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Aggiornato il 20/12/2019
Haumea con Hi'iaka e Namaka
Haumea è un oggetto della fascia di Kuiper, con la forma di un ellissoide triassiale, con due lune, ha dimensioni di (2.322 x 1.704 x 1.138 km), con una magnitudine assoluta di +0,2 ed un albedo di 0,506.
Ha una massa di 0,00066 Mt, con una densità di 1,885 kg/dm3.
(ringrazio Paolo Bacci per la consulenza).
Haumea è caratterizzata da una velocissima rotazione di 3.9155±0.0001 h.
(in foto ricostruzione artistica).
Temperature:
Parametri orbitali:
Si trova ad orbitare a 43,218 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,19126 ed un periodo di rivoluzione di 284,12 anni (103.774 giorni), ricevendo dal Sole mediamente 0,73 W/m2.
L'inclinazione orbitale corrisponde a 28,20370° rispetto all'eclittica.
La distanza dal Sole varia da un perielio di 35,1431693 UA fino ad un afelio di 51,5649715 UA.
L'orbita di Haumea ha un'eccentricità orbitale leggermente più elevata di quella degli altri membri della sua famiglia collisionale (famiglia di Haumea - vedi sotto). Si ritiene che questo sia dovuto alla debole risonanza orbitale del quinto ordine 12:7 con Nettuno, che lo porta gradualmente a modificare la sua orbita nel corso di milioni di anni attraverso il meccanismo di Kozai che permette uno scambio tra l'inclinazione e l'eccentricità orbitale.
( Grafico dell'orbita - JPL ).
Occultazione stellare:
Anello:
Osservando Haumea il 21 gennaio 2017 durante un'occultazione stellare sul centro Europa, mentre passava davanti alla stella URAT1 533-182543, e misurando la diminuzione della luce della stella, è stato scoperto che Haumea è circondato da un anello di polveri, come un Saturno in miniatura, scoperta a cui ha collaborato, assieme ad altri, anche l'osservatorio di San Marcello Pistoiese del gruppo GAMP. ( Leggi: QUI ).
Questa struttura ha un raggio di circa 2.287 chilometri e una larghezza di 70 chilometri, e possiede un'opacità di 0,5. È ben all'interno del limite Roche di Haumea, che sarebbe a circa 4.400 km se fosse sferico (essendo non sferico il limite è più lontano). Il piano dell'anello coincide approssimativamente con il piano equatoriale di Haumea ed anche con il piano orbitale della sua più grande: Hi'iaka. l'anello è anche vicino alla risonanza 3:1 con la rotazione di Haumea (che sarebbe ad un raggio di 2.285 ± 8 km). L'anello contribuisce intorno al 5% alla luminosità totale di Haumea.
LINK:
(PDF-EN) On the location of the ring around the dwarf planet Haumea
(PDF-EN) Dynamics of Haumea’s dust ring
Struttura interna:
La possibile alta densità di Haumea aveva fatto ipotizzare dei minerali silicati come l'olivina e il pirossene, che costituiscono molti degli oggetti rocciosi del sistema solare. Questo ha anche suggerito che la maggior parte di Haumea era ricoperta di roccia con uno strato relativamente sottile di ghiaccio. Un manto di ghiaccio spesso più tipico degli oggetti della cintura di Kuiper potrebbe essere stato fatto saltare durante l'impatto che ha formato la famiglia di collisionale, mentre ad oggi si ritiene che la componente ghiacciata sia nettamente superiore, e che la famiglia collisionale sia in realtà formata da un impatto distruttivo con un preesistente satellite.
Stranamente la sua superficie presenta in abbondanza il ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, che quindi prevede un processo di rinnovamento continuo.
Satelliti:
Hi'iaka:
Hiʻiaka (precedentemente noto mediante la sua designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 1) è il primo satellite scoperto in orbita intorno a Haumea. Orbita intorno al corpo madre in 49,12 ± 0,03 giorni ad una distanza media di 49.880 km, con una eccentricità di 0,050 ± 0,003 ed una inclinazione di 234,8 ± 0,3°, rispetto all'eclittica, ma sul pano equatoriale di Haumea.
Occultazioni reciproche sono avvenute nel 1999, ma non si ripeteranno prima del 2138.
Hi'iaka non è in rotazione sincrona e ruota su se stessa in 9,71141 h.
La luminosità misurata (H=3,25) è pari al 5,9% (±0,5%) di quella di Haumea, il che, assumendo un'albedo simile per i due corpi, si traduce di un diametro pari al 22% di quello del corpo primario, ossia prossimo ai 320 km, ma potrebbe essere più grande.
La massa di Hiʻiaka è stimata in (1,79 ± 0,11) × 1019 kg utilizzando una precisa astrometria relativa con l'Hubble Space Telescope e Keck Telescope e applicando il modello dei 3 corpi al sistema Haumeano.
Anche Hi'iaka sembra coperto di ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, ed è più facile in questo caso ipotizzare un albedo di 0,80 simile ad Haumea.
Namaka:
Namaka (precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 2) è il secondo satellite, più piccolo ed interno rispetto al primo, individuato in orbita attorno a Haumea, l'annuncio della sua scoperta risale al 29 novembre 2005.
Il satellite ha un semiasse maggiore della sua orbita pari a circa 25.657±91 km e con una eccentricità variabile con un valore di (0.249±0.015 nel 2009), orbita intorno al corpo primario in 18.2783±0.0076 giorni, con una inclinazione variabile, inizialmente di (39 ±6°), e di (13.41°±0.08° nel 2008), rispetto all'orbita del satellite maggiore.
Il satellite è soggetto all'effetto Kozai il meccanismo che modifica eccentricità ed inclinazione dell'orbita.
Il calcolo della sua massa presenta un elevatissima incertezza.
La luminosità misurata (H=4,74) è pari all'1,5% (±0,5%) di quella Haumea, che si traduce in un diametro approssimativo pari al 12% di quello del corpo madre, pari a circa 170 km, nell'ipotesi (non verificata) che abbia anch'esso un'albedo simile.
Namaka sembra però presentare una superficie più scura, e quindi potrebbe essere più grande.
Famiglia collisionale:
Introduzione:
Il pianeta nano Haumea ha una combinazione intrigante di proprietà fisiche uniche:
(1) - Periodo di rotazione vicino alla rottura.
(2) - Due satelliti regolari .
(3) - Un anello.
(4) - Una famiglia inaspettatamente compatta.
Mentre, lo studio di queste proprietà indicano la formazione per collisione, non esiste alcuna ipotesi di formazione autoconsistente e ragionevolmente probabile che possa collegare la rotazione insolitamente rapida e le basse velocità relative dei membri della famiglia Haumea ("Haumeani"). Uno studio ha esplorato e testato la formazione proposta dell'ipotesi collisione catastrofica, riaggregazione e fusione e successiva collisione satellitare.
Parametrizzando in modo flessibile le proprietà della collisione (ad esempio, la posizione della collisione) e utilizzando modelli semplici per il campo di espulsione della velocità tridimensionale
atteso da ciascun modello per generare famiglie simulate.
Questi poi sono stati confrontati con gli oggetti della Fascia di Kuiper osservati usando l'inferenza dei parametri bayesiani, incluso un modello di miscela che consente interazioni con la popolazione di sfondo, trovando che la migliore corrispondenza con gli haumeani osservati è un campo di espulsione isotropo con una velocità tipica di 150 m/s
Le ipotesi di dispersione e fusione e di collisione satellitare sono sfavorevoli.
Confermiamo che gli haumeani hanno una distribuzione delle dimensioni ridotta rispetto a quanto ritenuto inizialmente dove veniva ipotizzato un basso albedo, mentre sembra che i componenti siano molto brillanti con albedo simile a quello di Haumea.
Membri:
Haumea è il più grande membro della sua famiglia collisionale , un gruppo di oggetti astronomici con caratteristiche fisiche e orbitali simili che si pensava si formassero quando un progenitore più grande fu distrutto da un impatto.
Questa famiglia è la prima ad essere identificata tra i TNO e comprende, accanto ad Haumea e alle sue lune, tra i più grandi :
(55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) e (145453) 2005 RR43 (≈252 km).
Ci sono inoltre :
(86047) 1999 OY3 (192km) - (416400) 2003 UZ117 (138km) - (308193) 2005 CB79 (158km) - (386723) 2009 YE7 (200km) - 2003 SQ317 - ed altri corpi.
TABELLE:
ORBITE:
Ipotesi sulla formazione:
Dalla scoperta della famiglia di Haumea sono state proposte diverse ipotesi di formazione. Per la maggior parte, concentrate sulle ipotesi di formazione che tentano di spiegare la rotazione veloce, i satelliti e la famiglia in un singolo evento o in una probabile sequenza di eventi, oppure invocando meccanismi di formazione completamente separati indicanti una frequenza di centrifuga e una rara collisione.
Ma limitiamo la nostra attenzione alle ipotesi che collegano il gruppo di oggetti dinamicamente stretto con spettri di ghiaccio unici che hanno con il pianeta nano Haumea, uno spettro simile, ed era
plausibilmente situato vicino al centro di questa collisione (prima della diffusione nella sua attuale risonanza 12: 7, Ragozzine e Brown 2007), e che mostra segni di una collisione unica (vicino a una rapida rottura e due satelliti distanti).
La molteplicità delle ipotesi deriva dall'obiettivo di identificare un modello che corrisponda a tutti i vincoli osservati, è ragionevolmente probabile e dimostrato fisicamente plausibile attraverso simulazioni (o almeno stime approssimative). Molte variazioni correlate sono ora disponibili in letteratura.
Ma il nostro obiettivo principale in questo documento è quello di fornire nuovi vincoli basati sulla forma della famiglia.
Ipotesi collisione catastrofica:
Nel documento di scoperta della famiglia Haumea, Brown et al. (2007) suggeriscono che gli haumeani potrebbero derivare da una collisione catastrofica "standard" tra due grandi corpi, sebbene riconosciamo che questo non corrisponderebbe al compatto DeltaV della distribuzione dei membri della famiglia proposti.
Levison et al. (2008) hanno sottolineato che la collisione richiesta tra due corpi di grandi dimensioni nell'attuale Fascia di Kuiper erano molto improbabili a causa delle basse densità di numero.
Hanno proposto che la collisione di due oggetti potrebbe provocare la formazione della famiglia osservata, solo permettendo loro di invocare il fatto che questa popolazione era ∼100 volte più alta, rendendo ragionevolmente probabile una collisione così grande.
Questi modelli non possono ragionevolmente spiegare i bassi valori di ∆v osservati per Haumea. Collisioni catastrofiche come questa creano velocità di espulsione paragonabili alla velocità di fuga del bersaglio (ad es. Leinhardt & Stewart 2012) con velocità tipiche di ∼3 volte superiori alla velocità di fuga.
Con velocità di circa 0,1 volte la velocità di fuga della proto-Haumea, quindi gli haumeani noti non possono essere spiegati in nessun modello di collisione standard. Un primo argomento di principi
supporta anche questa conclusione:
- per gli haumeani finire con un valore così basso implica che molti oggetti avevano le loro velocità iniziali (quasi Haumea) in un intervallo di ∼1,0-1,1 volte la velocità di fuga, che richiedono un'incredibile messa a punto.
Le simulazioni di collisioni catastrofiche mostrano che si traducono in una distribuzione essenzialmente isotropica di frammenti dal centro della cornice di massa. Quindi, tali collisioni formano una grande famiglia isotropa.
Ipotesi collisione satellitare:
Per spiegare la dispersione a bassa velocità degli Haumeani, Schlichting & Sari (2009) propongono che la famiglia Haumea si sia formata dalla distruzione di un ex-satellite di Haumea (chiamato "Ur" di Ćuk et al. 2013). Un piccolo il satellite avrebbe una velocità di fuga inferiore e i valori di ∆v non sono dissimili dalle velocità orbitali dei noti satelliti (70-90 m/s, Ragozzine & Wolf 2009).
Ćuk et al. (2013) Lo preferisce il modello di collisione satellitare, anche come il primo passo per formare gli attuali satelliti di Haumea.
Schlichting & Sari (2009) propongono che Ur sia stato distrutto da un impattatore eliocentrico KBO e dimostrano che tale collisione è plausibile con le densità di popolazione con i numeri attuali oltre l'età del sistema solare. Ciò creerebbe un'unica forma nelle velocità di espulsione della famiglia di Haumea dalla distruzione di un satellite mentre era in orbita attorno a Haumea e porta a un aumento di velocità e interazioni degli oggetti con Haumea.
Ortiz et al. (2012) e Campo Bagatin et al. (2016) propongono variazioni su questa ipotesi, dove si trova Ur formato attraverso lo spargimento del momento angolare in eccesso indotto da una collisione.
Lo svantaggio principale dell'ipotesi di collisione satellitare è che la formazione del grande satellite Ur è generalmente incompatibile con la rapida rotazione nella modellazione collisionale.
Ipotesi dispersione e riaggregazione:
Leinhardt et al. (2010) propongono che una collisione dispersiva a bassa velocità tra due oggetti di grandi dimensioni porterebbe questi oggetti a fondersi in un singolo oggetto con un tale momento angolare di rotazione che farebbe perdere massa al corpo triassiale con relativamente basse velocità, formando così la famiglia Haumea. Questo modello collega naturalmente la rotazione di Haumea con la piccola famiglia e si dimostra fisicamente coerente nelle simulazioni SPH di Leinhardt et al.
(2010). Un difetto critico dell'ipotesi di dispersione e riaggregazione è che aggrava molto il problema di avere una probabilità che tale collisione avvenga nell'attuale fascia di Kuiper perché richiede una velocità di impatto irragionevolmente bassa tra due oggetti molto grandi. Tuttavia, Marcus et al. (2011) affermano che il proto-Haumea avrebbe potuto iniziare come un binario di massa quasi uguale
che si forma nel disco primordiale. Il meccanismo di Kozai con frizioni mareali (KCTF) (Porter & Grundy 2012) potrebbe naturalmente destabilizzare il binario proto-Haumea una volta posizionato (grazie a Nettuno) nella sua orbita ad alta inclinazione, consentendo una formazione familiare che si verifica separatamente la formazione binaria. Le velocità di impatto di un binario associato sono
simile alle collisioni di velocità relativa vicine allo zero simulate da Leinhardt et al. (2010). Questa variazione proto-binaria su l'ipotesi di dispersione e riaggregazione rende plausibile la collisione con ragionevole probabilità di verificarsi nell'effettiva Fascia di Kuiper.
Conclusioni:
Lo studio di cui vi allego il link qua sotto, comunque non è stato capace di trovare una soluzione univoca che spiegasse i parametri di Haumea abbinati a quelli della sua famiglia, ritenendo che servono ulteriori e più dettagliati studi andando a cercare anche altri membri ancora rimasti ignoti, al fine di avere una modellazione più precisa.
LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1904.00038.pdf
LINK: (PDF-EN) The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI HAUMEA:
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Leggi anche:
LIBRO del SISTEMA SOLARE
APPROFONDIMENTI:
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