Haumea

Es un planeta enano del Sistema Solar. Es el quinto objeto oficialmente clasificado como planeta enano (2008). Los cuatro anteriores son Plutón, Eris, Ceres, y Makemake. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre. Haumea es un gran objeto del Cinturón de Kuiper (KBO por sus siglas al Inglés, Kuiper Belt Object). Es un mundo helado que orbitalejos del Sol, en los bordes congelados de nuestro Sistema Solar. Debido a que se encuentra tan lejos, Haumea tarda 285 años en orbitar alrededor del Sol una sola vez! Generalmente, Haumea está un poquito más lejos del Sol que Plutón. Haumea es más pequeño que Plutón y que Eris. Haumea tiene una forma extraña. Haumea gira tan rápidamente que se ha estirado en forma de un elipsoide (elipse 3D). Haumea tiene 1 960 kilómetros (1 218 millas) a lo largo de su eje mayor, pero solamente la mitad – 996 kilómetros (619 millas) en su eje menor. En Haumea, los «días» son realmente cortos. Este extraño objeto gira en menos de cuatro horas. Haumea también es relativamente denso. Probablemente esto significa que está básicamente hecho de rocas. La mayoría de los KBO tienen más hielo que Haumea. Este planeta enano tiene dos lunas conocidas, ambas descubiertas en el 2005. Se llaman Hi’ iaka y Namaka. Los astrónomos creen que hace mucho tiempo, Haumea chocó con otro gran objeto. Una colisión como esta podría explicar la extraña forma de Haumea, así como por qué gira tan rápidamente. La gran colisión pudo haber fracturado la mayor parte del hielo de Haumea, dejando rocas más pesadas. Las lunas de Haumea pueden ser materia sobrante de esta colisión. En la mitología de Hawaii, Haumea es la diosa de la fertilidad y del parto. Sus niños incluyen a Hi’ iaka y a Namaka, así como a la diosa hawaiana del volcán y del fuego, Pele. Hay dos diferentes grupos que podrían obtener crédito por descubrir a Haumea. Un grupo dirigido por Mike Brown del Instituto de Tecnología de California. Otro grupo encabezado por José Luis Ortiz Moreno, del Observatorio de Sierra Nevada en España. Haumea fue descubierto entre marzo del 2003 y julio del 2005. A Haumea se le llamó 2003 EL61, antes de que recibiera su nombre oficial permanente. Anteriormente, el grupo de Brown lo apodó «Santa» debido a que fue descubierto cerca de la Navidad del 2004. El quinto planeta enano del Sistema Solar, Haumea, y al menos uno de sus dos satélites, están cubiertos de cristalina agua helada debido a las fuerzas de marea entre ellos y el calor de los elementos radiogénico. Este es el hallazgo de un estudio internacional de investigación por medio de observaciones desde el telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral en Chile. El pequeño y extraño planeta Haumea está más allá de la órbita de Neptuno. Tiene la forma de un balón de rugby aplastado y mide unos 2.000 kilómetros de largo. Gira por completo en menos de cuatro horas, en una de las mayores velocidades de rotación en el sistema solar. El agua cristalizada que cubre este planeta y sus dos satélites (Hi’iaka y Namaka) lo hace brillar en la oscuridad del espacio. Ahora un equipo internacional de investigadores ha confirmado que el 75% de Haumea y el 100% de Hi’iaka (que tiene unos 400 km de diámetro) están cubiertas con hielo de agua cristalizada (con una estructura ordenada) y no, como cabría esperar, con hielo amorfo desordenado debido a la radiación solar. El estudio sugiere que el planeta se compone de una capa exterior congelada y una sección interior formada por entre un 88% y un 97% de roca (con una densidad de 3,5 g / cm3). Dado que la radiación solar constantemente destruye la estructura cristalina del hielo en la superficie, fuentes de energía se requieren para mantenerlo organizado. Los dos que hemos tomado en cuenta son que es capaz de generar elementos radiogénicos (potasio-40, el torio-232 y uranio- 238) desde el interior, y las fuerzas de marea entre Haumea y sus satélites (como se ve entre la Tierra y la Luna). Según los científicos, los dos satélites podría haber sido creados por otro que se rompió al estrellarse en Haumea, que también podría haberse originado por la rápida rotación del planeta enano y que lo ha moldeado a su forma de pelota de rugby. Algunos modelos numéricos han demostrado que esto podría haber sido causado por un impacto bastante tangencial, informa Plataforma SINC vía Science Daily. Haumea es el quinto planeta enano del sistema solar junto con Plutón, Ceres, Eris y Makemake. Su existencia fue confirmada en 2005, cuando fue llamado 2003 EL61 (el código de la nomenclatura internacional: el año de la primera observación, la mitad y el número de orden). Dos equipos de astrónomos impugnaron el descubrimiento. El primer grupo fue liderado por el investigador español José Luis Ortíz Moreno, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), mientras que el otro fue dirigido por el astrofísico Michael E. Brown, del Instituto de Tecnología de California (Caltech, EE.UU.). Al final, la Unión Astronómica Internacional decidió aceptar el descubrimiento por parte del equipo español, pero el nombre del planeta enano y sus satélites se quedaron de acuerdo a los nombres sugeridos por el equipo de Estados Unidos. En la mitología hawaiana, Haumea es la diosa de la fertilidad y el parto, y Hi’iaka y Namaka son dos de sus hijas.

Período de rotación sobre su eje (duración de un día de Haumea) 3 hrs 55 minutos

Tamaño 1,960 x 1,518 x 996 km (1,218 x 943 x 619 millas) 0.11 x la Tierra

Eje orbital 43.335 UA (La Tierra = 1 UA)

Densidad 2,600-3,300 kg/m3 (0.47-0.60 x la Tierra)

Distancia máxima desde el Sol 51.526 UA (7.708 miles de millones de kilómetros ó 4.790 miles de millones de millas)

Masa 4.2 x 1021 kilogramos (0.0007 x la Tierra)

Excentricidad orbital 0.18874

Distancia mínima desde el Sol 35.164 UA (5.260 miles de millones de kilómetros ó 3.269 miles de millones de millas)

Gravedad de la superficie 0.44 m/s2 (0.045 x la Tierra)

Período de evolución alrededor del Sol (duración de un año de Haumea) 285.4 años

Inclinación orbital (inclinación del plano de la órbita)

Inclinación del ejes Desconocida

Temperatura de la superficie 32 K ( -241° C ó -402° F )

Descubrimientos históricos

Los primeros en observar el objeto fueron los astrónomos norteamericanos Michael E. Brown, Chad Trujillo y David Rabinowitz utilizando el telescopio SMARTS, el 28 de diciembre de 2004. No anunciaron el descubrimiento de inmediato para tener tiempo de estudiar con detalle las características del objeto y así poder presentar un estudio más completo ante la comunidad científica. El 28 de julio de 2005, los astrónomos españoles José Luis Ortiz Moreno, Francisco José Aceituno Castro y Pablo Santos-Sanz anunciaron el descubrimiento del objeto. Lo descubrieron analizando de nuevo imágenes tomadas el 7 de marzo de 2003. Luego revisaron archivos más antiguos y lo encontraron en imágenes del año 1955. Su descubrimiento se publicó el 29 de julio de 2005; y Brown les reconoció como autores del descubrimiento. Sin embargo, poco después se descubrió que el día 26 de julio, desde ordenadores del Instituto de Astrofísica de Andalucía se había accedido al ordenador del telescopio con el que Brown y su equipo habían realizado las observaciones. En ese ordenador se guardaban las coordenadas de la posición en el cielo en la que apuntaba el telescopio para cada objeto descubierto. Además, una semana antes del anuncio de Ortiz, Brown había publicado un resumen para un congreso de astronomía que se iba a celebrar en septiembre, donde pensaba dar a conocer el descubrimiento. En dicho resumen, Brown mencionaba los códigos reales que el ordenador del telescopio otorga a cada objeto descubierto; estos códigos son la referencia que permite encontrar fácilmente los datos dentro de un largo listado. No es raro, pues, que Brown empezara a sospechar del grupo de Ortiz de utilitzar dichos códigos para buscar la información necesaria en el ordenador del telescopio y, así, saber la posición exacta en la que observar. Brown pidió a la Unión Astronómica Internacional (UAI) que se otorgase el descubrimiento a su equipo en lugar del grupo de Ortiz. Por su parte, Ortiz admitió haber accedido a los archivos del telescopio, pero negó malas intenciones, diciendo que sólo verificaban si habían descubierto un nuevo objeto. Desde entonces, ambos constan como descubridores, pero no de manera oficial.

Características físicas

En ocasiones, la única forma de estimar el tamaño de un objeto transneptuniano es a partir de su magnitud, asumiendo un cierto valor de albedo. Para los objetos más grandes, las emisiones térmicas pueden proporcionar una medida independiente del albedo. En el caso de Haumea, el diámetro puede ser calculado de forma más precisa a partir de los valores conocidos de la masa y la densidad. La masa puede ser calculada a partir de las leyes de Kepler, y se ha determinado que es de 4,2×1021, el equivalente a un tercio de la masa de Plutón, o un 6% de la masa de la Luna. Se sabe que Haumea es un objeto extremadamente rápido, con un periodo de rotación de 3,9 horas. Esta rotación ejerce una fuerza tal que le da forma de elipsoide, que también depende de su densidad: 2,6-3,3 g/cm3. Un objeto más denso se alargará menos. A partir de los valores de la masa y la densidad se ha calculado de modo aproximado que su eje largo mide 1.960 km, el equivalente al 82% del diámetro de Plutón (2.390 km). Los otros dos ejes miden 1.518 y 996 km, aproximadamente. Este tamaño convierte Haumea en uno de los objetos transneptunianos más grandes descubiertos hasta la fecha; el tercero después de Eris y Plutón.

La superficie

El telescopio Gemini pudo obtener el espectro de Haumea, que muestra una gran cantidad de agua helada parecida a la que se ha visto en la superficie de Caronte, un satélite de Plutón. El grup de Brown señaló la presencia de hielo de agua en forma cristalina; esta característica sólo se había observado en Quaoar. Este descubrimiento indica la existencia de procesos de formación de hielo a partir del resurgimiento de nuevo material en la superficie.

Haumea es tan brillante como la nieve, con un albedo en el rango de 0,6-0,8, lo que está de acuerdo con la modelización de mejor ajuste de los espectros de superficie, que 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 podría ser cianuro de hidrógeno o arcillas de filosilicatos. También podrían estar presentes sales de cianuro inorgánico, tales como cianuro de potasio o de cobre. 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. Otros estudios de los espectros visible e infrarrojo cercano sugieren una superficie homogénea cubierta por una mezcla 1:1 de hielo amorfo y cristalino, junto con no más de un 8 % de compuestos orgánicos. Esto es inusual, ya que el hielo cristalino se forma a más de 100-110 K, pero la temperatura de la superficie es inferior a 50 K, la cual es termodinámicamente más favorable para la formación de hielo amorfo. Entonces, para que se formara hielo cristalino debió existir un aumento de la temperatura, ya sea por colisiones que calentaran las capas superficiales o por calor que emanase desde el interior del planetoide.

El calor obtenido a partir de la gran cantidad de energía liberada en las colisiones puede haber erosionado materiales que se sublimaron y distribuyeron por toda la superficie del planeta, en una escala de tiempo de decenas de horas. Posteriormente la temperatura descendió a aproximadamente 40 K. Sin embargo, la estructura cristalina es inestable bajo la constante lluvia de rayos cósmicos y partículas energéticas procedentes del Sol que ataca los objetos transneptunianos, En estas condiciones, el tiempo que tarda el hielo cristalino en convertirse en amorfo es del orden de diez millones de años, pero los objetos transneptunianos han estado en sus presentes ubicaciones, de menor temperatura, durante miles de millones de años.Esto lleva a pensar que Haumea y sus familiares son objeto de un proceso de renovación de la superficie que produce hielo cristalino. Para ello se necesitan fuentes adicionales de energía que mantengan la organización cristalina del hielo, como la que puedan generar elementos radiactivos (potasio-40, torio-232 o uranio-238) en el interior del planeta, o los efectos de marea entre Haumea y sus satélites, similares a los que ocurren entre la Tierra y la Luna.

El efecto de la radiación también enrojece y oscurece la superficie de los objetos transneptunianos helados donde hay presencia de compuestos orgánicos y otros similares a tolinas, como es el caso de Plutón. Sin embargo, todos los miembros de esta familia colisional parecen tener superficies brillantes, con espectros de hielo cristalino, lo que parece ser una excepción entre TNO.

La ausencia de cantidades medibles de metano en los espectros de Haumea es consistente con una historia de colisiones frecuentes que habrían liberado suficiente energía para sublimar y perder los compuestos más volátiles antes de que se formaran los hidrocarburos de orden superior al metano, responsables de estos efectos superficiales. Sin embargo, otros TNO también han sufrido impactos similares. La ausencia de hidratos de amonio excluye criovolcanismo y los estudios dinámicos confirman que el evento de colisión debe haber ocurrido hace más de 100 millones de años. Otra posibilidad es que estos compuestos nunca hayan estado presentes.

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 en color y albedo. 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. «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, probablemente rojizo y con moléculas orgánicas, 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 rojiza y ligeramente más oscura que el objeto, o podría ser mucho más pequeña pero mucho más roja y más oscura». Al no detectarse atmósfera, no es posible atribuir su formación a una condensación irregular de gases, a la vez que la falta de variación acromática en brillo sugiere que la mancha no se trata de un accidente geográfico, como un valle o una montaña.

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 EL. Ya que el equipo de Brown había denominado «Santa» a Haumea, al satélite le dieron el nombre provisional de «Rudolph». Posteriormente recibió el nombre de (136108) Haumea I Hi’iaka. 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 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. El inusual espectro, además de unas líneas de absorción similares a las de Haumea, llevó 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.

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. 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 según mediciones realizadas en 2008 se inclina 13° respecto al plano de la órbita del satélite mayor, que perturba la suya. 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 (3:1) podría explicar las actuales órbitas de las lunas de Haumea.

En 2014 las órbitas de estas lunas aparecen casi exactamente de canto desde la Tierra, lo que produce que Namaka oculte de forma periódica a Haumea. La observación de dichos tránsitos proporcionaría información precisa sobre el tamaño y la forma de Haumea y sus lunas, como sucedió a finales de 1980 con Plutón y Caronte. 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. 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.

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

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

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. Esta familia es la primera en ser identificada entre objetos transneptunianos e incluye —junto a Haumea y sus lunas— a (55636) 2002 TX, (24835) 1995 SM (≈174 km), (19308) 1996 TO (≈200 km), (120178) 2003 OP (≈230 km) y (145453) 2005 RR (≈252 km).

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. 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 velocidades de los fragmentos más parecida a la observada en los miembros de la familia. 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 origen del objeto que generó Haumea y sus familiares se encuentra en la región dinámica del disco disperso, en el que la posibilidad de una colisión de este tipo es mucho más alta. 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.

Otra teoría sugiere que dos cuerpos de tamaño similar habrían colisionado 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.

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, cuya fragmentación posterior habría dado lugar a la formación de Hi’iaka, Namaka y el resto de integrantes de la familia colisional. Este escenario está basado en colisiones con altas posibilidades de ocurrencia y verificadas por simulaciones numéricas.

Cualquiera que sea la forma en que surgió la familia, el nivel posterior de dispersión indica un proceso de al menos mil millones de años de duración, por lo que se cree que la colisión original tuvo lugar muy temprano en la historia del sistema solar.

La órbita

La órbita de Haumea es la típica de un objeto común del cinturón de Kuiper, y tiene un periodo orbital de 281,93 años terrestres. Haumea pasó por su afelio en 1991, encontrándose a 35 UA del Sol; más cerca que la distancia máxima de Plutón (39,5 UA). Actualmente Haumea se encuentra a más de 51 UA del Sol. La excentricidad de la órbita de Haumea es un poco mayor que otros miembros de su familia colisional.

Los satélites de Haumea

Haumea tiene dos satélites naturales conocidos: Hi’iaka y Namaka. Ambos fueron descubiertos por el grupo de Brown. Hi’iaka fue el primer en ser descubierto, el 26 de enero de 2005. Se calcula que su diámetro podría ser cerca de los 310 km. Gira alrededor de Haumea a aproximadamente 45.500 km en 41,12 días. Namaka es el menor y más interior de los dos satélites de Haumea. Fue descubierto el 30 de junio del 2005 y su masa es unas dos mil veces menor que Haumea, con un diámetro cercano a los 170 km. Namaka gira alrededor de Haumea a unos 39.300 km de distancia en unos 18 días.

Distancia mínima desde la Tierra

34.147 UA (5.108 miles de millones de kilómetros ó 3.174 miles de millones de millas)

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