaklaşık 310 km çapındaki iki uydudan en dıştaki, daha büyük ve daha parlak olan Hiʻiaka, Her 49 günde bir Haumea çevresinde neredeyse dairesel bir yörüngeyi tamamlıyor. Kızılötesi spektrumunda 1,5 ve 2 mikrometrede gözlemlenen belirgin soğurma özellikleri, büyük ölçüde neredeyse saf kristal su buzu ile kaplanmış bir yüzeyin göstergesidir. Bu ayırt edici spektrum, Haumea'da tespit edilen benzer soğurma çizgileriyle birleştiğinde Brown ve işbirlikçilerini, sistemin oluşumu için bir yakalama senaryosunun olasılık dışı olduğu sonucuna varmaya yöneltti; bunun yerine, Haumean uydularının Haumea'nın kendisinin parçaları olarak ortaya çıktığını öne sürdü.

Haumea'nın daha küçük iç uydusu Namaka, 30 Haziran 2005'te tespit edildi ve gayri resmi olarak "Blitzen" olarak adlandırıldı. Hiʻiaka'nın yaklaşık onda biri kadar bir kütleye sahip olan Namaka, Haumea çevresinde oldukça eliptik, Keplerian olmayan bir yörüngede 18 günlük bir yörüngeyi tamamlıyor. 2008 yılı itibariyle yörüngesi daha büyük olan aya göre 13° eğimliydi ve bu da rahatsız edici bir etki yaratıyor. Gelgit etkileri tipik olarak bunların sönümlenmesine yol açacağından, uyduların yörüngelerinde gözlemlenen önemli dışmerkezlikler ve karşılıklı eğim anormaldir. Yakın zamanda Hiʻiaka ile 3:1 rezonansa sahip bir karşılaşma, Haumean uydularının şu anda heyecanlı yörünge durumlarını potansiyel olarak açıklayabilir.

Yaklaşık 2008 ile 2011 yılları arasında, Haumean uydularının yörüngeleri Dünya'dan neredeyse yandan gözlemlendi ve bu da Haumea'nın Namaka tarafından periyodik olarak örtülmesine neden oldu. Bu tür geçiş gözlemleri, 1980'lerin sonlarında Plüton ve Charon'un dahil olduğu benzer olayları yansıtan, Haumea ve uydularının boyutu ve morfolojisi hakkında kesin veriler sağlayabilirdi. Bu örtülmeler sırasında sistemin parlaklığındaki çok küçük değişiklikleri tespit etmek, en azından orta açıklıkta profesyonel bir teleskop gerektirecektir. Hiʻiaka'nın Haumea'daki en son gizlenmesi, keşfinden birkaç yıl önce, 1999'da meydana geldi ve yaklaşık 130 yıl boyunca tekrarlanması beklenmiyor. Sıradan uydular arasında benzersiz bir şekilde, Namaka'nın yörüngesi Hiʻiaka'dan önemli bir tork yaşadı ve böylece Namaka-Haumea geçişleri için uygun görüntüleme geometrisini uzun bir süre korudu. Brezilya'daki Pico dos Dias Gözlemevi tarafından 19 Haziran 2009'da tek bir örtülme olayı belgelendi.

Çarpışmalı aile

Haumea, çarpışma ailesinin en büyük bileşenini temsil ediyor; karşılaştırılabilir fiziksel ve yörüngesel özellikleri paylaşan bir gök cisimleri topluluğu olup, daha büyük bir öncül nesnenin bir çarpma olayı nedeniyle parçalanmasından kaynaklandığı varsayılmaktadır. Trans-Neptün Nesneleri (TNO'lar) arasında tanımlanan ilk aile olan bu aile, Haumea ve uydularına ek olarak (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174) içerir. km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) ve (145453) 2005 RR43 (≈252 km). Brown ve işbirlikçileri, ailenin doğrudan Haumea'nın buz örtüsünün soyulması ile sonuçlanan darbeden kaynaklandığını öne sürdüler. Bununla birlikte, alternatif bir hipotez daha karmaşık bir oluşumu önermektedir: İlk çarpışma sırasında dışarı atılan malzemenin daha sonra Haumea'nın önemli bir ayına dönüştüğü ve bunun daha sonra ikincil bir çarpışmada parçalanarak enkazını dağıttığı ileri sürülmektedir. Bu ikinci senaryo, görünüşe göre parçalar arasında, ailenin bileşenlerinin gözlemlenen hız dağılımına daha doğru bir şekilde karşılık gelen bir hız dağılımı üretiyor.

Bu çarpışma ailesinin varlığı, Haumea ve dağınık disk içindeki ilişkili cisimler için potansiyel bir kökene işaret ediyor. Günümüzün seyrek dağılmış Kuiper kuşağında böyle bir çarpışmanın Güneş Sistemi'nin tarihi boyunca meydana gelme olasılığı yüzde 0,1'in altındadır. Ailenin daha yoğun olan ilksel Kuiper kuşağı içinde oluşması olası değildir, çünkü bu kadar sıkı bir şekilde bağlı bir grup, Neptün'ün kuşağa göçü nedeniyle bozulmuş olabilir; bu da kuşağın mevcut düşük yoğunluğunun nedeni olarak kabul edilir. Sonuç olarak, böyle bir çarpışma olasılığının oldukça yüksek olduğu dinamik dağınık disk bölgesinin, Haumea ve ilgili üyelerini ortaya çıkaran öncül nesnenin doğum yeri olarak hizmet vermesi akla yatkın görünüyor.

Grubun gözlemlenen yayılımının en az bir milyar yıl gerektireceği göz önüne alındığında, Haumea ailesinin oluşumundan sorumlu olan çarpma olayının en azından bu kadar geçmişte meydana geldiği tahmin ediliyor.

Keşif

Yeni Ufuklar uzay aracı, Ekim 2007, Ocak 2017 ve Mayıs 2020'de, sırasıyla 49 AU, 59 AU ve 63 AU mesafelerinde Haumea'nın uzak gözlemlerini gerçekleştirdi. Uzay aracının iç Güneş Sistemi'nden uzaklaşan yörüngesi, Haumea'nın, normalde Dünya'dan erişilemeyen yüksek faz açılarında gözlemlenmesini kolaylaştırdı. Bu, Haumea'nın yüzey ışık saçılımı özelliklerinin ve faz eğrisi davranışının karakterizasyonuna olanak sağladı.

Haumea'ya yapılacak bir uçuş misyonu, 1 Kasım 2026'da fırlatılırsa hedefine 16,45 yılda ulaşabilir; 23 Eylül 2037; veya 29 Ekim 2038. Haumea, gelecekteki keşif görevleri için potansiyel bir hedef olarak kabul ediliyor; bu, Haumea ve uyduları (35-51 AU'da yer alan) için bir sonda konseptini araştıran ön çalışmalarla örneklendiriliyor. Bu tür görevler için kritik teknolojik hususlar arasında sonda kütlesi, güç üretimi ve tahrik sistemleri yer alır.

20000 Varuna: Uzatılmış bir elipsoidal morfolojiyle karakterize edilen, hızla dönen Neptün ötesi bir nesne.

• 20000 Varuna – uzun elipsoid şekle sahip, büyük, hızla dönen Neptün ötesi bir nesne
• 208996 Achlys: Haumea'ya benzer şekilde uzun bir elipsoidal biçim sergileyen, hızla dönen Neptün ötesi bir başka önemli nesne.
• Astronomik adlandırma kuralları
• Plüton'u Nasıl Öldürdüm ve Neden Geldi: Mike Brown tarafından yazılan, 2010'da yayınlanan bir anı kitabı.
• Güneş Sistemi nesnelerinin boyutlarına göre listesi

Notlar

Referanslar

(136108) Haumea, Hiʻiaka ve Namaka (son güncelleme tarihi: 21 Eylül 2014) ile ilgili bilgiler.

• (136108) Haumea, Hiʻiaka ve Namaka, Johnston's Archive.com'da (21 Eylül 2014'te güncellendi)
• Uluslararası Astronomi Yılı 2009'dan bir podcast: Darin Ragozzine'in yer aldığı Cüce Gezegen Haumea.
• 10 Haziran 2011'de Mike Brown tarafından 4,20 metrelik (165 inç) WHT kullanılarak yapılan Haumea gözlemi, yaklaşık 0:30 ile 3:30 arasında bir parlaklık düşüşünü belgeledi. Bu fenomen Namaka'nın Haumea'dan geçmesine atfediliyor. Dış ay Hiʻiaka görüntülerde harmanlanırken, 4,5 saatlik dönüş periyodu küçük parlaklık farklılıklarına neden oldu.
• Bu animasyon, Haumea ile Neptün arasındaki aralıklı 7:12 yörünge rezonansını tasvir ediyor ve onun sonraki 3,5 milyon yıl içindeki dinamiklerini yansıtıyor.