Haumea ( designación de planeta menor 136108 Haumea ) es un planeta enano ubicado más allá de la órbita de Neptuno . [25] Fue descubierto en 2004 por un equipo encabezado por Mike Brown de Caltech en el Observatorio Palomar en los Estados Unidos y discutiblemente también en 2005 por un equipo encabezado por José Luis Ortiz Moreno en el Observatorio de Sierra Nevada en España . El 17 de septiembre de 2008, recibió el nombre de Haumea , la diosa hawaiana del parto, ante la expectativa de la Unión Astronómica Internacional (IAU) de que resultaría ser un planeta enano. Las estimaciones nominales lo convierten en el tercer objeto transneptuniano más grande conocido , después de Eris y Plutón , y aproximadamente del tamaño de Titania , la luna de Urano .
La masa de Haumea es aproximadamente un tercio de la de Plutón y 1/1400 de la de la Tierra . Aunque su forma no ha sido observada directamente, los cálculos a partir de su curva de luz son consistentes con que se trata de un elipsoide de Jacobi (la forma que tendría si fuera un planeta enano), con su eje mayor dos veces más largo que el menor. En octubre de 2017, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de un sistema de anillos alrededor de Haumea, lo que representa el primer sistema de anillos descubierto para un objeto transneptuniano . Hasta hace poco se pensaba que la gravedad de Haumea era suficiente para que se relajara hasta alcanzar el equilibrio hidrostático, aunque eso ahora no está claro. Se cree que la forma alargada de Haumea junto con su rápida rotación , anillos y alto albedo (de una superficie de agua cristalina) son consecuencias de una colisión gigante , que convirtió a Haumea en el miembro más grande de una familia de colisiones que incluye varias grandes trans -Objetos neptunianos y las dos lunas conocidas de Haumea, Hiʻiaka y Namaka .
Dos equipos se atribuyen el mérito del descubrimiento de Haumea. Un equipo formado por Mike Brown de Caltech, David Rabinowitz de la Universidad de Yale y Chad Trujillo del Observatorio Gemini en Hawaii descubrió Haumea el 28 de diciembre de 2004, en imágenes que habían tomado el 6 de mayo de 2004. El 20 de julio de 2005, publicaron un resumen en línea de un informe destinado a anunciar el descubrimiento en una conferencia en septiembre de 2005. [26] Aproximadamente en esta época, José Luis Ortiz Moreno y su equipo en el Instituto de Astrofísica de Andalucía en el Observatorio de Sierra Nevada en España encontraron Haumea en imágenes. tomada del 7 al 10 de marzo de 2003. [27] Ortiz envió un correo electrónico al Minor Planet Center con su descubrimiento la noche del 27 de julio de 2005. [27]
Brown inicialmente concedió el crédito del descubrimiento a Ortiz, [28] pero llegó a sospechar de fraude por parte del equipo español al enterarse de que el observatorio español había accedido a los registros de observación de Brown el día antes del anuncio del descubrimiento.
Estos registros incluían suficiente información para permitir al equipo de Ortiz precubrir Haumea en sus imágenes de 2003, y se accedió a ellos nuevamente justo antes de que Ortiz programara la hora del telescopio para obtener imágenes de confirmación para un segundo anuncio al MPC el 29 de julio. Ortiz admitió más tarde que había accedido los registros de observación de Caltech, pero negó haber actuado mal y afirmó que simplemente estaba verificando si habían descubierto un nuevo objeto. [29] Se han identificado imágenes de precubrición de Haumea que se remontan al 22 de marzo de 1955. [9]
El protocolo de la IAU es que el crédito por el descubrimiento de un planeta menor va a quien primero presente un informe al MPC ( Minor Planet Center ) con suficientes datos de posición para una determinación decente de su órbita, y que el descubridor acreditado tiene prioridad a la hora de elegir un nombre. Sin embargo, el anuncio de la IAU del 17 de septiembre de 2008 de que Haumea había sido nombrado por un comité dual establecido para cuerpos que se esperaba fueran planetas enanos, no mencionó a un descubridor. El lugar del descubrimiento figuraba como el Observatorio de Sierra Nevada del equipo español, [30] [31] pero el nombre elegido, Haumea, fue la propuesta de Caltech. El equipo de Ortiz había propuesto " Ataecina ", la antigua diosa íbera de la primavera; [27] como deidad ctónica , habría sido apropiado para un plutino , lo que Haumea no es.
Hasta que se le dio un nombre permanente, el equipo de descubrimiento de Caltech utilizó el sobrenombre de " Santa " porque habían descubierto Haumea el 28 de diciembre de 2004, justo después de Navidad. [32] El equipo español fue el primero en presentar una reclamación de descubrimiento al Minor Planet Center , en julio de 2005. El 29 de julio de 2005, Haumea recibió la designación provisional 2003 EL 61 , basada en la fecha de la imagen del descubrimiento español. . El 7 de septiembre de 2006 fue numerado y admitido en el catálogo oficial de planetas menores como (136108) 2003 EL 61 .
Siguiendo las pautas establecidas en ese momento por la IAU de que a los objetos clásicos del cinturón de Kuiper se les dieran nombres de seres mitológicos asociados con la creación, [33] en septiembre de 2006 el equipo de Caltech presentó nombres formales de la mitología hawaiana a la IAU para ambos (136108) 2003 EL 61 y sus lunas, para "rendir homenaje al lugar donde se descubrieron los satélites". [34] Los nombres fueron propuestos por David Rabinowitz del equipo de Caltech. [25] Haumea es la diosa matrona de la isla de Hawai'i , donde se encuentra el Observatorio Mauna Kea . Además, se la identifica con Papa , la diosa de la tierra y esposa de Wākea (espacio), [35] lo que, en ese momento, pareció apropiado porque se pensaba que Haumea estaba compuesta casi en su totalidad de roca sólida, sin el espeso hielo. manto sobre un pequeño núcleo rocoso típico de otros objetos conocidos del cinturón de Kuiper. [36] [37] Por último, Haumea es la diosa de la fertilidad y el parto, con muchos niños que surgieron de diferentes partes de su cuerpo; [35] esto corresponde al enjambre de cuerpos helados que se cree que se desprendieron del cuerpo principal durante una antigua colisión. [37] Las dos lunas conocidas, que también se cree que se formaron de esta manera, [37] llevan el nombre de dos de las hijas de Haumea, Hiʻiaka y Nāmaka . [36]
La propuesta del equipo de Ortiz, Ataecina, no cumplió con los requisitos de nomenclatura de la IAU, porque los nombres de deidades ctónicas estaban reservados para objetos transneptunianos con resonancia estable , como plutinos que resuenan 3:2 con Neptuno, mientras que Haumea estaba en un 7 intermitente: 12 resonancia y por lo tanto, según algunas definiciones, no era un cuerpo resonante. Los criterios de denominación se aclararían a finales de 2019, cuando la IAU decidió que las figuras ctónicas se utilizarían específicamente para los plutinos. (Ver Ataecina § Planeta enano .)
Los símbolos planetarios ya no se utilizan mucho en astronomía. Un símbolo de Haumea ⟨.svg/1280px-Haumea_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
⟩ está incluido en Unicode como U+1F77B: [38] lo utilizan principalmente los astrólogos, [39] pero también lo ha utilizado la NASA. [40] El símbolo fue diseñado por Denis Moskowitz, un ingeniero de software en Massachusetts; combina y simplifica los petroglifos hawaianos que significan "mujer" y "parto". [41]
Haumea tiene un período orbital de 284 años terrestres, un perihelio de 35 AU y una inclinación orbital de 28°. [9] Pasó el afelio a principios de 1992 y actualmente se encuentra a más de 50 AU del Sol. [23] Llegará al perihelio en 2133. [10] La órbita de Haumea tiene una excentricidad ligeramente mayor que la de los otros miembros de su familia de colisiones . Se cree que esto se debe a la débil resonancia orbital 7:12 de Haumea con Neptuno que modifica gradualmente su órbita inicial en el transcurso de mil millones de años, [37] [42] a través del efecto Kozai , que permite el intercambio de la inclinación de una órbita por una mayor. excentricidad. [37] [43] [44]
Con una magnitud visual de 17,3, [23] Haumea es el tercer objeto más brillante del cinturón de Kuiper después de Plutón y Makemake , y fácilmente observable con un gran telescopio de aficionado. [45] Sin embargo, debido a que los planetas y la mayoría de los cuerpos pequeños del Sistema Solar comparten una alineación orbital común desde su formación en el disco primordial del Sistema Solar, la mayoría de los primeros estudios de objetos distantes se centraron en la proyección en el cielo de este plano común, llamado la eclíptica . [46] A medida que la región del cielo cercana a la eclíptica se exploró bien, estudios posteriores del cielo comenzaron a buscar objetos que habían sido excitados dinámicamente en órbitas con inclinaciones más altas, así como objetos más distantes, con movimientos medios más lentos a través del cielo. [47] [48] Estos estudios finalmente cubrieron la ubicación de Haumea, con su alta inclinación orbital y su posición actual lejos de la eclíptica.
Se cree que Haumea se encuentra en una resonancia orbital intermitente de 7:12 con Neptuno . [37] Su nodo ascendente precede con un período de aproximadamente 4,6 millones de años, y la resonancia se rompe dos veces por ciclo de precesión, o cada 2,3 millones de años, para regresar aproximadamente cien mil años después. [5] Como no se trata de una simple resonancia, Marc Buie la califica de no resonante. [49]
Haumea muestra grandes fluctuaciones de brillo durante un período de 3,9 horas, que sólo pueden explicarse por un período de rotación de esta duración. [50] Este es más rápido que cualquier otro cuerpo en equilibrio conocido en el Sistema Solar y, de hecho, más rápido que cualquier otro cuerpo conocido de más de 100 km de diámetro. [45] Mientras que la mayoría de los cuerpos giratorios en equilibrio se aplanan en esferoides achatados , Haumea gira tan rápidamente que se distorsiona en un elipsoide triaxial . Si Haumea girara mucho más rápido, se distorsionaría en forma de mancuerna y se dividiría en dos. [25] Se cree que esta rápida rotación fue causada por el impacto que creó sus satélites y su familia de colisiones. [37]
El plano del ecuador de Haumea está orientado casi de canto desde la Tierra en la actualidad y también está ligeramente desplazado con respecto a los planos orbitales de su anillo y su luna más exterior, Hiʻiaka . Aunque Ragozzine y Brown inicialmente supusieron que era coplanar con el plano orbital de Hiʻiaka en 2009, sus modelos de la formación de colisión de los satélites de Haumea sugirieron consistentemente que el plano ecuatorial de Haumea estaba al menos alineado con el plano orbital de Hiʻiaka en aproximadamente 1 °. [15] Esto fue respaldado por observaciones de una ocultación estelar realizada por Haumea en 2017, que reveló la presencia de un anillo aproximadamente coincidente con el plano de la órbita de Hiʻiaka y el ecuador de Haumea. [12] Un análisis matemático de los datos de ocultación realizado por Kondratyev y Kornoukhov en 2018 impuso restricciones a los ángulos de inclinación relativa del ecuador de Haumea con respecto a los planos orbitales de su anillo y Hiʻiaka, que se encontró que estaban inclinados.3,2° ± 1,4° y2,0° ± 1,0° con respecto al ecuador de Haumea, respectivamente. [17]
El tamaño de un objeto del Sistema Solar se puede deducir de su magnitud óptica , su distancia y su albedo . Los objetos parecen brillantes a los observadores de la Tierra porque son grandes o porque son muy reflectantes. Si se puede determinar su reflectividad (albedo), entonces se puede hacer una estimación aproximada de su tamaño. Para la mayoría de los objetos distantes, el albedo es desconocido, pero Haumea es lo suficientemente grande y brillante como para medir su emisión térmica , lo que ha dado un valor aproximado de su albedo y, por tanto, de su tamaño. [51] Sin embargo, el cálculo de sus dimensiones se complica por su rápida rotación. La física rotacional de los cuerpos deformables predice que en tan solo cien días, [45] un cuerpo que gira tan rápidamente como Haumea se habrá distorsionado hasta alcanzar la forma de equilibrio de un elipsoide triaxial . Se cree que la mayor parte de la fluctuación en el brillo de Haumea no se debe a diferencias locales en el albedo sino a la alternancia de la vista lateral y la vista desde los extremos tal como se ve desde la Tierra. [45]
Se argumentó que la rotación y la amplitud de la curva de luz de Haumea imponían fuertes limitaciones a su composición. Si Haumea estuviera en equilibrio hidrostático y tuviera una baja densidad como Plutón, con un espeso manto de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso , su rápida rotación lo habría alargado en mayor medida de lo que permiten las fluctuaciones de su brillo. Tales consideraciones limitaron su densidad a un rango de 2,6 a 3,3 g/cm 3 . [52] [45] En comparación, la Luna, que es rocosa, tiene una densidad de 3,3 g/cm 3 , mientras que Plutón, que es típico de los objetos helados en el cinturón de Kuiper, tiene una densidad de 1,86 g/cm 3 . La posible alta densidad de Haumea cubrió los valores de minerales de silicato como el olivino y el piroxeno , que constituyen muchos de los objetos rocosos del Sistema Solar. Esto también sugirió que la mayor parte de Haumea estaba cubierta de roca con una capa relativamente delgada de hielo. Es posible que un grueso manto de hielo, más típico de los objetos del cinturón de Kuiper, haya sido despedido durante el impacto que formó la familia de colisiones Haumeanas. [37]
Debido a que Haumea tiene lunas, la masa del sistema se puede calcular a partir de sus órbitas utilizando la tercera ley de Kepler . El resultado es4,2 × 10 21 kg , 28% la masa del sistema plutoniano y 6% la de la Luna . Casi toda esta masa se encuentra en Haumea. [15] [53]
Se han realizado varios cálculos con modelos elipsoides de las dimensiones de Haumea. El primer modelo producido después del descubrimiento de Haumea se calculó a partir de observaciones terrestres de la curva de luz de Haumea en longitudes de onda ópticas : proporcionó una longitud total de 1.960 a 2.500 km y un albedo visual (p v ) superior a 0,6. [45] La forma más probable es un elipsoide triaxial con dimensiones aproximadas de 2000 × 1500 × 1000 km, con un albedo de 0,71. [45] Las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Spitzer dieron un diámetro de1.150+
250-100 km y un albedo de0,84+0,1
−0,2, a partir de fotometría en longitudes de onda infrarrojas de 70 μm. [51] Análisis posteriores de la curva de luz han sugerido un diámetro circular equivalente de 1.450 km. [54] En 2010, un análisis de las mediciones tomadas por el Telescopio Espacial Herschel junto con las mediciones más antiguas del Telescopio Spitzer arrojaron una nueva estimación del diámetro equivalente de Haumea: unos 1300 km. [55] Estas estimaciones de tamaño independientes se superponen en un diámetro medio geométrico promedio de aproximadamente 1.400 km. En 2013, el Telescopio Espacial Herschel midió que el diámetro circular equivalente de Haumea era aproximadamente1.240+69
−58 km . [56]
Sin embargo, las observaciones de una ocultación estelar en enero de 2017 ponen en duda todas esas conclusiones. La forma medida de Haumea, aunque alargada como se suponía anteriormente, parecía tener dimensiones significativamente mayores: según los datos obtenidos de la ocultación, Haumea tiene aproximadamente el diámetro de Plutón a lo largo de su eje más largo y aproximadamente la mitad en sus polos. [12] La densidad resultante calculada a partir de la forma observada de Haumea fue de aproximadamente1,8 g/cm 3 , más acorde con las densidades de otros TNO grandes. Esta forma resultante parecía ser inconsistente con un cuerpo homogéneo en equilibrio hidrostático, [12] aunque Haumea parece ser uno de los objetos transneptunianos más grandes descubiertos hasta el momento, [51] más pequeño que Eris , Plutón , similar a Makemake , y posiblemente Gonggong . y más grande que Sedna , Quaoar y Orcus .
Un estudio de 2019 intentó resolver las mediciones contradictorias de la forma y densidad de Haumea utilizando modelos numéricos de Haumea como un cuerpo diferenciado. Encontró que las dimensiones de ≈ 2100 × 1680 × 1074 km (modelando el eje largo a intervalos de 25 km) coincidían mejor con la forma observada de Haumea durante la ocultación de 2017, y al mismo tiempo eran consistentes con el escaleno tanto de la superficie como del núcleo. Formas elipsoides en equilibrio hidrostático. [11] La solución revisada para la forma de Haumea implica que tiene un núcleo de aproximadamente 1.626 × 1.446 × 940 km, con una densidad relativamente alta de ≈2,68 g/cm 3 , indicativo de una composición en gran parte de silicatos hidratados como la caolinita . El núcleo está rodeado por un manto helado cuyo espesor varía desde unos 70 kilómetros en los polos hasta 170 kilómetros a lo largo de su eje más largo, lo que comprende hasta el 17% de la masa de Haumea. La densidad media de Haumea se estima en ≈2,018 g/cm 3 , con un albedo de ≈ 0,66. [11]
En 2005, los telescopios Gemini y Keck obtuvieron espectros de Haumea que mostraban fuertes características de hielo de agua cristalina similares a la superficie de Caronte , la luna de Plutón . [20] Esto es peculiar, porque el hielo cristalino se forma a temperaturas superiores a 110 K, mientras que la temperatura de la superficie de Haumea es inferior a 50 K, temperatura a la que se forma el hielo amorfo . [20] Además, la estructura del hielo cristalino es inestable bajo la lluvia constante de rayos cósmicos y partículas energéticas del Sol que golpean los objetos transneptunianos. [20] La escala de tiempo para que el hielo cristalino vuelva a convertirse en hielo amorfo bajo este bombardeo es del orden de diez millones de años, [57] sin embargo, los objetos transneptunianos han estado en sus ubicaciones actuales de temperatura fría durante escalas de tiempo de miles de millones de años. [42] El daño por radiación también debería enrojecer y oscurecer la superficie de los objetos transneptunianos donde están presentes los materiales superficiales comunes de hielos orgánicos y compuestos similares a los tolinos , como es el caso de Plutón. Por lo tanto, los espectros y el color sugieren que Haumea y los miembros de su familia han sufrido una reciente repavimentación que produjo hielo fresco. Sin embargo, no se ha sugerido ningún mecanismo plausible de repavimentación. [22]
Haumea es tan brillante como la nieve, con un albedo en el rango de 0,6 a 0,8, consistente con hielo cristalino. [45] Otros TNO grandes como Eris parecen tener albedos tan altos o superiores. [58] El modelado de mejor ajuste de los espectros de superficie sugirió que entre el 66 % y el 80 % de la superficie de Haumean parece ser hielo de agua cristalina pura, y uno de los contribuyentes al alto albedo es posiblemente el cianuro de hidrógeno o las arcillas de filosilicato . [20] También pueden estar presentes sales de cianuro inorgánico como el cianuro de cobre y potasio. [20]
Sin embargo, estudios adicionales de los espectros visible e infrarrojo cercano sugieren una superficie homogénea cubierta por una mezcla íntima 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más del 8% de materia orgánica. La ausencia de hidrato de amoníaco excluye el criovulcanismo y las observaciones confirman que el evento de colisión debió ocurrir hace más de 100 millones de años, de acuerdo con los estudios dinámicos. [59] La ausencia de metano mensurable en los espectros de Haumea es consistente con una historia de colisión cálida que habría eliminado dichos volátiles , [20] en contraste con Makemake . [60]
Además de las grandes fluctuaciones en la curva de luz de Haumea debido a la forma del cuerpo, que afectan a todos los colores por igual, variaciones de color independientes más pequeñas observadas tanto en longitudes de onda visible como en el infrarrojo cercano muestran una región en la superficie que difiere tanto en color como en albedo. [61] [62] Más específicamente, en septiembre de 2009 se vio una gran área de color rojo oscuro en la brillante superficie blanca de Haumea, posiblemente una característica de impacto, que indica un área rica en minerales y compuestos orgánicos (ricos en carbono), o posiblemente una mayor proporción de hielo cristalino. [50] [63] Por lo tanto, Haumea puede tener una superficie moteada que recuerda a Plutón, si no tan extrema.
Una ocultación estelar observada el 21 de enero de 2017 y descrita en un artículo de Nature de octubre de 2017 indicó la presencia de un anillo alrededor de Haumea. Este representa el primer sistema de anillos descubierto para un TNO. [12] [64] El anillo tiene un radio de aproximadamente 2287 km, un ancho de ~70 km y una opacidad de 0,5. Está dentro del límite de Roche de Haumea , que estaría en un radio de aproximadamente 4.400 km si fuera esférico (al ser no esférico, el límite se aleja aún más). [12] El plano del anillo está inclinado3,2° ± 1,4° con respecto al plano ecuatorial de Haumea y coincide aproximadamente con el plano orbital de su luna exterior más grande, Hiʻiaka. [12] [65] El anillo también está cerca de la resonancia de giro orbital 1:3 con la rotación de Haumea (que está en un radio de 2285 ± 8 km desde el centro de Haumea). Se estima que el anillo contribuye con el 5% del brillo total de Haumea. [12]
En un estudio sobre la dinámica de las partículas de los anillos publicado en 2019, Othon Cabo Winter y sus colegas han demostrado que la resonancia 1:3 con la rotación de Haumea es dinámicamente inestable , pero que hay una región estable en el espacio de fase consistente con la ubicación de Haumea. anillo. Esto indica que las partículas del anillo se originan en órbitas circulares periódicas que están cerca de la resonancia, pero no dentro de ella. [66]
Se han descubierto dos pequeños satélites orbitando Haumea, (136108) Haumea I Hiʻiaka y (136108) Haumea II Namaka . [30] Darin Ragozzine y Michael Brown descubrieron ambos en 2005, a través de observaciones de Haumea utilizando el Observatorio WM Keck .
Hiʻiaka, al principio apodado " Rudolph " por el equipo de Caltech, [67] fue descubierto el 26 de enero de 2005. [53] Es el exterior y, con aproximadamente 310 km de diámetro, el más grande y brillante de los dos, y orbita Haumea. en una trayectoria casi circular cada 49 días. [68] Las fuertes características de absorción a 1,5 y 2 micrómetros en el espectro infrarrojo son consistentes con hielo de agua cristalina casi pura que cubre gran parte de la superficie. [69] El espectro inusual, junto con líneas de absorción similares en Haumea, llevaron a Brown y sus colegas a concluir que la captura era un modelo poco probable para la formación del sistema, y que las lunas haumeanas deben ser fragmentos de la propia Haumea. [42]
Namaka, el satélite interior más pequeño de Haumea, fue descubierto el 30 de junio de 2005 [70] y apodado " Blitzen ". Tiene una décima parte de la masa de Hiʻiaka, orbita Haumea en 18 días en una órbita muy elíptica, no kepleriana , y desde 2008 [actualizar]está inclinada 13° con respecto a la luna más grande, lo que perturba su órbita. [71] Las excentricidades relativamente grandes junto con la inclinación mutua de las órbitas de los satélites son inesperadas, ya que deberían haber sido amortiguadas por los efectos de las mareas . Un paso relativamente reciente por una resonancia 3:1 con Hi'iaka podría explicar las actuales órbitas excitadas de las lunas haumeanas. [72]
En la actualidad, las órbitas de las lunas de Haumea parecen casi exactamente de canto desde la Tierra, y Namaka oculta periódicamente a Haumea. [73] La observación de tales tránsitos proporcionaría información precisa sobre el tamaño y la forma de Haumea y sus lunas, [74] como ocurrió a finales de la década de 1980 con Plutón y Caronte. [75] El pequeño cambio en el brillo del sistema durante estas ocultaciones requerirá al menos un telescopio profesional de apertura media para su detección. [74] [76] Hiʻiaka ocultó Haumea por última vez en 1999, unos años antes del descubrimiento, y no lo volverá a hacer hasta dentro de unos 130 años. [77] Sin embargo, en una situación única entre los satélites regulares , la órbita de Namaka está siendo fuertemente alterada por Hiʻiaka, que preservó el ángulo de visión de los tránsitos Namaka-Haumea durante varios años más. [71] [74] [76]
Haumea es el miembro más grande de su familia de colisiones , un grupo de objetos astronómicos con características físicas y orbitales similares que se cree que se formaron cuando un progenitor más grande fue destrozado por un impacto. [37] Esta familia es la primera identificada entre los TNO e incluye, además de Haumea y sus lunas, (55636) 2002 TX 300 (≈364 km), (24835) 1995 SM 55 (≈174 km), (19308) 1996 TO 66 (≈200 km), (120178) 2003 OP 32 (≈230 km) y (145453) 2005 RR 43 (≈252 km). [6] Brown y sus colegas propusieron que la familia era un producto directo del impacto que eliminó el manto de hielo de Haumea, [37] pero una segunda propuesta sugiere un origen más complicado: que el material expulsado en la colisión inicial se fusionó en una gran luna. de Haumea, que luego se hizo añicos en una segunda colisión, dispersando sus fragmentos hacia afuera. [82] Este segundo escenario parece producir una dispersión de velocidades para los fragmentos que coincide más estrechamente con la dispersión de velocidades medida de los miembros de la familia. [82]
La presencia de la familia colisional podría implicar que Haumea y su "descendencia" podrían haberse originado en el disco disperso . En el actual cinturón de Kuiper, escasamente poblado, la probabilidad de que se produzca una colisión de este tipo durante la edad del Sistema Solar es inferior al 0,1 por ciento. [83] La familia no podría haberse formado en el cinturón de Kuiper primordial más denso porque un grupo tan unido habría sido interrumpido por la migración de Neptuno hacia el cinturón, la causa que se cree de la baja densidad actual del cinturón. [83] Por lo tanto, parece probable que la región dinámica del disco disperso, en la que la posibilidad de tal colisión es mucho mayor, sea el lugar de origen del objeto que generó Haumea y sus parientes. [83]
Debido a que se habrían necesitado al menos mil millones de años para que el grupo se hubiera difundido tanto, se cree que la colisión que creó la familia Haumea ocurrió muy temprano en la historia del Sistema Solar. [6]
Haumea fue observada desde lejos por la nave espacial New Horizons en octubre de 2007, enero de 2017 y mayo de 2020, desde distancias de 49 AU, 59 AU y 63 AU, respectivamente. [19] La trayectoria de salida de la nave espacial permitió observaciones de Haumea en ángulos de fase altos que de otro modo no se podrían obtener desde la Tierra, lo que permitió determinar las propiedades de dispersión de la luz y el comportamiento de la curva de fase de la superficie de Haumea. [19]
Joel Poncy y sus colegas calcularon que una misión de sobrevuelo a Haumea podría tardar 14,25 años utilizando una asistencia gravitatoria en Júpiter, basándose en una fecha de lanzamiento del 25 de septiembre de 2025. Haumea estaría a 48,18 AU del Sol cuando llegue la nave espacial. Se puede lograr un tiempo de vuelo de 16,45 años con fechas de lanzamiento el 1 de noviembre de 2026, el 23 de septiembre de 2037 y el 29 de octubre de 2038. [84] Haumea podría convertirse en un objetivo para una misión de exploración, [85] y un ejemplo de este trabajo es un preliminar estudio en una sonda a Haumea y sus lunas (entre 35 y 51 AU). [86] La masa de la sonda, la fuente de energía y los sistemas de propulsión son áreas tecnológicas clave para este tipo de misión. [85]
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