Haumea (planeta enano)

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Para otros usos de este término, véase Haumea.
(136108) Haumea Archivo:Haumea.png

Representación artística de Haumea
Descubrimiento
Descubridor José L. Ortiz et al.; Michael E. Brown et al. —ninguno oficial—
Fecha 7 de marzo de 2003[1]​[n. 1]​
Lugar Observatorio de Sierra Nevada
Designaciones (136108) Haumea
Nombre provisional (136108) 2003 EL61
Categoría Planeta enano
plutoide[3]​[4]​
objeto transneptuniano resonante
satélite asteroidal
Familia de Haumea[5]​
Orbita a Sol
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 121,90°
Inclinación 28,19°
Argumento del periastro 239,51°
Semieje mayor 6484 Gm (43,335 UA)
Excentricidad 0,1888463
Anomalía media 198,07°
Elementos orbitales derivados
Época 30 de noviembre de 2008 (DJ 2 454 800.5)
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
Radio 618,62 kilómetros
Gravedad ~0,8 m/s2
Velocidad de escape 0,84 km/s
Periodo de rotación 104 234 d (285,4 a)
Magnitud absoluta 0.23
Albedo ~0,7 ± 0,1
Características atmosféricas
Temperatura ~30 K
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Haumea, designado por el Minor Planet Center (MPC) como (136108) Haumea,[n. 2]​ 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. 3]​ El 17 de setiembre de 2008 la Unión Astronómica Internacional (UAI) lo clasificó como planeta enano y plutoide, nombrándolo en honor de la diosa hawaiana de la natalidad.[2]​

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 del Caltech en el Observatorio Palomar en los Estados Unidos. Las circunstancias en torno a su descubrimiento generaron gran controversia, por lo que la UAI no nombró un descubridor oficial,[2]​ aunque en su base de datos y en otras páginas oficiales se indica que el observatorio responsable del hallazgo fue «Sierra Nevada».[6]​[8]​[1]​ En contrapartida, el nombre elegido fue el propuesto por el equipo del Caltech, en lugar de Ataecina, que había sido sugerido por el de España. Esto generó sospechas de amiguismo por la relación entre Brown y el director del MPC, Brian Marsden —encargado de asignar los nombres a los objetos catalogados por la institución—.[9]​

La superficie de Haumea, cubierta de una fina capa de cristales de hielo, es muy brillante y presenta una gran mancha roja. Estas características, sumadas a su pronunciado alargamiento, lo hacen único entre los planetas enanos conocidos. Aunque su forma no ha sido observada directamente, los cálculos de su curva de luz sugieren que es elipsoide, con el eje mayor dos veces más largo que el menor. Existen varias hipótesis para explicar el alargamiento, su rotación inusualmente rápida y los altos valores de densidad y albedo. La mayoría los explica con un impacto 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. Sin embargo, casi todas implican una única colisión con baja probabilidad de ocurrir. En 2010 se postuló la formación de un protoplaneta a partir de muchos impactos, que habría sido a su vez fracturado, dando origen a los demás elementos de la familia de Haumea. Esta hipótesis, comprobada por simulaciones numéricas, plantea un escenario con más posibilidades de ocurrencia.[10]​

Descubrimiento

Dos equipos reclamaron el crédito por el descubrimiento de Haumea. El 28 de diciembre de 2004, en imágenes precovery tomadas el 6 de mayo de ese año, Mike Brown, Chad Trujillo —del Caltech— y David Rabinowitz —de Yale—, descubrieron el tercero de un grupo de objetos celestes de tamaño similar o mayor que Plutón, a los que internamente denominaron «Santa» (Haumea), «Conejo de Pascua» (Makemake) y «Xena» (Eris), respectivamente. Todos fueron detectados con el telescopio Samuel Oschin de 42 pulgadas en el Observatorio Palomar.[11]​ Sin embargo, los investigadores no anunciaron sus hallazgos para redactar el artículo científico que informaría del descubrimiento. El 7 de julio, un día antes de la fecha prevista para la presentación, nació la hija de Brown, por lo que pospuso la noticia.[12]​ El 20 de julio publicaron un resumen de avance indicando su intención de anunciar el descubrimiento en una conferencia en setiembre. [13]​[12]​

En esa época, Pablo Santos Sanz, estudiante de José Luis Ortiz del Instituto de Astrofísica de Andalucía en el observatorio de Sierra Nevada —España— examinó los registros fotográficos que ambos, junto con Francisco Aceituno, habían tomado desde diciembre de 2002. A mediados de julio, Santos Sanz encontró el planeta enano en imágenes precovery tomadas entre el 7 y el 10 de marzo de 2003. Utilizando Google para determinar si se trataba de un objeto conocido, descubrió en Internet un resumen de Brown en el que se describía un objeto transneptuniano muy brillante, similar al que acababan de encontrar. Rastreando el código interno con el que el Caltech lo designaba —K40506A— llegaron a los logs que incluían las posiciones observadas de «Santa» en una página web con los datos de observación del sistema de telescopios SMARTS en el Observatorio de Cerro Tololo en Chile, que el equipo norteamericano utilizaba para rastrear el objeto.[14]​ Según Santos Sanz, la página no aportaba información suficiente para confirmar si era el mismo objeto.[15]​[14]​[16]​ Los españoles también verificaron que el Minor Planet Center (MPC) no tenía registros de su existencia. La noche del 27 de julio de 2005, Ortiz le envió un correo electrónico al MPC con su descubrimiento, titulado «Gran descubrimiento TNO, urgente»,[17]​ sin mencionar que habían investigado los registros del Caltech, hecho que repitieron la mañana siguiente. Posteriormente le pidieron nuevas observaciones a Reiner Stoss, en el Observatorio Astronómico de Mallorca. Stoss encontró imágenes precovery de Haumea en diapositivas digitalizadas del Observatorio Palomar desde 1955, y lo visualizó con su propio telescopio en la noche del 28 de julio. El equipo de Ortiz presentó entonces un segundo informe al MPC que incluía estos nuevos datos, otra vez sin hacer mención de que habían accedido a los registros del Caltech. Al día siguiente, el MPC hizo pública la noticia y le dio el nombre provisional de 2003 EL61.[18]​[14]​En una conferencia de prensa ese mismo día, Ortiz nombró a Haumea «el décimo planeta».[19]​Brown inicialmente le dio el crédito del descubrimiento a Ortiz,[20]​ pero al poco tiempo el MPC le informó que el código interno con el que designaron el objeto y sus datos estaban disponibles al público, y habían sido consultados.[21]​

¡No no no no no no no no! Me quedé horrorizado. La primicia de mi descubrimiento me había sido arrebatada por un grupo que decidió no esperar a saber más. Ellos no sabían nada de la información que teníamos de Santa, en particular, que tiene un satélite y que de la órbita del satélite se podría decir que tenía sólo 1/3 del tamaño de Plutón, y que sin duda no era el décimo planeta. Peor aún, algunos meses antes, habíamos descubierto algo que era más grande que Plutón. Esto no iba a causar más que confusión.
Mike Brown[12]​

Richard W. Pogge —de la Universidad Estatal de Ohio, que mantiene el servidor de SMARTS—, utilizó registros digitales de un servidor de terceros para determinar que se había accedido a la página web unas ocho veces entre el 26 y el 28 de julio de 2005 desde una dirección IP del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) donde trabajaba el equipo de Ortiz. Según Brown, estos logs incluían información suficiente para que los españoles pudieran recuperar datos de Haumea y notificar su descubrimiento al MPC, así como realizar las confirmaciones posteriores.[12]​

El mismo día en que Ortiz hizo su anuncio, Brown presentó a The Astrophysical Journal un borrador con los datos de la luna que había descubierto el 26 de enero de 2005.[22]​Además, informó del descubrimiento de otro objeto del cinturón de Kuiper, Eris, más lejano y más grande que Plutón, al que denominaron «el décimo planeta». El anuncio fue hecho antes de lo previsto para evitar que ocurriera algo similar a lo acontecido con el descubrimiento de Haumea, porque el MPC les dijo que no solo se habían consultado esos datos, sino también los de Eris.[12]​[21]​

Una vez que la investigación reveló el origen de las consultas, Brown le pidió explicaciones a Ortiz mediante correos electrónicos y llamadas telefónicas, pero no recibió respuesta. Finalmente Ortiz le envió un e-mail en el que no afirmaba ni negaba haber accedido a los datos, pero criticaba su actitud al haber escondido la información. «Y recuerde, la única razón por la que ahora estamos intercambiando e-mail se debe a que usted no reportó su objeto».[23]​

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».[24]​ En setiembre de 2005, el mismo Ortiz y su equipo admitieron haber accedido a los registros digitales de observación del Caltech pero negaron mala intención, diciendo que solamente verificaban si habían descubierto un nuevo objeto.[25]​[14]​ De acuerdo a un artículo de 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».[14]​

Nombre

Hasta que se le dio un nombre permanente, el equipo del Caltech utilizó internamente el apodo de «Santa», debido a que habían descubierto Haumea el 28 de diciembre de 2004, justo después de Navidad.[11]​ El equipo español propuso un descubrimiento independiente al MPC en julio de 2005. El 29 de julio de ese año, Haumea recibió la designación provisional 2003 EL61, con el «2003» basado en la fecha de la imagen del descubrimiento por los españoles. El 7 de setiembre de 2006, se numeró y admitió a Haumea en el catálogo oficial como el 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.[2]​ En setiembre de 2006 el equipo del Caltech, para «rendir homenaje al lugar donde se descubrieron los satélites», envió los nombres de la mitología hawaiana a la UAI para (136108) 2003 EL61 y sus lunas,[26]​ propuestos por David Rabinowitz.[2]​ Haumea es la diosa patrona de la isla de Hawái, donde está ubicado el Observatorio Mauna Kea. Algunas historias la identifican con Papahānaumoku, la diosa de la tierra y esposa de Wākea,[27]​ que estaría relacionada con la composición del planeta enano, formado por roca sólida casi por completo con una capa delgada de hielo que lo recubre, al contrario que el resto de objetos conocidos del cinturón de Kuiper, que tienen un manto grueso de hielo sobre un pequeño núcleo rocoso.[2]​[28]​ También es la diosa de la fertilidad y el parto, y tuvo muchos hijos que brotaron de diferentes partes de su cuerpo.[27]​Esto se corresponde con la hipótesis de Brown del origen del planeta y la familia colisional a la que pertenece, que afirma que a partir de una antigua colisión se desprendió un enjambre de cuerpos helados del planeta enano, entre los que se encontrarían las dos lunas conocidas del cuerpo celeste,[28]​ por lo que fueron nombradas como dos hijas de Haumea, Hiʻiaka y Nāmaka, que nacieron de la boca y del cuerpo de Haumea respectivamente. La primera corresponde a la matrona de la isla de Hawái y la segunda es un espíritu del agua.[2]​

El protocolo de la UAI indica que el crédito por el descubrimiento de un planeta menor le corresponde 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 setiembre de 2008, de que Haumea había sido aceptado como un planeta enano, no mencionó un descubridor. Si bien indicaba que el descubrimiento se hizo en el Observatorio de Sierra Nevada del equipo español,[8]​[16]​ el nombre elegido, Haumea[2]​ fue el propuesto por el Caltech. El grupo de Ortiz había sugerido Ataecina, por la antigua diosa ibérica de la primavera,[14]​ debido a su conexión con Plutón pues Proserpina (asimilada a Ataecina) era la esposa del dios y por otro, el nombre destacaba la asociación con Andalucía, donde se encuentra el observatorio de Sierra Nevada 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.[16]​«El problema es que el MPC-CSBN sólo da recomendaciones sobre los nombres, no son reglas que haya que cumplir a rajatabla. Es una excusa más para quitar nuestro nombre de en medio y dar el crédito, de forma encubierta, al grupo de Brown, curiosamente estadounidense, como gran parte de los miembros del CSBN-WGPSN», indicó Pablo Santos Sanz, del equipo español.[14]​

En la reunión del Comité de Nomenclatura, si se rechaza el nombre sugerido por el descubridor, se recomienda no tomar la propuesta del otro sino llegar a un punto intermedio. Pero en este caso no fue así: aunque un miembro del CSBM habría propuesto el nombre neutral de Dagda, dios de la mitología irlandesa,[29]​ finalmente se decidieron por el nombre propuesto por el Caltech, al tener en cuenta además que las dos lunas con nombres hawaianos, descubiertas por los californianos, acompañarían a un planeta enano nombrado como una deidad ibérica. Según el Frankfurter Allgemeine Zeitung, la decisión de elegir el nombre de Brown y no el de Ortiz levantó sospechas de que hubiera sido influenciada por el contacto entre el científico estadounidense y Brian Marsden, quien durante 30 años ha sido director del MPC, encargado de asignar los nombres.[9]​

Finalmente se decidió el nombre Haumea (deidad de origen hawaino) por un sólo voto de diferencia en el caso del CSBN, y con la oposición de varios de los miembros que intervinieron en la votación. Y si no bastaba con esto, después de ponerle otro nombre a 2003 EL61 quitaron nuestros nombres de los créditos del descubrimiento y los sustituyeron por el más aséptico "Observatorio de Sierra Nevada", según el secretario del CSBN, con la intención de no crear un «conflicto internacional». En definitiva, parece que de nuevo los poderosos se han salido con la suya y, en este caso, ha podido el peso mediático y político (¡ni en astronomía estamos libres de intrigas políticas!). Lo suyo, puestos a ser justos con ambos grupos, habría sido que la UAI velara por enterrar las enemistades y hubieran elegido un nombre neutral para 2003 EL61. Ni Ataecina, ni Haumea. Pero no ha sido así, y con esta decisión, sesgada y claramente manipulada, parece que, como ocurre a menudo, el pez grande se come al chico.
Pablo Santos Sanz[14]​

Se ha sugerido que la decisión también podría estar en relación con la representación en la sede de la IAU, de 2497 científicos estadounidenses contra 254 españoles.[19]​

Brian Marsden apoyó los reclamos de Brown diciendo: «Tarde o temprano, la posteridad tomará conciencia de lo que pasó, y Mike Brown recibirá el crédito completo»[16]​ y agregó que la controversia es la peor desde la disputa a principios del siglo XVII sobre quién encontró los cuatro satélites mayores de Júpiter entre Galileo Galilei y Simon Marius,[16]​ finalmente decidida en favor del primero.[30]​

Inmediatamente después del anuncio del nombre, Brown indicó que no era habitual que se permitiera a alguien nombrar un cuerpo celeste sin ser reconocido como su descubridor oficial, pero indicó estar satisfecho con el resultado. Recibió el pleno reconocimiento por el descubrimiento de las dos lunas, Hiʻiaka y Namaka.[8]​

Clasificación

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

Haumea es un planeta enano y plutoide[8]​ que se ubica 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.[2]​ Haumea fue catalogado inicialmente como un objeto clásico del cinturón de Kuiper en 2006 por el MPC.[3]​ La trayectoria nominal sugiere que está en resonancia con Neptuno en un quinto orden 7:12[n. 4]​ pues la distancia del perihelio de 35 ua está cerca del límite de estabilidad con Neptuno.[5]​ Se necesitan nuevas observaciones de la órbita para verificar su estado dinámico.

Órbita

Órbitas de Haumea y Plutón, en relación con la de los planetas exteriores y el plano de la eclíptica.

Haumea tiene la órbita típica de un 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,[31]​ y actualmente está a 51 ua del Sol.[32]​ Su órbita excéntrica lo lleva hasta una distancia del Sol de 35 ua, 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. 4]​ modificó gradualmente su órbita inicial en el curso de mil millones de años,[28]​[33]​ a través del efecto Kozai, que permite el intercambio de la inclinación de la órbita por una excentricidad mayor.[28]​[34]​[35]​

Con una magnitud visual de 17,3[32]​ 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.[36]​ Sin embargo, dado que los planetas y los cuerpos más pequeños del Sistema Solar comparten una alineación orbital común 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.[37]​

Animación que muestra la rotación de Haumea.

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.[38]​[39]​ 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 solo puede explicarse por un período de rotación de esta longitud.[40]​ Es más rápido que cualquier otro cuerpo en equilibrio conocido del Sistema Solar, y que cualquier otro cuerpo conocido de más de 100 km de diámetro.[36]​ Brown afirma que esta rotación rápida es causada ​​por el impacto que creó sus satélites y la familia colisional.[28]​

Características físicas

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 4,2×1021 kg, un 28% de la masa del sistema plutoniano y el 6% de la masa de la Luna. Casi toda esta masa corresponde a Haumea. [41]​ [42]​

Tamaño, forma y composición

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 reflectantes. Si se es capaz de determinar su reflectividad —albedo— se puede hacer una estimación aproximada de su tamaño. Se desconoce el albedo de los objetos más distantes, 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.[43]​ 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,[36]​ 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.[36]​

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.[36]​[n. 5]​ 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 pudo haberse desprendido durante el impacto que formó la familia colisional de Haumea.[28]​

Existen varios modelos de cálculos elipsoides para las dimensiones de Haumea. El primer modelo propuesto después del descubrimiento del planeta se estableció 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. La forma más probable es un elipsoide triaxial con unas dimensiones aproximadas de 2000×1500×1000 km, con un albedo de 0,71.[36]​ El telescopio espacial Spitzer estimó el diámetro de Haumea en 1150 +250
-100 kilómetros y un albedo de 0.84+0.1
-0.2, con fotometría en longitudes de onda infrarrojas de 70 µm.[43]​ Análisis posteriores de la curva de luz sugirieron un diámetro circular equivalente de 1450 km.[44]​ 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 de unos 1300 km.[45]​ 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,[43]​ menor que Eris, Plutón, Makemake y posiblemente OR10 2007, y mayor que Sedna, Orcus y Quaoar.

Superficie

En 2005 los telescopios Gemini y Keck pudieron obtener de 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, pues el hielo cristalino se forma a temperaturas superiores a 110 K, pero 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 partículas energéticas procedentes del Sol que ataca los objetos transneptunianos.[46]​

Representación de las dos hipótesis que explicarían la presencia de hielo cristalino.

En estas condiciones, el tiempo que tarda el hielo cristalino en convertirse en amorfo es del orden de diez millones de años,[47]​ pero los objetos transneptunianos han estado en sus presentes ubicaciones, de menor temperatura, durante miles de millones de años.[48]​ 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.[49]​ Para explicar este fenómeno, un estudio plantea dos hipótesis. En palabras de Benoit Carry, uno de los coautores, «Como la radiación solar destruye constantemente la estructura cristalina del hielo en la superficie, se requieren fuentes de energía que lo mantengan organizado; y las dos que consideramos son la que puedan generar elementos radiactivos (potasio40, torio232 y uranio238) desde el interior, y los efectos de marea entre Haumea y sus satélites (como ocurre entre la Tierra y la Luna)».[50]​

Haumea es tan brillante como la nieve, con un albedo en el rango de 0,6-0,8, en consonancia con hielo cristalino.[36]​ La modelización de mejor ajuste de los espectros de superficie sugirió que entre el 66 y el 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.[46]​

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 un 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.[51]​ La ausencia de metano medible en los espectros de Haumea es consistente con una historia de colisión, que habría levantado esos volátiles.[46]​[52]​

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.[53]​[54]​ Más específicamente, en setiembre 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.[55]​[40]​ «El hecho por el que creo que encontré más agua cristalina en la mancha significa que la temperatura allí puede haber sido un poco más alta en el pasado, por lo que podría haberse calentado allí», dice Lacerda. Su hipótesis es que la fuente de calor pudo haber sido el impacto de un objeto pequeño, con moléculas orgánicas y probablemente rojizo, pero «es todo muy especulativo», ya que no se sabe a ciencia cierta qué tamaño tiene la mancha, pues la distancia al planeta enano es tan grande que no se puede resolver ningún detalle de su superficie. «Podría ser muy grande y no muy diferente en color, solo ligeramente rojizo y ligeramente más oscuro que el objeto, o podría ser mucho más pequeña pero mucho más roja y más oscura».[56]​

Satélites

Artículos principales: Hiʻiaka (satélite) y Namaka (satélite).
Representación artística de Haumea y sus satélites.

El 26 de enero de 2005 el observatorio W. M. Keck descubrió un satélite natural que tiene un 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».[57]​ Posteriormente recibió el nombre de (136108) Haumea I Hi'iaka.[8]​ Es el satélite más externo, grande y brillante de Haumea, con unos 310 km de diámetro. Orbita en una trayectoria casi circular con un periodo de traslación de 49 días[57]​ 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 el hecho de que su superficie esté cubierta en gran parte con hielo cristalino casi puro.[58]​ El inusual espectro, además de unas líneas de absorción similares a las de Haumea, llevaron al equipo del 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 planeta enano.[59]​

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.[8]​ Es el satélite más pequeño y que se encuentra más próximo a Haumea. 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° respecto al plano de la órbita del satélite mayor, que perturba la suya.[60]​ Las excentricidades relativamente grandes y la inclinación mutua de las órbitas de los satélites son inesperadas ya que deberían haber sido amortiguadas por los efectos de las mareas. La resonancia (03:01) podría explicar las actuales órbitas excitadas de las lunas de Haumea.[61]​

En la actualidad, las órbitas de estas lunas aparecen casi exactamente de canto desde la Tierra, lo que produce que Namaka oculte en forma periódica a Haumea. La observación de dichos tránsitos proporcionaría información precisa sobre el tamaño y la forma de Haumea y sus lunas,[62]​ como sucedió a finales de 1980 con Plutón y Caronte.[63]​ 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.[64]​ Sin embargo, en una situación única entre satélites, 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.[65]​[66]​

En la siguiente tabla se listan los satélites de Haumea, ordenados de menor a mayor período orbital.[67]​

Nombre Diámetro promedio (km) Masa (×1021 kg) Semieje
mayor (km) 		Período orbital (días) Excentricidad Inclinación Fecha de descubrimiento
Haumea II Namaka /nɑːˈmɑːkə/ ~170 (?) ~0,08 ~39 000
si e = 0		 34,7 ± 0,1
si e = 0		 desconocido 39 ± 6° de Hiʻiaka 2005
Haumea I Hiʻiaka /hiːʔiːˈɑːkə/ ~310 ~0,4 49 500 ± 400 49,12 ± 0,03 0,050 ± 0,003 234,8 ± 0,3° 2005

Familia colisional

Artículo principal: Familia de Haumea

Haumea es el mayor miembro de la familia colisional que lleva su nombre, un grupo de objetos astronómicos con características físicas y orbitales similares que podrían haber tenido un origen común.[28]​ Esta familia es la primera en ser identificada entre objetos transneptunianos e incluye —junto a Haumea y sus lunas— a (55636) 2002 TX300, (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) y (145453) 2005 RR43 (≈252 km).[5]​

Existen varias teorías sobre el origen de esta familia colisional. Brown propuso que se formó como producto directo del impacto que quitó el manto de hielo de Haumea.[28]​Otra hipótesis, 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.[68]​ En el poco poblado cinturón de Kuiper actual, 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 dentro del cinturón —lo que se cree que es la causa de la baja densidad actual del cinturón—. Por lo tanto, en estas teorías se sugiere 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.[69]​ Las críticas a estos modelos se centran en dos 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, y además, 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.[10]​

Otra teoría sugiere que dos cuerpos de tamaño similar habrían colisiando de forma rasante. Este modelo también implica una colisión con baja probabilidad de ocurrir, pues para que la familia se mantenga unida debió ocurrir en un periodo posterior próximo al bombardeo intenso tardío.[10]​

Por estos motivos, en 2010 se postuló otra hipótesis sobre el origen de la familia de Haumea, con base en múltiples colisiones subcatastróficas que habrían formado un cuerpo reacumulado denominado «proto-Haumea», que al haber sido impactado por un pequeño proyectil habría creado un satélite, el que posteriormente se habría fragmentado, lo que habría dado 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 ocurrencia y verificadas por simulaciones numéricas.[10]​

Cualquiera que sea la forma en que surgió la familia, habría tomado por lo menos mil millones de años para que se dispersara tanto como lo ha hecho, por lo que se cree que la colisión que la creó ocurrió muy temprano en la historia del Sistema Solar.[5]​

Véase también

Notas

  1. ↑ Si bien el comunicado oficial del Minor Planet Center no indicaba un descubridor, establece que la fecha de descubrimiento fue la de la primera observación del equipo español.[2]​
  2. ↑ 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.[6]​
  3. ↑ 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.[7]​
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 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

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Bibliografía

Enlaces externos

En inglés
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