Haumea

Haumea (küçük gezegen tanımı: 136108 Haumea; sembolü: ) Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir. 2004 yılında Caltech'ten Michael E. Brown önderliğindeki bir takım tarafından ABD'de bulunan Palomar Gözlemevi'nde ve 2005 yılında  J. L. Ortiz önderliğindeki bir takım tarafından İspanya'da bulunan Sierra Nevada Gözlemevi'nde keşfedildi. İkinci iddiaya itiraz edilmesi nedeniyle bu iddia resmî değildir. 17 Eylül 2008'de, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından cüce gezegen olarak kabul edildi ve Hawaii doğum tanrıçasının adı olan Haumea olarak adlandırıldı. Plüton'un sadece üçte biri kütlesindedir.Haumea'nın aşırı şekil değiştirmesi bilinen cüce gezegenler arasında kendisini benzersiz yapar. Şeklinin doğrudan gözlemlenmemesine rağmen ışık eğrisinden yapılan hesaplamalar ve küçüğünden iki kat uzun olan ana ekseni ile bir Jacob elipsoid'i olduğu düşünülür. Yine de hidrostatik denge içinde rahat olması için yerçekiminin yeterli olduğuna inanılır. Bu onu cüce gezegen yapar. Bu uzanım onun yüksek yoğunluklu alışılmadık hızlı dönmesi ve yüksek yansıtabilirliği (kristalli buzun yüzeyinden) ile birlikte çarpma olaylarının sonucu olarak düşünülebilir. Bunlar Haumeayı en büyük 3. Neptün ötesi cisimler (TNO) ve bilinen iki büyük uydusu Hi'iaka ve Namaka'yı da içeren çarpışma ailesinin en büyük üyesi yapar.Haumea kütle bakımından yaklaşık olarak Plüton'un 1/3'ü, Dünya'nın 1/1400'ü kadardır. Araştırmacılar 2017'de Haumea'nın bir halka sistemine sahip olduğunu yayınladı ve bu bir TNO'da keşfedilen halka sistemiydi. Kısa bir süre öncesine kadar Haumea'nın kütle çekiminin, hidrostatik denge için yeterli olduğu düşünülüyordu, fakat şimdi bu konuda belirsizlik bulunmaktadır. Haumea'nın uzun şekli, hızlı dönüşü, halkaları ve yüksek albedosu (kristal su buzundan oluşan bir yüzeyden dolayı) dev bir çarpışmanın sonuçları olarak düşünülmektedir. Haumea, birkaç büyük Neptün ötesi cisim ve Haumea'nın bilinen iki uydusu, Hiʻiaka ve Namaka'yı içeren bir çarpışma ailesinin en büyük üyesidir.Haumea'nın yörüngesini tamamlaması 284 yıl sürmektedir. Enberisi 35 AU, Enötesiyse 51 AU'dur. Enöteye 1992'nin başında ulaşmıştır, Şu andaysa Güneş'ten yaklaşık 50 AU uzaktadır. Enberiye 2133'te ulaşacaktır.Haumea'nın yörüngesi çarpışma ailesinin diğer üyelerine kıyaslandığında daha eksantrik bir yörüngeye sahiptir. Bunun sebebinin Neptün ile arasındaki 7:12'lik yörüngesel rezonans'ın Kozai Efekti doğrultusunda yörüngesini eğmesi ve elipsleştirmesi olduğu düşünülmektedir.17,3 Kadir'lik görünür parlaklığıyla Kuiper Kuşağı'nın Plüton ve MakeMake'den sonraki en parlak 3. cismidir ve kolaylıkla büyük bir amatör teleskop tarafından gözlemlenebilir. Ancak, Güneş Sistemi'nde birçok cismin aynı toz bulutunda oluşmasından kaynaklı ortak düzlemde bulunmasından ötürü astronomlar yakın bir zamana kadar ekliptik denen bu düzlemde araştırma yapıyorlardı.Gökyüzünde Ekliptik bölgesi daha iyi keşfedildikçe, araştırmacılar bu bölgenin dışında, yörüngesi Güneş düzlemine kıyasla yüksek olan cisimleri araştırmaya başladı. Bu araştırmalar sonucunda eninde sonunda, Güneş'ten uzak ve yüksek eğimli Haumea keşfedildi.Haumea'nın, Neptün ile aralıklı 7:12 yörünge rezonansında olduğu düşünülmektedir. Yükselen düğüm  yaklaşık 4,6 milyon yıl süren bir periyotla devinim gösterir ve rezonans, her devinim dönemi boyunca iki kez kesilir, yani her 2,3 milyon yılda bir, yaklaşık yüz bin yıl kadar sonra geri döner. Bu basit bir rezonans olmadığından, Marc Buie bunu rezonans olmayan bir durum olarak nitelendirmektedir.Haumea'nın parlaklığında düzenli olarak her 3,9 saatte bir dalgalanma belirmekte. Bu parlaklık değişiminin tek açıklaması Haumea'nın kendi etrafında dönüşüdür. Bu, öylesine hızlıdır ki Güneş Sistemi'nde çapı 100 km'den büyük olan ve kendi etrafında bu denli hızlı dönen başka bir cisim bilinmemektedir.Kendi etrafında dönen ve Hidrostatik dengede olan cisimler genellikle uzatılmış Sferoit'lere dönüşürken Haumea kendi etrafında öyle hızlı dönmektedir ki, 3 eksenli bir elipsoid'in geometrisine sahiptir. Eğer Haumea daha da hızlı dönseydi, (Merkezkaç kuvvetinden ötürü) kendini bir dambıl şekline dönüştürür ve ikiye ayrılırdı. Bu hızlı dönüşün sebebinin Haumea'yı ve başka bir kaç TNO'yu oluşturan çarpışma olduğu düşünülmektedir.Güneş Sistemi'ndeki bir cismin şekli, görünür parlaklığı, uzaklığı ve albedosundan tahmin edilebilir. Bir cisim diğerlerine nazaran daha parlak görünüyorsa, çoğunlukla bu üç değişken sayesindedir. Eğer cismin albedosu biliniyor ya da tahmin edilebiliyorsa, büyüklüğü ve şekli için kaba bir tahmin de yapılabilir. Çoğu TNO için albedoyu bilmek zordur, ancak Haumea termal emilimi tahmin edilebilecek kadar büyüktür, dolayısıyla büyüklüğü de yaklaşık olarak çıkarılabilir. Bununla birlikte boyutlarının hesaplanması hızlı dönüşü nedeniyle karmaşıktır. Deforme olabilen cisimlerin dönüş fiziğine göre  Haumea kadar hızlı dönen bir cisim, 100 gün içerisinde Hidrostatik dengede olan üç eksenli bir elipsoide dönüşecektir. Haumea'nın parlaklığındaki dalgalanmalarının sebebinin yerel albedo değişimlerinden ziyade (belirli bölgelerin belirgin bir biçimde daha aydınlık olması) Haumea'nın elipsoit şeklinin bir sonucu olduğu düşünülmektedir (çünkü uzun görünen tarafı daha çok parlaklık oluşturacaktır).Haumea'nın dönüşü ve ışık eğrisi genliğinin bileşimi üzerinde güçlü kısıtlamalar getirdiği ileri sürüldü. Eğer Haumea hidrostatik dengeye, Plüton gibi düşük yoğunluğa ve küçük bir kaya çekirdeğin üzerinde buzla kaplı bir kabuğa sahip olsaydı yüksek hızlı dönüşü, parlaklık dalgalanmalarına izin verdiğinden daha fazla bir şekilde onu uzatacaktı. Böyle argümanların sonucunda Haumea'nın yoğunluğu 2,6 ila 3,3 g/cm3 arasında sınırlanmıştır. Kıyaslama yapılırsa, kayalık olan Ay'ın yoğunluğu 3,3 g/cm3 iken  Kuiper Kuşağı'ndaki tipik buzlu nesnelerin yoğunluğuna sahip olan Plüton'un yoğunluğu 1,86 g/cm3'tür. Haumea'nın bu yoğun yapısı, Güneş Sistemi'ndeki çoğu kayalık cismi oluşturan olivin ve paroksetin gibi silikat mineralleri barındırdığındandır. Tipik Kuiper kuşağı cisimleri gibi kalın bir buz tabakasına sahip olmamasının sebebinin Haumea'nın oluştuğu çarpışmada bu buzların savrulduğu düşünülmektedir.2005'de, Gemini ve Keck teleskopları Haumea'nın spektrumunu elde etti. Bu spektrum Haumea'nın yüzeyinde Plüton'un ayı Charon'ın yüzeyindekilere benzer güçlü kristal su buzu olduğunu gösterdi. Bu tuhaftır, çünkü kristal buz 110 K sıcaklığının üstünde oluşur. Ancak Haumea'nın sıcaklığı 50 K'den düşüktür ve bu sıcaklıkda amorf buz oluşur. Ayrıca, kristal buzun yapısı Güneş'ten sürekli olarak yağan ve TNO'ları vuran kozmik ışın ve enerji parçacıklarına karşı dayanıksızdır. Bu bombardıman altında kristal buzun amorf buz haline dönmesi için gereken zaman ölçeği on milyon yıl düzeyindedir, fakat Neptün-ötesi cisimler milyarlarca yıl süren zaman çizgileri boyunca mevcut soğuk-sıcaklık konumlarında kalmışlardır. Radyasyon hasarı, Plüton'da olduğu gibi organik buzlar ve tholin-benzeri bileşiklerin yaygın yüzey malzemelerinin mevcut olduğu Neptün-ötesi cisimlerin yüzeyini de kızartabilir ve karartabilir. Spektrumlar ve renk, Haumea ve aile üyelerinin taze buz üreten yüzey oluşumlarını göstermektedir. Buna rağmen, makul bir yüzey yenilenme mekanizması önerilmemiştir.Haumea 0,6 ila 0,8 arasında bir albedo ile kar kadar parlaktır ve bu kristal buza uygundur. Eris gibi diğer büyük TNO'ların albedosu ya buna eşit ya da bundan daha yüksektir. Yüzey spektrumlarının en uygun modellemesi, Haumea yüzeyinin %66 ila %80'inin saf kristal su buzu gibi göründüğünü ve yüksek albedoya katkıda bulunanlardan birinin muhtemelen hidrojen siyanür veya fillosilikat kil olduğunu gösterdi. Ayrıca, bakır potasyum siyanür gibi inorganik siyanür tuzları da mevcut olabilir.21 Ocak 2017'de görülen ve 2017 Ekim Nature dergisinde açıklanan örtülme Haumea'nın etrafında bir halka olabileceğini gösterdi. Bu bir TNO için bulunan ilk halka sistemidir. Halkanın yaklaşık 2.287 km'lik bir yarıçapı, ~70 km'lik bir genişliği ve 0,5 değerinde opaklığı vardır. Halka, Haumea'nın Roche limitinin içinde yer alıyor. Haumea küresel olsaydı yaklaşık 4.400 km yarıçapa sahip olurdu (küresel olmaması limiti daha uzağa iter). Halka düzlemi, Haumea'nın ekvator düzlemine göre  eğiktir ve daha büyük olan dış uydusu Hiʻiaka'nın yörünge düzlemi ile neredeyse örtüşmektedir. Halka, ayrıca Haumea'nın dönüşü ile 1:3 yörünge-dönüş rezonansına yakın bir konumda bulunmaktadır (Haumea'nın merkezinden 2.285 ± 8 km yarıçapında). Halkanın Haumea'nın toplam parlaklığına %5 katkıda bulunduğu tahmin ediliyor.Halka parçacıklarının dinamikleri üzerine 2019'da yayınlanan bir çalışmada Othon Cabo Winter ve meslektaşları, Haumea'nın dönüşü ile 1:3 rezonansın dinamik olarak kararsız olduğunu, fakat Haumea'nın halkasının konumuyla uyumlu bir faz uzayında kararlı bir bölgenin bulunduğunu göstermişlerdir. Bu, halka parçacıklarının rezonansa yakın ama içinde olmayan dairesel, periyodik yörüngelerden kaynaklandığını gösterir.Haumea as seen on June 10, 2011  by Mike Brown using the  WHT / ~0:30–3:30 dip in the brightness of Haumea+Namaka comes when Namaka crosses Haumea  (Hi'iaka, the outer moon, is blended in the images, but it rotates every 4.5 hr and adds a little variation)