La familia Haumea o haumeana es la única familia colisional transneptuniana identificada ; es decir, el único grupo de objetos transneptunianos (TNO) con parámetros orbitales y espectros similares (agua-hielo casi pura) que sugieren que se originaron en el impacto disruptivo de un cuerpo progenitor. [1] Los cálculos indican que probablemente sea la única familia colisionante transneptuniana. [2] Los miembros se conocen como Haumeids .
El planeta enano Haumea es el miembro más grande de la familia y el núcleo del progenitor diferenciado; otros miembros identificados son las lunas de Haumea y los objetos del cinturón de Kuiper (55636) 2002 TX 300 , (24835) 1995 SM 55 , (19308) 1996 TO 66 , (120178) 2003 OP 32 , (145453) 2005 RR 43 , (86047 ) 1999 OY 3 , (416400) 2003 UZ 117 , (308193) 2005 CB 79 , (612620) 2003 SQ 317 [3] y (386723) 2009 YE 7 , [4] todos con una velocidad de expulsión de Haumea inferior a 150 EM. [5] Las Haumeidas más brillantes tienen magnitudes absolutas (H) lo suficientemente brillantes como para sugerir un tamaño entre 400 y 700 km de diámetro, y por lo tanto posibles planetas enanos , si tuvieran los albedos de los TNO típicos; sin embargo, es probable que sean mucho más pequeños, ya que se cree que son cuerpos de agua helada con albedos elevados. La dispersión de los elementos orbitales propios de los miembros es de unos pocos por ciento o menos (5% para el semieje mayor , 1,4° para la inclinación y 0,08 para la excentricidad ). [6] El diagrama ilustra los elementos orbitales de los miembros de la familia en relación con otros TNO . [ cita necesaria ]
Las características físicas comunes de los objetos incluyen colores neutros y características de absorción de infrarrojos profundos (a 1,5 y 2,0 μm ) típicas del hielo de agua. [7] [8]
Las órbitas actuales de los miembros de la familia no pueden explicarse únicamente por la colisión formativa. Para explicar la dispersión de los elementos orbitales, se requiere una dispersión de velocidad inicial de ≈ 400 m/s , pero tal dispersión de velocidad debería haber dispersado los fragmentos mucho más. Este problema se aplica sólo a la propia Haumea; los elementos orbitales de todos los demás objetos de la familia requieren una dispersión de velocidad inicial de sólo ≈ 140 m/s. Para explicar este desajuste en la dispersión de velocidad requerida, Brown y sus colegas sugieren que Haumea inicialmente tenía elementos orbitales más cercanos a los de los otros miembros de la familia y su órbita (especialmente la excentricidad orbital) cambió después de la colisión. A diferencia de los otros miembros de la familia, Haumea está en una resonancia intermitente de 7:12 con Neptuno, [10] lo que podría haber aumentado la excentricidad de Haumea a su valor actual. [1]
La familia Haumea ocupa una región del cinturón de Kuiper donde interactúan múltiples resonancias (incluidas las resonancias de movimiento medio 3:5, 4:7, 7:12, 10:17 y 11:19 ), lo que lleva a la difusión orbital de esa familia de colisiones. . [11] Además de la resonancia intermitente 7:12 actualmente ocupada por la propia Haumea, otros miembros de la familia ocupan algunas de las otras resonancias, y el salto de resonancia (cambiar de una resonancia a otra) es posible en una escala de tiempo de cientos de millones de años. (19308) 1996 TO 66 , el primer miembro de la familia Haumea descubierto, se encuentra actualmente en una resonancia intermitente 11:19. [12]
La formación colisional de la familia requiere un progenitor de unos 1.660 km de diámetro, con una densidad de ~2,0 g/cm 3 , similar a Plutón y Eris . Durante la colisión formativa, Haumea perdió aproximadamente el 20% de su masa, principalmente hielo, y se volvió más densa. [1]
Además de los efectos de las resonancias con Neptuno, pueden existir otras complicaciones en el origen de la familia. Se ha sugerido que el material expulsado en la colisión inicial pudo haberse fusionado en una gran luna de Haumea, que gradualmente aumentó su distancia de Haumea a través de la evolución de las mareas , y luego se hizo añicos en una segunda colisión, dispersando sus fragmentos hacia afuera. [5] Este segundo escenario produce una dispersión de velocidad de ~190 m/s, considerablemente más cercana a la dispersión de velocidad medida de ~140 m/s de los miembros de la familia; también evita la dificultad de que la dispersión observada de ~140 m/s sea mucho menor que la velocidad de escape de ~900 m/s de Haumea. [5]
Es posible que Haumea no sea el único objeto grande alargado y que gira rápidamente en el cinturón de Kuiper . En 2002, Jewitt y Sheppard sugirieron que Varuna debería alargarse, basándose en su rápida rotación. En la historia temprana del Sistema Solar , la región transneptuniana habría contenido muchos más objetos que en la actualidad, aumentando la probabilidad de colisiones entre objetos. Desde entonces, la interacción gravitacional con Neptuno ha dispersado muchos objetos fuera del cinturón de Kuiper hacia el disco disperso . [ cita necesaria ]
La presencia de la familia colisional insinúa 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. La familia no podría haberse formado en el cinturón de Kuiper primordial, más denso, porque un grupo tan unido habría sido interrumpido por la posterior migración de Neptuno al cinturón, que se cree que fue la causa de su baja densidad actual. 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 se convertiría en Haumea y sus parientes. Las simulaciones sugieren que la probabilidad de que exista una de esas familias en el Sistema Solar es aproximadamente del 50%, por lo que es posible que la familia Haumea sea única. [2]
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. [13] Esto entra en conflicto con los hallazgos de Rabinowitz y sus colegas que encontraron en sus estudios del grupo que sus superficies eran notablemente brillantes; su color sugiere que recientemente (es decir, en los últimos 100 millones de años) han sido resurgidos por hielo fresco. Durante una escala de tiempo de hasta mil millones de años, la energía del Sol habría enrojecido y oscurecido sus superficies, y no se ha encontrado ninguna explicación plausible para explicar su aparente juventud. [14]
Sin embargo, estudios más detallados del espectro visible e infrarrojo cercano de Haumea [15] muestran que es una superficie homogénea cubierta por una mezcla íntima 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más del 8% de materia orgánica. Esta gran cantidad de hielo amorfo en la superficie confirma que el evento de colisión debió ocurrir hace más de 100 millones de años. Este resultado concuerda con los estudios dinámicos y descarta la suposición de que las superficies de estos objetos sean jóvenes. [ cita necesaria ]
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