Haumea (planeta enano)

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(136108) Haumea Haumea.png
2003EL61art.jpg
Representación artística de Haumea y sus dos satélites Hiʻiaka y Namaka
Descubrimiento
Descubridor Michael E. Brown et al, José L. Ortiz et al., —ninguno oficial—
Fecha 7 de marzo de 2003[1]
Designaciones (136108) Haumea
Nombre provisional (136108) 2003 EL61
Categoría Cinturón de Kuiper
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 121,90°
Inclinación 28,19°
Argumento del periastro 239,51°
Semieje mayor 6.484 Gm (43.335 UA)
Excentricidad 0.1888463
Anomalía media 198,07°
Elementos orbitales derivados
Época 18 de agosto de 2005 (DJ 453.600,5)
Periastro o perihelio 5.260 Gm (43.339 ua)
Apoastro o afelio 7.708 Gm (51.524 ua)
Período orbital sideral 104.234 d (285,4 a)
Satélites 2
Características físicas
Masa ~4 x 1021 kg
Dimensiones 1,300–1,900 km
Densidad ~2 g/cm3
Gravedad ~0,8 m/s2
Velocidad de escape 0.84 km/s
Periodo de rotación 104 234 d (285.4 a)
Magnitud absoluta -0,17
Albedo ~0.7 ± 0.1
Características atmosféricas
Temperatura ~30 K
TheTransneptunians Size Albedo Color.svg
Objetos Trasneptunianos

Haumea, designado por el Minor Planet Center (MPC) como (136108) Haumea,[n. 1] es un planeta enano que se encuentra más allá de la órbita de Neptuno, en el Cinturón de Kuiper. Su designación provisional fue (136108) 2003 EL61.[n. 2] El 17 de septiembre de 2008 la Unión Astronómica Internacional (UAI) lo clasificó como planeta enano y además plutoide, nombrándolo en honor de la diosa hawaiana de la natalidad.[4]

Con una masa de un tercio de la de Plutón, fue descubierto en 2003 por un equipo dirigido por José Luis Ortiz Moreno en el Observatorio de Sierra Nevada en España y en 2004 por un equipo dirigido por Mike Brown de Caltech en el Observatorio Palomar en los Estados Unidos. Por la controversia en torno al descubrimiento la UAI no nombró un descubridor oficial,[5] si bien en la base de datos del MPC y en otros sitios oficiales el sitio de descubrimiento aparece como «Sierra Nevada».[2] [6] [1] En contrapartida, el nombre elegido fue el propuesto por el equipo de Caltech en lugar de Ataecina, que había sido sugerido por el de Sierra Nevada. Esto generó sospechas por la relación entre Michael Brown y el director del MPC, Brian Marsden —encargado de asignar los nombres a los objetos catalogados por la institución—.

El alargamiento extremo de Haumea lo hace único entre los planetas enanos conocidos. Aunque su forma no ha sido observada directamente, los cálculos de su curva de luz sugieren que es un elipsoide, con su eje mayor del doble que su eje menor. Sin embargo, los científicos creen que su gravedad es suficiente para haberse relajado en equilibrio hidrostático, haciéndolo un planeta enano. Existen varias hipótesis para explicar el alargamiento, su rotación inusualmente rápida y los altos valores de densidad y albedo. La mayoría los explica con una colisión gigante que hizo de Haumea el mayor miembro de una familia de colisión formada por varios objetos transneptunianos (TNO) grandes y sus dos lunas conocidas. Se han planteado varias hipótesis para tratar de explicar esta colisión; la mayoría implica colisiones de baja probabilidad de ocurrir, mientras que en 2010 se postuló que, en lugar de una sola colisión gigante, podrían haber ocurrido muchas colisiones que formaran un protoplaneta. Este sería nuevamente fracturado por otros impactos que darían origen a los demás elementos de la familia colisional. Esta hipótesis, comprobada por simulaciones numéricas, tendría más posibilidades de ocurrencia.[7]

Descubrimiento[editar]

Dos equipos reclamaron el crédito por el descubrimiento de Haumea. Mike Brown y su equipo en Caltech descubrieron Haumea en diciembre de 2004 en imágenes tomadas el 6 de mayo de 2004. El 20 de julio de 2005, publicaron un resumen de su informe indicando su intención de anunciar el descubrimiento en una conferencia en septiembre de ese mismo año.[8] En esa época, José Luis Ortiz Moreno y su equipo en el Instituto de Astrofísica de Andalucía en el observatorio de Sierra Nevada, España, lo encontraron en imágenes precovery tomadas entre el 7 y el 10 de marzo de 2003. Ortiz envió un correo electrónico al Minor Planet Center (MPC) con su descubrimiento la noche del 27 de julio de 2005. Días después Reiner Stoss del Observatorio Astronómico de Mallorca recuperó el objeto en imágenes precovery digitalizadas del Monte Palomar de 1955, por lo que el equipo de Andalucía envió un nuevo correo electrónico al MPC con la nueva información.[9]

Brown inicialmente le dio el crédito del descubrimiento a Ortiz,[10] pero al poco tiempo encontró que inadvertidamente habían publicado el código interno con el que designaron el objeto —K40506A, informalmente llamado Santa—. Al realizar una búsqueda de esta designación en internet, otros astrónomos pudieron encontrar los registros que incluían las posiciones observadas de Santa en una página web con los logs de observación del sistema de telescopios SMARTS en el Observatorio de Cerro Tololo en Chile que el equipo de Brown utilizaba para rastrear el objeto.[9] Richard W. Pogge —de la Universidad Estatal de Ohio—, que mantiene el servidor de SMARTS, utilizó más tarde logs de un servidor de terceros para determinar que se había accedido a la página web en cuestión ocho veces entre el 26 y el 28 de julio de 2005 desde una dirección IP utilizada por equipos en el Instituto de Astrofísica de Andalucía donde el equipo de Ortiz trabajaba. Estos logs incluían información suficiente para que el equipo de Ortiz pudiera recuperar información de Haumea y notificar su descubrimiento al MPC, así como realizar las confirmaciones posteriores.[11]

En un correo a Brown, José Carlos del Toro —entonces director del IAA— se distanció de Ortiz diciendo: «Le ruego su comprensión en separar claramente al instituto en su conjunto de sus miembros individuales: las acciones de los investigadores son de su única responsabilidad».[12] Mucho después el mismo Ortiz y su equipo admitieron haber accedido a los logs de observación de Caltech pero negaron mala intención, diciendo que solamente verificaban si habían descubierto un nuevo objeto.[13] [9] De acuerdo a un artículo de un miembro del equipo de Ortiz, Santos Sanz, cuando se enviaron los datos al MPC por primera vez «aún teníamos dudas» y tras el segundo envío «era casi seguro un transneptuniano».[9]

Nombre[editar]

Hasta que se le dio un nombre permanente, el equipo de Caltech utilizó internamente el apodo de «Santa» porque habían descubierto Haumea el 28 de diciembre de 2004, justo después de Navidad.[14] El equipo español propuso un descubrimiento independiente al Minor Planet Center (MPC) en julio de 2005. El 29 de julio de 2005, Haumea recibió su primera etiqueta oficial, la designación provisional 2003 EL61, con el «2003» basado en la fecha de la imagen del descubrimiento por los españoles. El 7 de septiembre de 2006, se numeró y admitió en el catálogo oficial como planeta menor (136108) 2003 EL61.

Según la nomenclatura astronómica establecida por la UAI, los objetos del cinturón de Kuiper reciben nombres de seres mitológicos relacionados con la creación.[5] En setiembre de 2006 el equipo de Caltech envió los nombres formales de la mitología hawaiana a la UAI para (136108) 2003 EL61 y sus lunas, para «rendir homenaje al lugar donde se descubrieron los satélites».[15] Los nombres fueron propuestos por David Rabinowitz.[16] Haumea es la diosa matrona de la isla de Hawái, donde está ubicado el Observatorio Mauna Kea. Además está identificada con Pāpā, la diosa de la tierra y esposa de Wākea,[17] que es apropiado porque se cree que 2003 EL61 está compuesto de roca sólida casi por completo, sin el grueso manto de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso de otros objetos conocidos del cinturón de Kuiper.[5] [18] Por último, es la diosa de la fertilidad y el parto, con muchos niños que brotaron de diferentes partes de su cuerpo;[17] esto se corresponde con el enjambre de cuerpos helados que se cree que han roto el planeta enano en una antigua colisión. Se cree que las dos lunas conocidas también se han formado de esta manera,[18] por lo que fueron nombradas como dos hijas de Haumea, Hiʻiaka y Nāmaka.[5]

El protocolo de la UAI indica que el crédito por el descubrimiento de un planeta menor va a quien presente primero un informe al MPC con suficientes datos de posición para una determinación digna de su órbita, y que el descubridor acreditado tendrá prioridad en la elección de un nombre. Sin embargo, el anuncio de la UAI el 17 de septiembre de 2008, de que Haumea había sido aceptado como un planeta enano, no mencionó un descubridor. Mencionaba que la ubicación del descubrimiento fue el Observatorio de Sierra Nevada del equipo español,[6] [19] pero el nombre elegido, Haumea[16] fue el propuesto por Caltech. El equipo de Ortiz había propuesto Ataecina, por la antigua diosa ibérica de la primavera,[9] debido a su conexión con Plutón: por un lado Proserpina (asimilada a Ataecina) era la esposa de Plutón, y por otro, el nombre destacaba la asociación con Andalucía, donde se encuentra el observatorio de Sierra Nevada (Granada), en el que hicieron sus observaciones. La proposición no fue aceptada por la UAI, no solo por la polémica con Brown sobre el descubrimiento, sino también porque las deidades ctónicas se reservan para nombres de objetos que orbitan en resonancia con Neptuno.[20] [21]

Según el Frankfurter Allgemeine Zeitung, la decisión de elegir el nombre de Brown y no el de Ortiz levantó sospechas por el contacto entre Brown y Brian Marsden, quien durante 30 años ha sido director del MPC, encargado de asignar los nombres.[22] [23]

Clasificación[editar]

La libración de Haumea en un sistema de referencia en rotación, con Neptuno estacionario.

Haumea es un planeta enano plutoide,[6] que reside más allá de la órbita de Neptuno. Que sea planeta enano significa que se presume que es lo suficientemente masivo como para haber sido redondeado por su propia gravedad, pero no tiene la dominancia orbital suficiente. Aunque Haumea parece estar lejos de ser esférico, se cree que su forma elipsoidal es el resultado de su rápida rotación, de igual forma que un globo de agua se extiende cuando se hace girar y no tiene gravedad suficiente para vencer el esfuerzo de compresión de su material.[16] Haumea fue catalogado inicialmente como un objeto clásico del cinturón de Kuiper en 2006 por el MPC, pero no más.[24] La trayectoria nominal sugiere que está en resonancia con Neptuno en un quinto orden 7:12[n. 3] ya que la distancia del perihelio de 35 ua está cerca del límite de estabilidad con Neptuno.[25] Se necesitan nuevas observaciones de la órbita para verificar su estado dinámico.

Órbita[editar]

Órbitas de Haumea (amarillo) y Plutón (rojo), en relación con la de Neptuno (gris), como se veían en mayo de 2009.

Haumea tiene la órbita típica de un clásico objeto del cinturón de Kuiper, con un período orbital de 283 años de la Tierra, un perihelio de 35 ua y una inclinación orbital de 28º.[1] Pasó el afelio a principios de 1992,[26] y actualmente está a 51 ua del Sol.[27] Su órbita excéntrica lo lleva hasta las 35 ua del Sol, lo que es más cerca que la distancia media de Plutón, que es de 39 ua.

La órbita de Haumea tiene una excentricidad ligeramente mayor que otros miembros de su familia colisional. Se cree que esto se debe a que la resonancia orbital de quinto orden de Haumea con Neptuno[n. 3] modificando gradualmente su órbita inicial en el curso de mil millones de años,[18] [28] a través del efecto Kozai, que permite el intercambio de la inclinación de la órbita por una excentricidad mayor.[18] [29] [30]

Con una magnitud visual de 17,3[27] Haumea es el tercer objeto más brillante en el cinturón de Kuiper después de Plutón y Makemake, y es fácilmente observable con un telescopio de aficionado grande.[31] Sin embargo, dado que los planetas y los cuerpos más pequeños del Sistema Solar comparten una alineación común orbital desde su formación en el disco primordial del Sistema Solar, los estudios más tempranos para los objetos distantes se centraron en la proyección en el cielo de este plano común, llamado la eclíptica.[32] A medida que la región del cielo cerca de la eclíptica llegó a ser bien explorada, comenzaron los estudios del cielo en busca de objetos que habían sido excitados de forma dinámica a órbitas con inclinaciones superiores, así como objetos más distantes, con movimientos medios lentos a través del cielo.[33] [34] Estos estudios finalmente cubrieron el lugar de Haumea, con su inclinación orbital alta y la posición actual lejos de la eclíptica.

Haumea muestra grandes fluctuaciones en el brillo durante un período de 3,9 horas, lo que sólo puede explicarse por un período de rotación de esta longitud.[35] Es más rápido que cualquier otro cuerpo en equilibrio conocido del Sistema Solar, y de hecho más rápido que cualquier otro cuerpo conocido de más de 100 km de diámetro.[31] Se cree que esta rotación rápida es causada ​​por el impacto que creó sus satélites y la familia colisional.[18]

Características físicas[editar]

Comparación artística de Eris, Plutón, Makemake, Haumea, Sedna, 2007 OR10, Quaoar, Orcus y la Tierra.

Como Haumea tiene lunas, la masa del sistema se puede calcular a partir de sus órbitas utilizando la tercera ley de Kepler. El resultado es 4,2 x 1021 kg, 28% de la masa del sistema plutoniano y 6% de la masa de la Luna. Casi toda esta masa está en Haumea. [36] [37]

Tamaño, forma y composición[editar]

El tamaño de un objeto del Sistema Solar se puede deducir de su magnitud óptica, su distancia, y su albedo. Los objetos aparecen brillantes para los observadores terrestres, ya sea porque son grandes o porque son altamente reflectante. Si su reflectividad —albedo— puede ser determinada, se puede hacer una estimación aproximada de su tamaño. Para los objetos más distantes, el albedo es desconocido, pero Haumea es grande y lo suficientemente brillante como para medir su emisión térmica, lo que ha dado un valor aproximado para su albedo y por lo tanto su tamaño.[38] Sin embargo, calcular sus dimensiones es complicado por su rápida rotación. La física de rotación de cuerpos deformables predice que en tan poco tiempo como cien días,[31] un cuerpo que gira tan rápidamente como Haumea se distorsiona en la forma de equilibrio de un elipsoide escaleno. Se cree que la mayor parte de la fluctuación en el brillo de Haumea no es causado por las diferencias locales en el albedo sino por la alternancia de la vista lateral y desde un extremo desde la Tierra.[31]

La forma elipsoide calculada de Haumea, 1,960×1,518×996 km —asumiendo un albedo de 0.73—. A la izquierda están las siluetas ecuatoriales mínimas y máximas —1,960×996 y 1,518×996 km—; a la derecha está la vista desde el polo —1,960×1,518 km—.

La rotación y la amplitud de la curva de luz de Haumea crean fuertes restricciones sobre su composición. Si Haumea tuviera una densidad baja como Plutón, con una espesa capa de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso, su rápida rotación lo habrían alargado en mayor grado que lo permitido por las fluctuaciones en su brillo. Tales consideraciones limitan su densidad a un rango de 2,6-3,3 g/cm3.[31] [n. 4] Esta gama cubre los valores de los silicatos minerales como olivino y piroxeno, que presentan muchos de los objetos rocosos del Sistema Solar. Esto sugiere que la mayor parte de Haumea es piedra cubierta con una capa relativamente delgada de hielo. Un manto de hielo de mayor grosor típico de los objetos del cinturón de Kuiper podría haber sido despegado durante el impacto que formó la familia colisional de Haumea.[18]

Existen varios modelos de cálculos elipsoides para las dimensiones de Haumea. El primer modelo producido después del descubrimiento de Haumea se calculó a partir de observaciones terrestres de su curva de luz en longitudes de onda ópticas: proporcionó una longitud total de 1960 a 2500 km y un albedo visual (pv) mayor de 0,6.[31] La forma más probable es un elipsoide triaxial con unas dimensiones aproximadas de 2000 x 1500 x 1000 km, con un albedo de 0,71.[31] El telescopio espacial Spitzer estimó el diámetro de Haumea de 1150 +250
-100
kilómetros y un albedo de 0.84+0.1
-0.2
, con fotometría en longitudes de onda infrarrojas de 70 µm.[38] Análisis posteriores de la curva de luz sugirieron un diámetro circular equivalente de 1450 km.[39] En 2010, un análisis de las medidas tomadas por el telescopio espacial Herschel junto con mediciones antiguas del telescopio Spitzer arrojaron una nueva estimación del diámetro equivalente de Haumea en unos 1300 km.[40] Estas estimaciones independientes del tamaño se superponen en un diámetro medio geométrico promedio de unos 1400 km. Esto hace que Haumea sea uno de los mayores objetos transneptunianos descubiertos,[38] menor que Eris, Plutón, Makemake y posiblemente OR10 2007, y mayor que Sedna, Orcus y Quaoar.

Superficie[editar]

En 2005 los telescopios Gemini y Keck pudieron obtener en forma independiente el espectro de Haumea, que muestra gran cantidad de cristales de hielo, similar a lo visto en la superficie de Caronte, la luna de Plutón. 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, una temperatura a la cual se forma hielo amorfo. Además, la estructura cristalina del hielo es inestable bajo la constante lluvia de rayos cósmicos y las partículas energéticas procedentes del Sol que ataca los objetos transneptunianos.[41] El tiempo que tarda el hielo cristalino en ser revertido a amorfo en estas condiciones es del orden de diez millones de años,[42] mientras que los objetos transneptunianos han estado en sus presentes ubicaciones de baja temperatura durante miles de millones de años.[28] El daño por radiación también debería enrojecer y oscurecer la superficie de los objetos transneptunianos en los que están presentes los materiales de superficie orgánicos helados comunes y los compuestos similares a tolinas, como es el caso de Plutón. Por lo tanto, los espectros y el color sugieren que Haumea y sus familiares fueron objeto de una exfoliación reciente que produce hielo fresco, pero no se ha sugerido ningún mecanismo plausible.[43]

Haumea es tan brillante como la nieve, con un albedo en el rango de 0,6-0,8, en consonancia con hielo cristalino.[31] La modelización de mejor ajuste de los espectros de superficie sugirió que entre 66% y 80% de la superficie de Haumea parece ser hielo cristalino puro, con un contribuyente al alto albedo que posiblemente sería cianuro de hidrógeno o arcillas de filosilicatos. También podrían estar presentes sales de cianuro inorgánico, tales como cianuro de potasio o de cobre.[41]

Otros estudios de los espectros visible e infrarrojo cercano sugieren una superficie homomorfa cubierta por una mezcla 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más de 8% de compuestos orgánicos. La ausencia de hidratos de amoniaco excluye criovolcanismo y las observaciones confirman que el evento de colisión debe haber ocurrido hace más de 100 millones de años, de acuerdo con los estudios dinámicos.[44] La ausencia de metano medible en los espectros de Haumea es consistente con una historia de colisión que habría levantado esos volátiles.[41] [45]

Además de las grandes fluctuaciones en la curva de luz de Haumea debido a la forma del cuerpo, que afecta a todos los colores por igual, las variaciones de color más pequeñas independientes observadas en las longitudes de onda tanto del rango visible como del infrarrojo cercano muestran una región en la superficie que se diferencia tanto en el color como en el albedo.[46] [47] Más específicamente, en septiembre de 2009 se observó una amplia zona de color rojo oscuro en la superficie blanca brillante de Haumea. Según Pedro Lacerda, uno de los descubridores de la mancha, «Mi interpretación de la fotometría de infrarrojos es que esa zona podría ser más rica en agua helada cristalina que el resto de la superficie», aunque agrega que también podría tratarse de la irradiación de algún mineral o materia orgánica.[48] [49]

Satélites[editar]

El 26 de enero de 2005 el observatorio W. M. Keck descubrió un satélite natural que tiene 1% de la masa de 2003 EL61. Ya que el equipo de Brown había denominado «Santa» a Haumea, al satélite le dieron el nombre provisional de «Rudolph».[50] Posteriormente recibió el nombre de (136108) Haumea I Hi'iaka.[6] Es el más externo y, con unos 310 Km de diámetro, es el satélite más grande y brillante de Haumea. Orbita en una trayectoria casi circular cada 49 días[50] a una distancia de 50 000 km. Sus características de absorción fuerte en 1,5 y 2 micrómetros en el espectro infrarrojo son consistentes con una cobertura en gran parte de la superficie de hielo cristalino casi puro.[51] El espectro inusual junto con líneas de absorción similares a las de Haumea, llevaron al equipo de Caltech a la conclusión de que la captura era un modelo poco probable para la formación del sistema, y que las lunas deben ser fragmentos del propio Haumea.[28]

El 30 de junio de 2005 se descubrió un nuevo satélite al que se le dio el nombre provisorio de «Blitzen», luego rebautizado (136108) Haumea II Namaka.[6] Es el satélite más pequeño de Haumea y se encuentra del lado interior. Tiene un décimo de la masa de Hi'iaka, una órbita altamente elíptica no Kepleriana que recorre en 18 días, y a partir de 2008 se inclina 13° desde la luna más grande, que perturba su órbita.[52] 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 pasaje relativamente reciente de una resonancia (03:01) podría explicar las actuales órbitas excitadas de las lunas de Haumea.[53]

En la actualidad, las órbitas de estas lunas aparecen casi exactamente de canto desde la Tierra, con Namaka ocultando periódicamente a Haumea. La observación de dichos tránsitos proporcionaría información precisa sobre el tamaño y la forma de Haumea y sus lunas,[54] como sucedió a finales de 1980 con Plutón y Caronte.[55] La última vez que Hiʻiaka ocultó a Haumea fue en 1999, unos años antes de su descubrimiento, y no lo hará de nuevo por unos ciento treinta años.[56] Sin embargo, en una situación única entre satélites regulares, la órbita de Namaka tiene un gran torque debido a Hiʻiaka, conservando el ángulo de visión de los tránsitos Namaka-Haumea por varios años más.[57] [58]

Familia colisional[editar]

Haumea es el mayor miembro de la familia colisional, 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.[18] Esta familia es la primera en ser identificada entre TNO e incluye —junto a Haumea y sus lunas— (55636) 2002 TX300 (≈364 Km), (24835) 1995 SM55 (≈174 Km), (19308) 1996 TO66 (≈200 Km), (120178) 2003 OP32 (≈230 Km) y (145453) 2005 RR43 (≈252 Km).[25]

Existen varias teorías sobre el origen de esta familia colisional. Brown propuso que era un producto directo del impacto que quita el manto de hielo de Haumea.[18] Otra propuesta, también basada en una colisión a gran velocidad, sugiere que el material expulsado en el choque inicial se fusionó en una gran luna de Haumea, que más tarde fue destruida en una segunda colisión, dispersando sus fragmentos hacia el exterior. Este segundo escenario parece producir una dispersión de las velocidades de los fragmentos que se acercan más a la dispersión de velocidad medida de los miembros de la familia.[59] En el poco poblado cinturón de Kuiper de hoy, la posibilidad de una colisión más antigua que el Sistema Solar es menor al 0,1%. La familia no podría haberse formado en el cinturón de Kuiper primordial, más denso, debido a que un grupo tan unido habría sido alterado por la migración de Neptuno en el cinturón, lo que se cree que es la causa de la baja densidad actual del cinturón. Por lo tanto, estas hipótesis especulan que el lugar de origen para el objeto que generó Haumea y sus familiares es la región dinámica del disco disperso, en el que la posibilidad de una colisión de este tipo es mucho más alta.[60] Estas hipótesis son criticadas debido fundamentalmente a algunos factores. El primero es que la dispersión de velocidades de los miembros de la familia es incompatible con una colisión catastrófica, que en sí misma tiene muy bajas probabilidades de ocurrir. Además, estas colisiones tienden a disminuir la velocidad angular del cuerpo, por lo que los integrantes de la familia deberían tener una rotación primordial mayor que la observada.[7]

Otro mecanismo de formación sugiere que dos cuerpos de masas similares, del tamaño de unos 1300 km, habrían colisionado en forma rasante.[7] Para que la familia se mantenga unida debió ocurrir en un periodo posterior próximo al bombardeo intenso tardío, por lo que este modelo también implica una colisión con baja probabilidad de ocurrir.[7]

Por estos motivos, en 2010 se postuló otra hipótesis sobre la formación de la familia de Haumea, en base a múltiples colisiones subcatastróficas que formarían un cuerpo reacumulado denominado «proto-Haumea». Un pequeño proyectil colisionaría con este creando un satélite que se fragmentaría, lo que daría lugar a la formación de Hi’iaka, Namaka y el resto de los integrantes de la familia colisional. Este escenario está basado en colisiones con altas posibilidades de ocurrir y verificadas por simulaciones numéricas.[7]

Cualquiera que sea la forma en que surgió la familia, habría tomado por lo menos mil millones de años para que el grupo se dispersara tanto como lo ha hecho, por lo que se cree que la colisión que creó a la familia de Haumea ocurrió muy temprano en la historia del Sistema Solar.[25]

Véase también[editar]

Notas[editar]

  1. El Minor Planet Center asigna un número de catálogo a todos los objetos menores del Sistema Solar. El número de Haumea en esa base de datos corresponde al 136108.[2]
  2. El primer número representa aquel con el que fue catalogado por el MPC, el segundo es el año del primer avistamiento y EL61 indica la quincena y el número de orden, respectivamente.[3]
  3. a b En principio, la fuerza de una resonancia es inversamente proporcional a la diferencia entre el numerador y el denominador, que se denomina «orden». Cuanto menor sea la diferencia (orden), mayor es la resonancia. Una resonancia 12:7 es de quinto orden (12 − 7 = 5), que es bastante débil.
  4. Por comparación, la Luna tiene una densidad de 3.3 g/cm3, mientras que Plutón, que es un objeto de hielo típico en el cinturón de Kuiper, tiene una densidad de 2.0 g/cm3.

Referencias[editar]

  1. a b c «Jet Propulsion Laboratory Small-Body Database Browser: 136108 Haumea (2003 EL61)» (en inglés). NASA's Jet Propulsion Laboratory (última observación 10 de mayo de 2008). Consultado el 7 de febrero de 2013.
  2. a b Minor Planet Center. «List Of Transneptunian Objects» (en inglés). Consultado el 5 de febrero de 2013.
  3. Elena Sanz. «Explican el "misterioso" brillo del planeta enano Haumea». Muy Interesante. Consultado el 19 de abril de 2014.
  4. International Astronomical Union (17 de septiembre de 2008). «IAU0807: IAU names fifth dwarf planet Haumea» (en inglés). Consultado el 4 de febrero de 2013.
  5. a b c d «Naming of Astronomical Objects: Minor planets». International Astronomical Union (en inglés). Consultado el 3 de febrero de 2013. 
  6. a b c d e «Dwarf Planets and their Systems» (en inglés). US Geological Survey Gazetteer of Planetary Nomenclature. Consultado el 2 de febrero de 2013. 
  7. a b c d e Campo Bagatin, A.; P.G. Benavidez; L. Ortiz, R. Duffard y A. Thirouin (13 al 17). «Escenarios de formación del planeta enano 2003 EL61 (Haumea)». IX Reunión Científica de la So ciedad Española de Astronomía (Madrid). http://www.sea-astronomia.es/drupal/sites/default/files/archivos/proceedings9/CIENCIAS%20PLANETARIAS/POSTERS/campobagatina-poster/poster_campobagatina1.pdf. Consultado el 28 de marzo de 2014. 
  8. Michael E Brown. «The electronic trail of the discovery of 2003 EL61» (en inglés). Caltech. Consultado el 2 de febrero de 2013.
  9. a b c d e Pablo Santos Sanz (26 de setiembre de 2008). «La historia de Ataecina vs Haumea». infoastro.com. Consultado el 2 de febrero de 2013.
  10. Brown, Mike (2012). «9: The Ten Planet». En Spiegel & Grau (en inglés). How I Killed Pluto and Why It Had It Coming. ISBN 9780385531108. http://books.google.com.uy/books?id=ywJD6s64ErgC&dq=How+I+Killed+Pluto+and+Why+It+Had+It+Coming&hl=es&sa=X&ei=HQcTUfjsDqWzyAG0mIHYCg&ved=0CDEQ6AEwAA. 
  11. Mike Brown (17 de setiembre de 2008). «Haumea» (en inglés). Consultado el 4 de febrero de 2013.
  12. Javier Monjas (13 de septiembre de 2005). «Investigadores astrofísicos andaluces, acusados de fraude y falta de ética por la comunidad científica internacional». Madrid: Nuevo Digital Internacional. Consultado el 4 de febrero de 2013.
  13. Jeff Hecht (21 de setiembre de 2005). «Astronomer denies improper use of web data» (en inglés). New Scientist. Archivado desde el original el 13 de marzo de 2011. Consultado el 4 de febrero de 2013.
  14. «Santa et al.». NASA Astrobiology Magazine (10 de setiembre de 2005). Consultado el 2 de febrero de 2013.
  15. Mike Brown (17-09-2008). «Dwarf planets: Haumea» (en inglés). Caltech. Consultado el 3 de febrero de 2013.
  16. a b c «IAU names fifth dwarf planet Haumea» (en inglés). IAU Press Release. 17 de setiembre de 2008. Consultado el 3 de febrero de 2013. 
  17. a b Robert D. Craig (2004) (en inglés). Handbook of Polynesian Mythology. ABC-CLIO. p. 128. ISBN 978-1-57607-894-5. http://books.google.com/?id=LOZuirJWXvUC&pg=PA128&dq=haumea. 
  18. a b c d e f g h M. E. Brown, K. M. Barkume; D. Ragozzine; L. Schaller (2007). «A collisional family of icy objects in the Kuiper belt» (en inglés). Nature 446 (7133):  pp. 294–296. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177. Bibcode2007Natur.446..294B. 
  19. Rachel Courtland (19 de setiembre de 2008). «Controversial dwarf planet finally named 'Haumea'» (en inglés). NewScientistSpace. Consultado el 2 de febrero de 2013.
  20. Rachel Courtland (2008). «Controversial dwarf planet finally named “Haumea”» (en inglés). NewScientistSpace. Consultado el 3 de febrero de 2013.
  21. Kelly Beatty (19 de setiembre de 2008). «Haumea: Dwarf-Planet Name Game» (en inglés). Sky and Telescope. Consultado el 3 de febrero de 2013.
  22. Günter Paul (25 de setiembre de 2008). «Haumea oder Ataecina?» (en alemán). Frankfurter Allgemeine Zeitung. Consultado el 3 de febrero de 2013.
  23. Alfredo Pascual (20 de setiembre de 2008). «Estados Unidos «conquista» Haumea». Abc. Consultado el 3 de febrero de 2013.
  24. «MPEC 2010-H75 : Distant Minor Planets (2010 MAY 14.0 TT)» (en inglés) (2006 provisional Cubewano listing). Minor Planet Center (10 de abril de 2010). Consultado el 6 de febrero de 2013.
  25. a b c D. Ragozzine, M. E. Brown (2007). «Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61» (en inglés). Astronomical Journal 134 (6):  pp. 2160–2167. doi:10.1086/522334. Bibcode2007AJ....134.2160R. 
  26. «HORIZONS Web-Interface» (en inglés). NASA Jet Propulsion Laboratory Solar System Dynamics. Consultado el 7 de febrero de 2013.
  27. a b «AstDys (136108) Haumea Ephemerides» (en inglés). Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. Consultado el 7 de febrero de 2013.
  28. a b c Michael E. Brown. «The largest Kuiper belt objects» (en inglés) (PDF). Caltech. Consultado el 7 de febrero de 2013.
  29. Nesvorný, D; Roig, F. (2001). «Mean Motion Resonances in the Transneptunian Region Part II: The 1 : 2, 3 : 4, and Weaker Resonances» (en inglés). Icarus 150 (1):  pp. 104–123. doi:10.1006/icar.2000.6568. Bibcode2001Icar..150..104N. 
  30. Kuchner, Marc J.; Brown, Michael E.; Holman, Matthew (2002). «Long-Term Dynamics and the Orbital Inclinations of the Classical Kuiper Belt Objects» (en inglés). The Astronomical Journal 124 (2):  pp. 1221–1230. doi:10.1086/341643. Bibcode2002AJ....124.1221K. 
  31. a b c d e f g h D. L. Rabinowitz, et al. (2006). «Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt» (en inglés). Astrophysical Journal 639 (2):  pp. 1238–1251. doi:10.1086/499575. Bibcode2006ApJ...639.1238R. 
  32. C. A. Trujillo and M. E. Brown (June 2003). «The Caltech Wide Area Sky Survey. Earth Moon and Planets» (en inglés). Earth Moon and Planets 112 (1–4):  pp. 92–99. doi:10.1023/B:MOON.0000031929.19729.a1. Bibcode2003EM&P...92...99T. 
  33. M. E. Brown, C. Trujillo, D. L. Rabinowitz (2004). «Discovery of a candidate inner Oort cloud planetoid» (en inglés). The Astrophysical Journal 617 (1):  pp. 645–649. doi:10.1086/422095. Bibcode2004ApJ...617..645B. 
  34. M. E. Schwamb, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz (2008). «Constraints on the distant population in the region of Sedna» (en inglés). American Astronomical Society, DPS meeting #40, #38.07. Bibcode2008DPS....40.3807S. 
  35. Agence France-Presse (16 de setiembre de 2009). «Astronomers get lock on diamond-shaped Haumea» (en inglés). European Planetary Science Congress in Potsdam. News Limited. Consultado el 12 de febrero de 2013.
  36. D. Ragozzine , M. E. Brown (2009). «Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61» (en inglés). The Astronomical Journal 137 (6):  pp. 4766. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4766. Bibcode2009AJ....137.4766R. 
  37. M. E. Brown, et al. (2005). «Keck Observatory laser guide star adaptive optics discovery and characterization of a satellite to large Kuiper belt object 2003 EL61» (en inglés). Astrophysical Journal Letters 632 (1):  pp. L45. doi:10.1086/497641. Bibcode2005ApJ...632L..45B. http://www.gps.caltech.edu/%7Embrown/papers/ps/EL61.pdf. Consultado el 12 de febrero de 2013. 
  38. a b c J. Stansberry, W. Grundy, M. Brown, et al. (2008). «Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope» (en inglés). The Solar System beyond Neptune (University of Arizona Press). Bibcode2008ssbn.book..161S. 
  39. P. Lacerda, D. C. Jewitt (2007). «Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves» (en inglés). Astronomical Journal 133 (4):  p. 1393. doi:10.1086/511772. Bibcode2007AJ....133.1393L. 
  40. E. Lollouch, et al. (2010). «"TNOs are cool": A survey of the trans-Neptunian region II. The thermal lightcurveof (136108) Haumea» (en inglés). Astronomy and Astrophysics 518:  p. L147. doi:10.1051/0004-6361/201014648. Bibcode2010A&A...518L.147L. 
  41. a b c Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown, Kristina Barkume, Emily Shaller, David L. Rabinowitz (2007). «The Surface of 2003 EL61 in the Near Infrared» (en inglés). Astrophysical Journal 655 (2):  pp. 1172–1178. doi:10.1086/509861. Bibcode2007ApJ...655.1172T. 
  42. «Charon: An ice machine in the ultimate deep freeze» (en inglés). Gemini Observatory. 17 de julio de 2007. Consultado el 17 de febrero de 2013. 
  43. D. L. Rabinowitz et al. (2008). «The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family» (en inglés). The Astronomical Journal 136 (4):  pp. 1502. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1502. Bibcode2008AJ....136.1502R. 
  44. N. Pinilla-Alonso (2009). «Study of the Surface of 2003 EL61, the largest carbon-depleted object in the trans-neptunian belt» (en inglés). Astronomy and Astrophysics 496 (2):  pp. 547. doi:10.1051/0004-6361/200809733. Bibcode2009A&A...496..547P. 
  45. S. C. Tegler (2007). «Optical Spectroscopy of the Large Kuiper Belt Objects 136472 (2005 FY9) and 136108 (2003 EL61(en inglés). The Astronomical Journal 133 (2):  pp. 526–530. doi:10.1086/510134. Bibcode2007AJ....133..526T. 
  46. P. Lacerda, D. Jewitt y N. Peixinho (2008). «High-Precision Photometry of Extreme KBO 2003 EL61» (en inglés). Astronomical Journal 135 (5):  pp. 1749–1756. doi:10.1088/0004-6256/135/5/1749. Bibcode2008AJ....135.1749L. 
  47. 2009. «Time-Resolved Near-Infrared Photometry of Extreme Kuiper Belt Object Haumea». Astronomical Journal 137 (2):  pp. 3404–3413. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3404. Bibcode2009AJ....137.3404L. 
  48. Agencia Sinc (11 de mayo de 2011). «El planeta enano Haumea brilla con hielo cristalino». Consultado el 29 de marzo de 2014.
  49. Space.com (ed.): «Strange Dwarf Planet Has Red Spot» (en inglés) (15 September 2009).
  50. a b K. Chang (20 de marzo de 2007). New York Times, ed. «Piecing Together the Clues of an Old Collision, Iceball by Iceball» (en inglés). Consultado el 29 de marzo de 2014. 
  51. K. M Barkume. M. E. Brown, and E. L. Schaller (2006). «Water Ice on the Satellite of Kuiper Belt Object 2003 EL61». Astrophysical Journal Letters 640 (1):  pp. L87–L89. doi:10.1086/503159. Bibcode2006ApJ...640L..87B. 
  52. D. Ragozzine, M. E. Brown, C. A. Trujillo, E. L. Schaller (2008). «Orbits and Masses of the 2003 EL61 Satellite System». American Astronomical Society (Conferencia AAS DPS 2008) 40:  pp. 462. Bibcode2008DPS....40.3607R. 
  53. D. Ragozzine, M. E. Brown (2009). «Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61». The Astronomical Journal 137 (6):  pp. 4766. doi:0.1088/0004-6256/137/6/4766. Bibcode2009AJ....137.4766R. 
  54. «Mutual events of Haumea and Namaka». Consultado el 14 de marzo de 2014.
  55. L.-A. A. McFadden, P. R. Weissman, T. V. Johnson (2007). Academic Press. ed. Encyclopedia of the Solar System. ISBN 978-0-12-088589-3. http://books.google.com/?id=G7UtYkLQoYoC&pg=PA545&lpg=PA545&dq=mutual+event+pluto. 
  56. M. Brown (18 de mayo de 2008). «Moon shadow Monday (fixed)». Mike Brown's Planets. Consultado el 14 de marzo de 2014.
  57. D. Ragozzine, M. E. Brown, C. A. Trujillo, E. L. Schaller (2008). «Orbits and Masses of the 2003 EL61 Satellite System». American Astronomical Society (AAS DPS conference 2008) 40:  pp. 462. Bibcode2008DPS....40.3607R. 
  58. D. C. Fabrycky (2008). «Mutual Events of 2003 EL61 and its Inner Satellite». American Astronomical Society (Conferencia AAS DPS 2008) 40:  pp. 462. Bibcode2008DPS....40.3608F. 
  59. H. E. Schlichting, R. Sari (2009). «The Creation of Haumea's Collisional Family». The Astrophysical Journal 700 (2):  pp. 1242. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1242. Bibcode2009ApJ...700.1242S. 
  60. H. F. Levison, A. Morbidelli, D. Vokrouhlický, W. F. Bottke (2008). «On a Scattered Disc Origin for the 2003 EL61 Collisional Family —an Example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Bodies». Astronomical Journal 136 (3):  pp. 1079–1088. doi:0.1088/0004-6256/136/3/1079. Bibcode2008AJ....136.1079L. 

Bibliografía[editar]

Enlaces externos[editar]

En inglés