Haumea (planeta anano)

**Haumea** (símbolo: 16px|🝻), designado provisionalmente coma **(136108) Haumea**, é un planeta anano do sistema solar, situado alén da órbita do planeta Neptuno e integrante do cinto de Kuiper. A súa masa estimada é dun terzo da masa de Plutón. Foi descuberto no 2004 polo equipo encabezado por Mike Brown do Instituto Tecnolóxico de California (Caltech) no Observatorio de Palomar nos Estados Unidos e, no 2005, por un equipo encabezado por J. L. Ortiz no Observatorio de Serra Nevada en España, aínda que este reclamo foi posto en dúbida por Brown. O 17 de setembro do 2008, foi aceptado coma planeta anano pola Unión Astronómica Internacional (UAI) e designou o obxecto co nome de Haumea, a deusa hawaiana da fertilidade.

Parece ser moi alargado, o que o fai único entre os obxectos trans-neptunianos (TNOs). Aínda que a súa forma non puido ser directamente observada, cálculos da súa curva de luz indican que é elipsoidal, co eixo maior dúas veces máis grande có seu eixo menor. Porén, a súa gravidade é o suficientemente grande para deixalo en equilibrio hidrostático, o que o fai entrar na definición de planeta anano. A súa forma elipsoidal, coa súa infrecuentemente rápida rotación, alta densidade, e gran albedo (proveniente dunha superficie cristalina de xeo), dan a teoría resultante de que Haumea é o resultado dunha gran colisión, deixando á propia Haumea coma o membro máis grande dunha familia de colisión que inclúe moitos outros TNOs e as súas dúas lúas.

## Clasificación 
Haumea é un plutoide, A traxectoria suxerida é dunha resonancia de 12:7 con Neptuno O equipo español propuxo un descubrimento por separado ó Centro de Planetas Menores (MPC) en xullo do 2005. A 29 de xullo do 2005, Haumea recibiu a súa primeira nomenclatura oficial, a designación temporal foi 2003 EL61, co "2003" baseado na data da imaxe do descubrimento español. O 7 de setembro do 2006, foi numerado e admitido polo catálogo oficial de planetas menores coma (136108) 2003 EL61.

Seguindo as regras establecidas pola UAI, que din que os KBOs clásicos reciben nomes mitolóxicos asociados coa creación, en setembro do 2006 o equipo do "Caltech" enviou os nomes formais da mitoloxía Hawaiana á UAI para (136108) 2003 EL61 e as súas lúas, para render tributo "ó lugar onde aconteceron os descubrimentos dos satélites". Os nomes foron propostos por David Rabinowitz do equipo do Caltech. *Haumea* é a deusa *patroa* da illa de Hawaii, onde está situado o Observatorio Mauna Kea. Tamén é identificada con Pāpā, a deusa da terra e muller de Wākea (espazo), o cal é moi apropiado para 2003 EL61 xa que se cre que está composto case por completo de rocha sólida, sen un fino manto de xeo cubrindo un pequeno núcleo de rocha típico doutros obxectos do cinto de Kuiper. Nese tempo, José Luis Ortiz Moreno e o seu equipo do Instituto de Astrofísica de Andalucía no Observatorio de Serra Nevada, en España, atoparon Haumea en imaxes tomadas entre o 7 e o 10 de marzo do 2003.

O protocolo da UAI di que o reclamo do descubrimento dun planeta menor vai parar a quen envía primeiro un informe ó MPC con suficientes datos para determinar con boa exactitude a órbita do mesmo, e o descubridor ten prioridade ó escolle-lo nome do obxecto. Pero no anuncio da UAI do 17 de setembro do 2008, dicía que Haumea fora aceptado coma planeta anano, porén non facía mención ó seu descubridor. A localización do descubrimento foi asignado ó Observatorio de Serra Nevada do equipo español, pero o nome escollido, Haumea, foi a proposta do Caltech.

## Órbita 
[miniatura|Órbitas de Haumea (amarelo) e [Plutón (planeta anano)|Plutón (vermello), relativas a Neptuno (gris), situación estimada para maio do 2009.]]
Haumea ten unha órbita típica dun obxecto clásico do cinto de Kuiper, cun período orbital de 283 anos terrestres, cun perihelio de 35 UAs, e unha inclinación orbital de 28°. E o seu afelio foi no 1992, o cal está máis aló de 50 AU dende o Sol.

A órtita de Haumea é lenemente máis excéntrica cós dos outros membros da súa familia de colisión. Pénsase que isto é debido á feble resonancia de quinta orde. A resonancia orbital de 12:7 con Neptuno foi gradualmente modificando a súa órbita, co curso de millóns de anos, a través do efecto de Kozai, o cal permite intercambiar inclinación na órbita por un incremento da excentricidade.

Cunha magnitude visual de 17,3, Coma as rexións da eclíptica están ben exploradas, as procuras agora céntranse en atopar obxectos con forte inclinación respecto do plano da eclíptica, coma a meirande parte dos obxectos distantes, de percorrido moi lento a través do firmamento. Esta procuras cubrían a localización de Haumea, coa súa grande inclinación orbital e posición bastante afastada da eclíptica.

## Características físicas 
Dende que se coñece que Haumea ten lúas, a masa do sistema puido ser calculada usando a terceira lei de Kepler. O resultado é 4,2 x 1021 kg, o que vén sendo o 28% da masa do sistema Plutoniano e un 6% da masa da lúa da Terra. Máis ou menos estas relacións son o que representa a masa de Haumea.

Haumea amosa longas flutuacións a través dun período de catro horas, o que só pode ser explicado porque ten un período rotacional de catro horas. Este é moito máis rápido có período rotacional de calquera outro corpo do Sistema Solar en equilibrio hidrostático, e incluso máis rápido có de calquera outro corpo con máis de 100&nbsp;km. de diámetro. Pero calcula-las súas dimensións resulta complicado debido á súa gran velocidade de rotación (lembremos que o seu período de rotación é de tan só 4 horas). A dinámica dos corpos ríxidos en obxectos deformables predí por riba dos 100&nbsp;km. de diámetro, Este rango de densidades cobre valores dos minerais baseados no silicio coma a olivina ou o piroxeno, os cales marcan a diferenza de moitos obxectos rochoso do Sistema Solar. Isto suxire que a meirande parte de Haumea é un núcleo rochoso cuberto dunha capa relativamente fina de xeos. O manto fino de xeos é máis típico nos obxectos do cinto de Kuiper, e este manto podería terse despegado ou fundido (ou unha mestura de ambos procesos) total ou parcialmente durante o impacto que formou á súa familia de colisión. 
Este modelo outorgáballe unha dimensións triaxiais de aproximadamente 2.000 x 1.500 x 1.000&nbsp;km, cun albedo de 0,73.
Estas estimacións de tamaño independentes dan unha media dun diámetro do redor de 1.400&nbsp;km. Isto fai de Haumea un dos obxectos trans-Neptunianos máis grandes, o terceiro ou cuarto despois de Eris, Plutón, e posiblemente Makemake, e máis grande ca Sedna, Orcus, ou Quaoar.

### Superficie 
A parte das flutuacións na curva de luz de Haumea debidas á súa forma elipsoidal, as cales afecta por igual a tódalas cores, pódense apreciar pequenas variacións de cor tanto no espectro visible coma no infravermello, amosando así rexións da súa superficie con variacións de cor e albedo. 
Estas variacións parecen indicar que Haumea ten unha superficie con pintas, lembrando á superficie de Plutón, aínda que sen unha superficie tan 'apigarada'.

No 2005, os telescopios dos Observatorios Gemini e Keck obtiveron o espectro de Haumea o cal amosa unhas fortes liñas coas propiedades do xeo de auga cristalino, de xeito semellante o que acontece coa superficie de da lúa de Plutón, Caronte. Isto é moi peculiar, por que o xeo cristalino formase a temperaturas por riba dos 110 K, cando a superficie de Haumea está por baixo dos 50 K, temperatura a cal o xeo toma unha estrutura amorfa. cando os obxectos trans-Neptunianos levan con temperaturas frías por miles de millóns de anos.

Haumea é brillante coma a neve, cun albedo cun rango de 0.6–0.8, concordante co xeo cristalino. O modelo que mellor encaixa co espectro da superficie de Haumea, suxire que entre o 66% ó 80% da súa superficie é de puro xeo de auga cristalino, con contribucións para eleva-lo albedo do cianuro de hidróxeno ou filosilicatos.
A ausencia mostras de metano no espectro tamén indican que o evento colisional tería eliminado os compostos volátiles

## Lúas de Haumea 
[miniatura|Concepción artística de Haumea xunto coas súas dúas lúas [Hiʻiaka (lúa)|Hiʻiaka e Namaka. As lúas están actualmente moito máis afastadas do que se amosa aquí.]]Dous pequenos satélites foron descubertos ó redor de Haumea, (136108) Haumea I Hiʻiaka e (136108) Haumea II Namaka. O equipo de Brown descubriunas no 2005, a través da observación feitas sobre Haumea usando o Observatorio W.M. Keck.

Hiʻiaka, alcumada ó principio Rudolph polo equipo do Caltech, foi descuberta o 26 de xaneiro do 2005. É a máis externa e ten un diámetro aproximado de 310&nbsp;km
, a máis grande é brillante das dúas lúas, e orbita Haumea nunha órbita case circular dun período de 49 días. Fortes liñas de absorción a 1,5 e 2 micrómetros no espectro infravermello presenta ó xeo cristalino de auga cubrindo boa parte da superficie. O seu infrecuente espectro, con liñas de absorción semellantes ás de Haumea, levou a Brown e o seu equipo a conclusión de que un modelo de captura da lúa fose máis que improbable na formación do sistema de satélites de Haumea e que as lúas son fragmentos escindidos da propia Haumea.

Hoxe en día, as órbitas das lúas de Haumea aparecen de canto vistas dende a Terra, con Namaka ocultando Haumea. A observación de ambos tránsitos podería dar coma resultado a información necesaria para precisa-lo tamaño e forma de Haumea e as súas lúas, Rexistra-los febles cambios de brillo do sistema durante estas ocultacións require coma mínimo un telescopio óptico profesional de media apertura. A última ocultación de Haumea por parte de Hiʻiaka sucedeu no 1999, uns cantos anos antes do seu descubrimento, e non volvera ter lugar ata dentro de 130 anos. Por outra banda, a situación entre estes dous satélites é única, xa que a órbita de Namaka é considerablemente distorsionada por Hiʻiaka, preservando o ángulo de visión dos tránsitos de Namaka–Haumea por moitos anos. Esta familia foi a primeira en ser identificada entre os TNOs (transneptunianos) e inclúe a Haumea e as súas lúas, (55636) 2002 TX300 (≈600&nbsp;km), (24835) 1995 SM55 (66](https://gl.wikipedia.org/wiki/%2819308%29_1996_TO66) (≈500&nbsp;km), (120178) 2003 OP32 (43](https://gl.wikipedia.org/wiki/%28145453%29_2005_RR43) (< 700&nbsp;km).

A presenza da familia de colisión podería implicar que Haumea e a súa prole foron orixinados do disco disperso. Hoxe en día o cinto de Kuiper está escasamente poboado, a posibilidade dunha colisión acontecida coma a que deu nacemento á familia de Haumea é de menos do 0,1 por cento ó longo de todo o tempo de existencia do noso Sistema Solar.

Debido a que se estima coma mínimo en 1.000 millóns de anos o tempo necesario para que o grupo colisional se dispersase a coma está na actualidade, indicaría que o acontecemento da colisión tivo lugar nas primeiras etapas de vida do Sistema Solar; estes indicios están en claro contraste coas superficies relativamente novas da familia de Haumea, que amosarían unha colisión moito máis recente ou unha reestruturación da súas superficies "moi recente", estes indicios contraditorios confirman que aínda hai moito que afondar no coñecemento das partes máis externas e dos obxectos máis afastados do Sistema Solar.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Planeta anano
* Planeta
* Cinto de Kuiper
* Lúas de Haumea
* Familia de colisión
* Resonancia orbital

### Ligazóns externas 
* Orbita de 136108 Haumea (2003 EL61) da Base de datos de Corpos Medianos do JPL/NASA 
* http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-136108.html (136108) Haumea, Hiʻiaka, e Namaka, do Johnston's Archive.com (actualizado a 17 de setembro de 2008) 
* O planeta anano Haumea, entrevista a Darin Ragozzine (podcast), no programa 365 días de astronomía Ano Internacional da Astronomía 2009