Haumea

**Haumea** (; dvergplaneten **136108 Haumea**) er en dvergplanet som ligger utenfor Neptuns bane. Den ble oppdaget i 2004 av et team ledet av Mike Brown fra Caltech ved Palomar Observatory i USA og uavhengig av det i 2005 av et team ledet av José Luis Ortiz Moreno ved Sierra Nevada observatoriet i Spania, sistnevnte påstand er bestridt. Den 17. september 2008 ble den oppkalt etter Haumea, den hawaiiske fødselsgudinnen, under forventning fra International Astronomical Union (IAU) om at den skulle vise seg å være en dvergplanet. Den er sannsynligvis det tredje største kjente transneptuniske objektet, etter Eris og Pluto. Haumeas masse er omtrent en tredjedel av Pluto og 1/1400 av jorden. Selv om formen ikke har blitt observert direkte, er beregninger fra lyskurven i samsvar med at den er en Jacobi-ellipsoid (den formen den ville være hvis den var en dvergplanet), med hovedaksen dobbelt så lang som den mindre. I oktober 2017 kunngjorde astronomer oppdagelsen av et ringsystem rundt Haumea, som representerer det første ringsystemet som ble oppdaget for et transneptunsk objekt.  Haumeas langstrakte form sammen med sin raske rotasjon, ringer og høy albedo (fra en overflate av krystallinsk vannis) antas å være konsekvensene av en gigantisk kollisjon, som etterlot Haumea som det største medlemmet av en kollisjonsfamilie som inkluderer flere store trans-neptunske gjenstander og Haumeas to kjente måner, Hiʻiaka og Namaka.

## Historie

### Oppdagelse
To lag krever kredittering for oppdagelsen av Haumea. Et team bestående av Mike Brown fra Caltech, David Rabinowitz fra Yale University og Chad Trujillo fra Gemini Observatory på Hawaii oppdaget Haumea 28. desember 2004 på bilder de hadde tatt 6. mai 2004. 20. juli 2005 publiserte de et online sammendrag av en rapport ment å kunngjøre funnet på en konferanse i september 2005. Omtrent på denne tiden fant José Luis Ortiz Moreno og hans team ved Instituto de Astrofísica de Andalucía ved Sierra Nevada Observatory i Spania Haumea på bilder tatt 7. - 10. mars 2003. Ortiz sendte Minor Planet Center en e-post med oppdagelsen sin natt til 27. juli 2005.

Brown innrømmet opprinnelig oppdagelseskreditt til Ortiz, men kom til å mistenke det spanske teamet for svindel da han fikk vite at observasjonsloggene hans var nedlastet av det spanske observatoriet dagen før oppdagelsen. Disse loggene inneholdt nok informasjon til at Ortiz-teamet kunne forutse Haumea i sine bilder fra 2003, og de ble åpnet igjen like før Ortiz planla teleskoptid for å få bekreftelsesbilder for en annen kunngjøring til MPC 29. juli. Ortiz innrømmet senere at han hadde fått tilgang til Caltech-observasjonsloggene, men nektet for noe galt, og sa at han bare bekreftet om de hadde oppdaget et nytt objekt.  Haumea er nå identifisert på bilder tilbake til 22. mars 1955.

IAU-protokollen er at oppdagelseskreditt for en mindre planet går til den som først sender en rapport til MPC (Minor Planet Center) med nok posisjonsdata for en anstendig bestemmelse av bane, og at den krediterte oppdageren har prioritet til å velge et navn. Imidlertid nevnte IAU-kunngjøringen 17. september 2008 ingen oppdagere. Oppdagelsesstedet ble oppført som Sierra Nevada observatoriet, men det valgte navnet, Haumea, var forslått av Caltech. Ortiz' team hadde foreslått "Ataecina", den eldgamle iberiske vårgudinnen, som en chtonisk gud ville ha vært passende for en plutino.

### Navn
Inntil det ble gitt et permanent navn, brukte Caltech-oppdagelsesteamet kallenavnet "Santa" seg imellom, fordi de hadde oppdaget Haumea 28. desember 2004, like etter jul. Det spanske laget var det første som fremmet krav om oppdagelse til Minor Planet Center i juli 2005. 29. juli 2005 fikk Haumea den foreløpige betegnelsen 2003 EL61, basert på datoen for det spanske oppdagelsesbildet. 7. september 2006 ble den nummerert og tatt opp i den offisielle mindre planetkatalogen som (136108) 2003 EL61.

Etter retningslinjer som ble etablert den gang av IAU om at klassiske Kuiper-belteobjekter skal gis navn på mytologiske vesener knyttet til skapelsen, i september 2006 sendte Caltech-teamet formelle navn fra hawaiisk mytologi til IAU for begge (136108) 2003 EL61 dets måner, for å "hylle stedet der satellittene ble oppdaget". Navnene ble foreslått av David Rabinowitz fra Caltech-teamet. Haumea er matronsgudinnen til øya Hawaii, der Mauna Kea Observatory ligger. I tillegg identifiseres hun med Papa, gudinnen til jorden og kona til Wākea (verdensrommet), som på den tiden virket passende fordi Haumea ble antatt å være sammensatt nesten utelukkende av solid berg, uten den tykke isen som en mantel over en liten steinete kjerne som er typisk for andre kjente gjenstander fra Kuiperbeltet. Til slutt er Haumea gudinnen for fruktbarhet og fødsel, med mange barn som sprang fra forskjellige deler av kroppen hennes; dette tilsvarer svermen av isete kropper som antas å ha brutt av hovedkroppen under en eldgammel kollisjon. De to kjente månene, som også antas å ha dannet seg på denne måten, er således oppkalt etter to av Haumeas døtre, Hiʻiaka og Namaka.

Forslaget fra Ortiz-teamet, Ataecina, oppfylte ikke kravene til IAU-navngiving, fordi navnene på chtoniske guder var reservert for stabilt resonante transneptuniske gjenstander som plutinos som resonerer 3: 2 med Neptun, mens Haumea var i en intermitterende 7: 12 resonans og så av noen definisjoner var ikke et resonansorgan. Navngivningskriteriene ville bli avklart i slutten av 2019, da IAU bestemte at chtoniske figurer skulle brukes spesifikt for plutinos.

## Bane

Haumea har en omløpstid på 284 jordår, en perihel på 35 AU og en omløpshelling på 28 °. Den passerte aphelion tidlig i 1992, og er for øyeblikket mer enn 50 AU fra solen. [20] Det vil komme til perihelion i 2133. Haumeas bane har en litt større eksentrisitet enn den til de andre medlemmene av sin kollisjonsfamilie. Dette antas å være på grunn av Haumeas svake 7:12 omløpsresonans med Neptun som gradvis endret sin opprinnelige bane i løpet av en milliard år, gjennom Kozai-effekten, som tillater utveksling av en bane sin tilbøyelighet til økt eksentrisitet.

Med en visuell styrke på 17,3 er Haumea det tredje mest lyssterke objektet i Kuiperbeltet etter Pluto og Makemake, og lett observerbart med et stort amatørteleskop. Men fordi planetene og de fleste små solsystemlegemer deler en felles baneoppretting fra deres dannelse, fokuserte de fleste tidlige undersøkelser for fjerne objekter på projeksjonen på himmelen til dette fellesplanet, kalt ekliptikken. Da himmelen nær ekliptikken etterhvert ble godt utforsket, begynte senere himmelundersøkelser å lete etter gjenstander som hadde dynamiske baner med høyere plan enn ekliptiken, så vel som fjernere gjenstander, med langsommere middelbevegelser over himmelen. Disse undersøkelsene avdekket til slutt Haumeas beliggenhet, med sin høye banehelling og nåværende posisjon langt fra ekliptikken.

### Mulig resonans med Neptun
Siden 2007 har Haumea vært antatt å være i en intermitterende 7:12 orbital resonans med Neptun. Dens stigende knutepunkt har en periode på omtrent 4,6 millioner år, og resonansen brytes to ganger per presesjonssyklus, eller hvert 2,3 millioner år, bare for å komme tilbake hundre tusen år eller så senere. Imidlertid etablerte Buie i 2020 et annet resultat, og kvalifiserte den som en ikke-resonant.

## Fysiske karakteristikker

### Rotasjon
Haumea viser store svingninger i lysstyrke over en periode på 3,9 timer, noe som bare kan forklares med en rotasjonsperiode av denne lengden. Dette er raskere enn noen annen kjent likevektslegeme i solsystemet, og faktisk raskere enn noen annen kjent kropp som er større enn 100&nbsp;km i diameter. Mens de fleste roterende legemer i likevekt blir flatet ut i sfæroider, roterer Haumea så raskt at den forvrenges til en triaksial ellipsoid. Hvis Haumea skulle rotere mye raskere, ville det forvrenge seg selv i en manualform og bli splittet i to. Denne raske rotasjonen antas å være forårsaket av påvirkningen som skapte satellittene og kollisjonsfamilien.

Planet til Haumeas ekvator er for tiden orientert nesten på kanten av jorden og er også litt forskjøvet til ringens plan og ringens ytterste måne Hiʻiaka. Selv om de opprinnelig ble antatt å være i samme plan som Hiʻiakas baneplan av Ragozzine og Brown i 2009, foreslo deres modeller av kollisjonsdannelsen av Haumeas satellitter konsekvent Haumeas ekvatorialplan i det minste å være på linje med Hiʻiakas orbitale plan med omtrent 1 °. Dette ble støttet med observasjoner av en stjerne okkultasjon av Haumea i 2017, som avslørte tilstedeværelsen av en ring som var omtrent sammenfallende med planet til Hiʻiakas bane og Haumeas ekvator. En matematisk analyse av okkultasjonsdataene av Kondratyev og Kornoukhov i 2018 var i stand til å begrense de relative hellingsvinklene til Haumeas ekvator til ringplanene til ringen og Hiʻiaka, som ble funnet å være henholdsvis 3,2 ° ± 1,4 ° og 2,0 ° ± 1,0 ° relativt til Haumeeas ekvator. De avledet også to løsninger for Haumeas nordpolretning, og pekte på ekvatoriale koordinater (α, δ) = (282,6 °, –13,0 °) eller (282,6 °, –111,8 °).

### Størrelse form og sammensetning
Størrelsen på et solsystemobjekt kan utledes av dens optiske størrelse, avstand og albedo. Objekter ser lyse ut for jordobservatører enten fordi de er store eller fordi de er sterkt reflekterende. Hvis deres reflektivitet (albedo) kan fastslås, kan det gjøres et grovt estimat av størrelsen. For de fjerneste objektene er albedoen ukjent, men Haumea er stor og lys nok til at dens varmeutslipp kan måles, noe som har gitt en omtrentlig verdi for albedoen og dermed dens størrelse. Imidlertid blir beregningen av dimensjonene mere komplisert av den raske rotasjonen. Rotasjonsfysikken til deformerbare legemer forutsier at et legeme som roterer så raskt som Haumea vil ha blitt forvrengt i likevektsform til en triaksial ellipsoid. Det antas at det meste av svingningene i Haumeas lysstyrke ikke er forårsaket av lokale forskjeller i albedo, men av veksling av sidevisningen og endevisningen sett fra jorden.

Rotasjonen og amplituden til Haumeas lyskurve ble hevdet å legge sterke begrensninger på dens sammensetning. Hvis Haumea var i hydrostatisk likevekt og hadde en lav tetthet som Pluto, med en tykk iskappe over en liten steinete kjerne, ville dens raske rotasjon ha forlenget den i større grad enn svingningene i lysstyrken tillater. Slike hensyn begrenset dens tetthet til et område på 2,6–3,3 g / cm3. Til sammenligning har månen, som er steinete, en tetthet på 3,3 g / cm3, mens Pluto, som er typisk for isete gjenstander i Kuiper-beltet, har en tetthet på 1,86 g / cm3. Haumeas mulige høye ligger nær verdiene for silikatmineraler som olivin og pyroksen, som utgjør mange av de steinete gjenstandene i solsystemet. Dette antyder også at mesteparten av Haumea er stein med et relativt tynt islag. En tykk ismantel som er mer typisk for gjenstander fra Kuiper-beltet, kan ha blitt sprengt av under påvirkningen som dannet Haumean-kollisjonsfamilien.

Fordi Haumea har måner, kan massen av systemet beregnes ut fra banene deres ved hjelp av Keplers tredje lov. Resultatet er 4,2 × 1021&nbsp;kg, 28% av massen til Plutos system og 6% av massen til månen. Nesten all denne massen er i Haumea. Flere ellipsoidmodellberegninger av Haumeas dimensjoner er gjort. Den første modellen produsert etter Haumeas oppdagelse ble beregnet fra bakkebaserte observasjoner av Haumeas lyskurve ved optiske bølgelengder. Den ga en total lengde på 1.960 til 2.500&nbsp;km og en visuell albedo (pv) større enn 0.6. Den mest sannsynlige formen er en triaksial ellipsoid med omtrentlige dimensjoner på 2000 × 1500 × 1000&nbsp;km, med en albedo på 0,71. [38] Observasjoner fra Spitzer Space Telescope gir en diameter på 1150 + 250 −100&nbsp;km og en albedo på 0,84 + 0,1 −0.2, fra fotometri ved infrarøde bølgelengder på 70 mikrometer. Senere lyskurve-analyser har antydet en ekvivalent sirkulær diameter på 1450&nbsp;km. I 2010 ga en analyse av målinger tatt av Herschel Space Telescope sammen med de eldre Spitzer Telescope-målingene et nytt estimat av den tilsvarende diameteren til Haumea - ca. 1300&nbsp;km.  Disse uavhengige størrelsesestimatene overlapper hverandre ved en gjennomsnittlig geometrisk gjennomsnittsdiameter på omtrent 1400&nbsp;km. I 2013 målte Herschel-romteleskopet Haumeas tilsvarende sirkulære diameter til å være omtrent 1240 + 69 −58&nbsp;km

Imidlertid satte observasjonene av en okkultasjon i januar 2017 alle disse konklusjonene under tvilt. Den målte formen på Haumea, selv om den var langstrakt som antatt tidligere, så ut til å ha betydelig større dimensjoner - i henhold til dataene fra okkultasjonen har Haumea omtrent diameteren til Pluto langs den lengste aksen og omtrent halvparten av dens ved polene. Den resulterende tettheten beregnet fra den observerte formen av Haumea var ca. 1,8 g / cm3 - mer i tråd med tettheten til andre store TNO. Denne resulterende formen så ut til å være uoverensstemmende med en homogen kropp i hydrostatisk likevekt, selv om Haumea ser ut til å være en av de største transneptuniske gjenstandene som har blitt oppdaget er den likevel, mindre enn Eris, Pluto. Den er lik Makemake og muligens Gonggong og større enn Sedna, Quaoar og Orcus.

En studie fra 2019 forsøkte å løse de motstridende målingene av Haumeas form og tetthet ved hjelp av numerisk modellering av Haumea som en differensiert kropp. Det fant at dimensjoner på ≈ 2.100 × 1.680 × 1.074&nbsp;km (modellering av den lange aksen med intervaller på 25&nbsp;km) var en best tilpasset kamp med den observerte formen av Haumea under okkultasjonen i 2017, samtidig som den var i samsvar med både overflate og kjerneskalene ellipsoide former i hydrostatisk likevekt. Den reviderte løsningen for Haumeas form innebærer at den har en kjerne på ca. 1626 × 1 446 × 940&nbsp;km, med en relativt høy tetthet på ≈ 2,68 g / cm3, noe som indikerer en sammensetning i stor grad av hydratiserte silikater som kaolinitt. Kjernen er omgitt av en isete kappe som varierer i tykkelse fra ca 70 ved polene til 170&nbsp;km langs den lengste aksen, som utgjør opptil 17% av Haumeas masse. Haumeas middeltetthet er estimert til ≈ 2,018 g / cm3, med en albedo på ≈ 0,66.

### Overflate
I 2005 fikk teleskopene Gemini og Keck spektrum av Haumea som viste sterke krystallinske vannisegenskaper som ligner overflaten på Plutos måne Charon. Dette er merkelig, fordi krystallinsk is dannes ved temperaturer over 110 K, mens Haumeas overflatetemperatur er under 50 K, en temperatur der amorf is dannes. I tillegg er strukturen til krystallinsk is ustabil under det konstante regnet av kosmiske stråler og energiske partikler fra solen som rammer transneptuniske gjenstander. Tidsskalaen for den krystallinske isen til å gå tilbake til amorf is under dette bombardementet er i størrelsesorden ti millioner år, men transneptuniske gjenstander har vært på deres nåværende kalde temperatursteder i tidsskalaer på milliarder år. Strålingsskader bør også gjøre overflaten av transneptuniske gjenstander mørkere og rødere der de vanlige overflatematerialene til organiske is og tololinlignende forbindelser er til stede, slik det er tilfelle med Pluto. Derfor antyder spektrene og fargen at Haumea og dets familiemedlemmer har gjennomgått ny overflatebehandling som ga fersk is. Imidlertid har ingen sannsynlig overflatemekanisme blitt foreslått. Haumea er like lys som snø, med en albedo i området 0,6–0,8, i samsvar med krystallinsk is. Andre store TNOer som Eris ser ut til å ha albedoer så høye eller høyere. Best tilpasset modellering av overflatespektrene antydet at 66% til 80% av den haumeanske overflaten ser ut til å være ren krystallinsk vannis, med en bidragsyter til den høye albedo, muligens hydrogencyanid- eller fyllosilikatleire. Uorganiske cyanidsalter som kobberkaliumcyanid kan også være tilstede.

Imidlertid antyder ytterligere studier av de synlige og nær infrarøde spektrene en homogen overflate dekket av en intim 1: 1-blanding av amorf og krystallinsk is, sammen med ikke mer enn 8% organiske stoffer. Fraværet av ammoniakkhydrat ekskluderer kryovulkanisme, og observasjonene bekrefter at kollisjonshendelsen må ha skjedd for mer enn 100 millioner år siden, i samsvar med de dynamiske studiene. Fraværet av målbart metan i Haumea-spektrene stemmer overens med en varm kollisjonshistorie som ville ha fjernet slike flyktige stoffer, i motsetning til Makemake.

I tillegg til de store svingningene i Haumeas lyskurve på grunn av kroppens form, som påvirker alle farger likt, viser mindre uavhengige fargevariasjoner sett i både synlige og nær-infrarøde bølgelengder en region på overflaten som er forskjellig både i farge og i albedo. Mer spesifikt ble det sett et stort mørkerødt område på Haumeas lyse hvite overflate i september 2009, muligens en påvirkningsfunksjon, som indikerer et område rikt på mineraler og organiske (karbonrike) forbindelser, eller muligens en større andel krystallis. Dermed kan Haumea ha en flekkete overflate som minner om Pluto, om ikke så ekstrem.

## Ring
En okkultasjonen observert 21. januar 2017 og beskrevet i en artikkel fra oktober 2017 indikerte tilstedeværelsen av en ring rundt Haumea. Dette representerer det første ringsystemet som ble oppdaget for en TNO. Ringen har en radius på ca. 2287&nbsp;km, en bredde på ~ 70&nbsp;km og en opasitet på 0,5. Det er godt innenfor Haumeas Roche-grense, som ville være i en radius på ca. 4400&nbsp;km hvis det var sfærisk (å være usfærisk skyver grensen lenger ut). Ringplanet er skrått 3,2 ° ± 1,4 ° med hensyn til Haumeas ekvatoriale plan og sammenfaller omtrent med baneplanet til den større ytre månen Hiʻiaka. Ringen er også nær 1: 3 orbit-spin resonans med Haumeas rotasjon (som er i en radius på 2285 ± 8&nbsp;km fra Haumeas sentrum). Ringen anslås å bidra med 5% til den totale lysstyrken til Haumea.

I en studie om dynamikken til ringpartikler som ble publisert i 2019, har Othon Cabo Winter og kollegaer vist at 1: 3-resonansen med Haumeas rotasjon er dynamisk ustabil, men at det er en stabil region i faseområdet som er konsistent med plasseringen av Haumeas ringer. Dette indikerer at ringpartiklene stammer fra sirkulære, periodiske baner som er nær resonansen, men ikke i fullstendig resonans.

## Satelitter
To små satellitter har blitt oppdaget som kretsende rundt Haumea, (136108) Haumea I Hiʻiaka og (136108) Haumea II Namaka. Darin Ragozzine og Michael Brown oppdaget begge i 2005, gjennom observasjoner av Haumea ved hjelp av W. M. Keck Observatory.

Hiʻiaka, ved første kallenavn "Rudolph" av Caltech-teamet, ble oppdaget 26. januar 2005. Det er den ytre og, med omtrent 310&nbsp;km i diameter, den største og lyseste av de to, og kretser rundt Haumea i en nesten sirkulær bane hver 49. dag. Sterke absorpsjonsegenskaper ved 1,5 og 2 mikrometer i det infrarøde spekteret stemmer overens med nesten ren krystallinsk vannis som dekker mye av overflaten. Det uvanlige spekteret, sammen med lignende absorpsjonslinjer på Haumea, førte til at Brown og kollegaene til å konkludere med at fangst var en usannsynlig modell for systemets dannelse, og at de haumeanske månene må være fragmenter av selve Haumea.

Namaka, den mindre, indre satellitten til Haumea, ble oppdaget 30. juni 2005, [63] og fikk tilnavnet "Blitzen". Den er en tiendedel av massen av Hiʻiaka og kretser rundt Haumea på 18 dager i en meget elliptisk, ikke-Keplerisk bane. De relativt store eksentrisitetene sammen med den gjensidige tilbøyeligheten til satellittenes baner er uventede da de burde vært dempet av tidevannseffektene. En relativt nylig passasje med en 3: 1-resonans med Hiʻiaka kan forklare de nåværende banene til Haumean-månene.

For tiden ser banene til de haumeanske månene nesten nøyaktig ut fra jorden, med Namaka som periodisk okkulterer Haumea. Observasjon av slike transitt ville gi presis informasjon om størrelsen og formen på Haumea og dets måner, slik det skjedde på slutten av 1980-tallet med Pluto og Charon.  Den lille endringen i lysstyrken til systemet under disse okkulteringene vil kreve minst et profesjonelt teleskop med middels blenderåpning for deteksjon. Hiʻiaka okkulte sist Haumea i 1999, noen år før oppdagelsen, og vil ikke gjøre det igjen før om rundt 130 år.

## Kollisjonsfamilie
Haumea er det største medlemmet av sin kollisjonsfamilie, en gruppe astronomiske objekter med lignende fysiske og orbitale egenskaper som antas å ha dannet seg da en større stamfar ble knust av en støt. Denne familien er den første som ble identifisert blant TNO-ene og inkluderer ved siden av Haumea og dens måner (55636) 2002 TX300 (≈364&nbsp;km), (24835) 1995 SM55 (≈174&nbsp;km), (19308) 1996 TO66 (≈200&nbsp;km ), (120178) 2003 OP32 (≈230&nbsp;km), og (145453) 2005 RR43 (≈252&nbsp;km). Brown og kollegaene foreslo at familien var et direkte produkt av påvirkningen som fjernet Haumeas ismantel, men et annet forslag antyder en mer komplisert opprinnelse, at materialet som ble kastet ut i den første kollisjonen i stedet forenet seg til en stor måne av Haumea, som senere ble knust i en annen kollisjon og spredte skjærene utover. Dette andre scenariet ser ut til å produsere en spredning av hastigheter for fragmentene som er mer tilpasset den målte hastighetsspredningen til familiemedlemmene. Fordi det ville tatt minst en milliard år for gruppen å ha diffundert så langt som den har, antas kollisjonen som skapte Haumea-familien å ha skjedd veldig tidlig i solsystemets historie.

## Utforskning
Joel Poncy og kollegaer har beregnet at et flyby-oppdrag til Haumea vil kunne ta 14,25 år ved hjelp av en tyngdekraftsassistent ved Jupiter, basert på en lanseringsdato 25. september 2025. Haumea ville være 48,18 AU fra solen når romfartøyet ankommer. En flytid på 16,45 år kan oppnås med lanseringsdatoer 1. november 2026, 23. september 2037 og 29. oktober 2038. Haumea kan bli et mål for en fremtidig romsonde.

## Referanser


## Litteratur
;Trykt litteratur
*
*
*
*
*
*
*
*

;Nettlitteratur
*
*
*

## Eksterne lenker
* 
*