Хаумеја

Од Википедија — слободната енциклопедија
Хаумеја Planetary symbol for Haumea
Haumea Hubble.png
Хабл слика на Хаумеја (центар) и нејзините две месечини; Хијака е над Хаумеја и Намака е одоздола под Хаумеја
Откривање
Откривач
Откриено
  • 28 Декември, 2004 (Браун)
  • 27 Јули, 2005 (Ортиз)
Ознаки
Изговор/hˈm.ə,_ˌhɑːʔ/[nb 1]
Наречена по
Хаумеја
2003 EL61
Орбитални особеностиЈулијански ден
Параметар на неодреденост 2
Лак на набљудување65 години и 291 денови (24033 денови)
Афел51.585 ае (7.7170 )
Перихел34.647 ае (5.1831 Tм)
43.116 ае (6.4501 Tм)
Занесеност0.19642
283.12 а (103.410 денови)
4,531 km/s
218.205°
0° 0м 12.533с / ден
Наклон28.2137°
122.167°
≈ 1 јуни 2133
±2 денови
239.041°
Познати сателити2 (Хијака и Намака) и прстен
Физички особености
Димензии
  • ≈ 2,100 × 1,680 × 1,074 km[nb 2][5]
  • 2.322 ± 60 × 1.704 ± 8 × 1.026 ± 32 km[nb 3][6]
Среден полупречник
8,14⋅106 km2[nb 2][7]
Зафатнина1,98⋅109 km3[nb 2][8]
0,0018 Земјини маси
Маса(4,006 ± 0,040)⋅1021 kg[9]
0,00066 Земјини маси
Средна густина
Екваториска површ. гравит.
&10000000000243449000000243,449 m/s2
≈ 22.56 km/s
3,915341 ± 0,000005 h[10]
(0,163139208 d)
Северенополна ректасцензија
282,6 ± 1,1 deg[11]
Северенополна деклинација
−13,0 ± 1,3 deg or −11,8 ± 1,2 deg[11]
Температура< 50 K[12]
17.3 (опозиција)[15][16]
0,2  · 0,428 ± 0,011 (V)[10]

Хаумеја (ознака за мала планета 136108 Хаумеја, симбол: Haumea symbol (fixed width).svg)[17]џуџеста планета која се наоѓа надвор од орбитата на Нептун. Била откриена во 2004 година од тим предводен од Мајк Браун од Калтек во опсерваторијата Паломар во Соединетите Американски Држави и во 2005 година од тим предводен од Хозе Луис Ортиз Морено во опсерваторијата Сиера Невада во Шпанија, иако последното тврдење е оспорувано. На 17 септември 2008 година, телото било именувано по Хаумеја, хавајската божица на породувањето, под очекувањето на Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) дека ќе се покаже како џуџеста планета. Номиналните проценки го прават трет по големина познат заднептунски објект, по Ерида и Плутон, иако неизвесноста во најдоброто моделирање малку се преклопува со проценките за поголема големина за Макемаке.[18]

Масата на Хаумеја е околу една третина од масата на Плутон и 1/1400 од онаа на Земјата. Иако нејзината форма не е директно забележана, пресметките од нејзината светлинска крива се конзистентни со тоа што тој е елипсоид на Јакоби (облик што би бил кога би била џуџеста планета), со нејзината главна оска двојно подолга од нејзината мала. Во октомври 2017 година, астрономите објавиле откривање на систем на прстени околу Хаумеја, што го претставува првиот систем на прстени откриен за заднептунски објект. До неодамна се сметало дека гравитацијата на Хаумеја е доволна за таа да се опушти во хидростатска рамнотежа, иако тоа сега е нејасно. Издолжената форма на Хаумеја заедно со неговата брза ротација, прстените и високото албедо (од површината на кристален воден мраз), се смета дека се последици од џиновски судир, кој ја оставил Хаумеја како најголем член на судирното семејство кое вклучува неколку големи Заднептунски објекти и двете познати месечини на Хаумеја, Хијака и Намака.

Историја[уреди | уреди извор]

Откритие[уреди | уреди извор]

Два тима ја бараат заслугата за откривањето на Хаумеја. Тим составен од Мајк Браун од Калифорнискиот технолошки институт (Калтек), Дејвид Рабиновиц од Универзитетот Јејл и Чед Трухиљо од опсерваторијата Гемини на Хаваи ја откриле Хаумеја на 28 декември 2004 година на сликите што ги направиле на 6 мај 2004 година. На 20 јули 2005 година, тие објавиле онлајн апстракт од извештајот наменет за објавување на откритието на конференција во септември 2005 година. Во тоа време, Хозе Луис Ортиз Морено и неговиот тим во Институтот за астрофиска де Андалузија во опсерваторијата на Сиера Невада во Шпанија ја пронашле Хаумеја на сликите направени на 7-10 март 2003 година. Ортиз испратил е-пошта до Центарот за мали планети (ЦМП) со нивното откритие ноќта на 27 јули 2005 година.

Браун првично му ја признал заслугата за откритието на Ортиз,[19] но се посомневал во шпанскиот тим за измама откако дознал дека шпанската опсерваторија пристапила до дневниците за набљудување на Браун еден ден пред објавувањето на откритието.

Овие дневници вклучувале доволно информации за да му овозможат на тимот на Ортиз да ја прекрие Хаумеја на нивните слики од 2003 година, и до нив било повторно пристапен непосредно пред закажаното време на телескопот на Ортиз за да се добијат потврдни снимки за второто соопштение до ЦМП на 29 јули. Ортиз подоцна признал дека пристапил до дневниците за набљудување на Калтек, но негирал дека сторил нешто лошо, наведувајќи дека само проверувал дали тие откриле нов објект. Претходните слики на Хаумеја се идентификувани уште на 22 март 1955 година.

Протоколот на Меѓународниот астрономски сојуз е дека заслугата за откритие за мала планета оди кај оној кој прв ќе поднесе извештај до ЦМП со доволно позиционирани податоци за пристојно одредување на нејзината орбита, и дека заслужниот откривач има приоритет при изборот на име. Меѓутоа, во соопштението на МАС на 17 септември 2008 година, дека Хаумеја е именувана од двојниот комитет формиран за тела кои се очекува да бидат џуџести планети, не споменува откривач. Местото на откритието било наведена како Опсерваторијата Сиера Невада на шпанскиот тим, но избраното име, Хаумеја, бил предлогот на Калтек; Тимот на Ортиз го предложил името Атаегина, древна ибериска божица на пролетта, која како Хтоничкото божество би била соодветна за плутино.

Име[уреди | уреди извор]

Сè додека не добил трајно име, тимот за откривање на Калтек го користеше прекарот „Дедо Мраз“ меѓу себе, бидејќи ја откриле Хаумеја на 28 декември 2004 година, веднаш по Божиќ. Шпанскиот тим бил првиот што поднел барање за откривање до Центарот за мали планети, во јули 2005 година. На 29 јули 2005 година, Хаумеја ја добил привремената ознака 2003 година EL 61, врз основа на датумот на шпанската слика за откритие. На 7 септември 2006 година, тој бил нумериран и примен во официјалниот каталог на мали планети како (136108) 2003 година ЕЛ 61.

Следејќи ги упатствата воспоставени во тоа време од страна на МАС дека класичните предмети од Кајперовиот Појас добиваат имиња на митолошки суштества поврзани со создавањето, во септември 2006 година тимот од Калтек поднел формални имиња од хавајската митологија до МАС за двете (136108) 2003 година. ЕЛ 61 и неговите месечини, со цел „да се оддаде почит на местото каде што се откриени сателитите“. Имињата биле предложени од Дејвид Рабиновиц од тимот на Калтек. Хаумеја е божица на островот Хаваи, каде што се наоѓа опсерваторијата Мауна Кеја. Покрај тоа, таа се поистоветува со Папаханаумоку, божицата на земјата и сопруга на Вакеја што, во тоа време, се сметало соодветно затоа што се сметало дека Хаумеја е составена речиси целосно од цврста карпа, без густ мраз над малото карпесто јадро типично за другите познати објекти на Кајперовиот Појас. И на крај, Хаумеја е божица на плодноста и породувањето, со многу деца кои изникнале од различни делови на нејзиното тело; ова одговара на ројот ледени тела за кои се смета дека се откинале од главното тело за време на антички судир. Двете познати месечини се именувани по две ќерки на Хаумеја, Хијака и Намака.

Предлогот на тимот на Ортиз, Атаегина, не ги исполнувал барањата за именување на МАС, бидејќи имињата на божествата биле резервирани за стабилно резонантните заднептунски објекти како што се плутино кои резонираат 3:2 со Нептун, додека Хаумеја била во интермитентна 7: 12 резонанца и така според некои дефиниции не била резонантно тело. Критериумите за именување требало да бидат разјаснети кон крајот на 2019 година, кога МАС одлучил дека хтонските фигури треба да се користат специјално за плутино.

Симбол кој наликува на хавајски петроглифи на жена и породување,Симболот на Хаумеја, бил смислен од Денис Московиц:[20] го користат астролозите и дури се појавил во публикација на НАСА.[21]

Орбита[уреди | уреди извор]

Орбитата на Хаумеја надвор од Нептун е слична на онаа на Макемаке. Позициите се од 1 јануари 2018 година.

Хаумеја има орбитален период од 284 Земјини години, перихел од 35 ае, и орбитална наклонетост од 28°. Помина апелион на почетокот на 1992 година, а моментално има повеќе од 50 ае од Сонцето. Ќе дојде до перихел во 2133 година. Орбитата на Хаумеја има малку поголема ексцентричност од онаа на другите членови на семејството. Се смета дека ова се должи на слабата орбитална резонанца на Хаумеја 7:12 со Нептун која постепено ја менува својата почетна орбита во текот на милијарда години, преку Козајскиот ефект, што овозможува размена на наклонетоста на орбитата за зголемена ексцентричност.

Со визуелна величина од 17,3, Хаумеја е трет најсветлен објект во Кајперовиот Појас по Плутон и Макемаке и лесно може да се набљудува со голем аматерски телескоп. Меѓутоа, бидејќи планетите и повеќето мали тела на Сончевиот Систем делат заедничко орбитално порамнување од нивното формирање во примордијалниот диск на Сончевиот Систем, повеќето рани истражувања за далечни објекти се фокусирани на проекцијата на небото на оваа заедничка рамнина, наречена еклиптика. Како што регионот на небото блиску до еклиптиката стана добро истражен, подоцнежните истражувања на небото почнале да бараат објекти кои биле динамички возбудени во орбити со повисоки наклони, како и подалечни објекти, со побавни средни движења низ небото. Овие истражувања на крајот ја опфатиле локацијата на Хаумеја, со неговата висока орбитална наклонетост и сегашната позиција далеку од еклиптиката.

Можна резонанца со Нептун[уреди | уреди извор]

Се смета дека Хаумеја е во интермитентна орбитална резонанца 7:12 со Нептун. Неговиот растечки јазол прецеси со период од околу 4,6 милиони години, а резонанцијата се прекинува двапати по циклус на прецесија, или на секои 2,3 милиони години, за да се врати околу сто илјади години подоцна. Марк Буи го квалификува како нерезонантен.[22]

Физички карактеристики[уреди | уреди извор]

Ротација[уреди | уреди извор]

Хаумеја прикажува големи флуктуации на осветленоста во период од 3,9 часа, што може да се објасни само со вртежен период од оваа должина. Ова е побрзо од кое било друго познато тело за рамнотежа во Сончевиот Систем, и навистина побрзо од кое било друго познато тело поголемо од 100 км во пречник. Додека повеќето ротирачки тела во рамнотежа се срамнети со земја во заоблени сфероиди, Хаумеја ротира толку брзо што се искривува во триаксијален елипсоид. Ако Хаумеја би ротирала многу побрзо, би се искривила во форма на тег и би се поделила на два дела. Се смета дека оваа брза ротација е предизвикана од ударот што ги создал неговите сателити.

Рамнината на екваторот на Хаумеја е ориентирана скоро од Земјата во моментов и е исто така малку поместена на орбиталните рамнини на нејзиниот прстен и нејзината најоддалечена месечина Хиʻјака. Иако првично се претпоставувало дека е рамномерна со орбиталната рамнина на Хиʻјака од Рагозин и Браун во 2009 година, нивните модели на судирното формирање на сателитите на Хаумеја постојано сугерирале екваторската рамнина на Хаумеја да биде барем усогласена со орбиталната рамнина на Хиʻјака за приближно 1°. Ова било поткрепено со набљудувањата на ѕвезденото прикривање од Хаумеја во 2017 година, што открило присуство на прстен приближно што се совпаѓа со рамнината на орбитата на Хиʻјака и екваторот на Хаумеја. Математичка анализа на податоците од прикривање од Кондратјев и Корноуков во 2018 година била во можност да ги ограничи релативните агли на наклонетост на екваторот на Хаумеја на орбиталните рамнини на нејзиниот прстен и Хиʻјака, кои биле пронајдени на 3,2 ± 1,4 deg и 2,0 ± 1,0 deg однос на екваторот на Хаумеја, соодветно. Тие, исто така, извлекле две решенија за насоката на северниот пол на Хаумеја, покажувајќи на екваторските координати ( α, δ ) = (282,6°, -13,0°) или (282,6°, -11,8°).

Големина, форма и состав[уреди | уреди извор]

Големината на објектот на Сончевиот Систем може да се заклучи од неговата оптичка величина, оддалеченоста и албедото. Предметите изгледаат светли за набљудувачите на Земјата или затоа што се големи или затоа што се многу рефлектирачки. Ако може да се утврди нивната рефлексивност (албедо), тогаш може да се направи груба проценка на нивната големина. За повеќето оддалечени објекти, албедото е непознато, но Хаумеја е доволно големо и светло за да може да се измери неговото инфрацрвено зрачење, што дава приближна вредност за неговото албедо, а со тоа и неговата големина. Сепак, пресметувањето на неговите димензии е комплицирано поради неговата брза ротација. Вртежната физика на деформабилните тела предвидува дека во текот на само сто дена, тело што ротира толку брзо како Хаумеја ќе биде искривено во рамнотежна форма на триаксијален елипсоид. Се смета дека поголемиот дел од флуктуациите во осветленоста на Хаумеја не се предизвикани од локалните разлики во албедото, туку од страничниот поглед и погледот на краевите како што се гледа од Земјата.

Се тврди дека ротацијата и замавот на светлинската крива на Хаумеја поставуваат силни ограничувања на неговиот состав. Ако Хаумеја била во хидростатска рамнотежа и имала мала густина како Плутон, со густа обвивка од мраз над мало карпесто јадро, нејзината брза ротација ќе ја издолжело во поголема мера отколку што дозволуваат флуктуациите во неговата осветленост. Ваквите размислувања ја ограничиле неговата густина на опсег од 2,6-3,3 g/cm 3. За споредба, Месечината, која е карпеста, има густина од 3,3 g/cm 3, додека Плутон, кој е типичен за ледените објекти во Кајперовиот Појас, има густина од 1,86 g/cm 3. Можната висока густина на Хаумеја ги покрива вредностите за силикатни минерали како што се оливин и пироксен, кои сочинуваат многу од карпестите објекти во Сончевиот Систем. Ова исто така сугерирало дека најголемиот дел од Хаумеја е карпа покриена со релативно тенок слој од мраз. Густата ледена обвивка, типична за објектите на Кајперовиот Појас, можеби била уништена за време на ударот што го формирал семејството на судири на Хаумеја.

Бидејќи Хаумеја има месечини, масата на системот може да се пресмета од нивните орбити користејќи го третиот Кеплеров закон. Резултатот е 4.200.000.000.000.000.000.000, 28% од масата на Плутонскиот систем и 6% од масата на Месечината. Речиси целата оваа маса е во Хаумеја. Направени се неколку пресметки со елипсоиден модел на димензиите на Хаумеја. Првиот модел произведен по откривањето на Хаумеја бил пресметан од копнените набљудувања на светлинската крива на Хаумеја на оптички брановски должини: тој обезбедил вкупна должина од 1.960 до 2.500 км и визуелно албедо (p v ) поголемо од 0,6. Најверојатната форма е триаксијален елипсоид со приближни димензии од 2.000 × 1.500 × 1.000  километри, со албедо од 0,71. Набљудувањата на вселенскиот телескоп Спицер даваат пречник од 1.150+250
−100
и албедо од 0,84+0,1
−0,2
од фотометрија на инфрацрвени бранови должини од 70 μm. Последователните анализи на кривата на светлината предложиле еквивалентен кружен пречник од 1.450 километри. Во 2010 година, анализата на мерењата направени од вселенскиот телескоп Хершел заедно со постарите мерења на телескопот Спицер дале нова проценка на еквивалентниот пречник на Хаумеја - околу 1300 км. Овие независни проценки на големината се преклопуваат со просечен геометриски среден пречник од приближно 1.400 км. Во 2013 година, вселенскиот телескоп Хершел го измерил еквивалентниот кружен пречник на Хаумеја на приближно 1.240+69
−58
. Сепак, набљудувањата на ѕвезденото прикривање во јануари 2017 година фрлаат сомнеж во сите тие заклучоци. Измерената форма на Хаумеја, иако издолжена како што се претпоставувало претходно, се чинело дека има значително поголеми димензии – според податоците добиени од прикривањето, Хаумеја е приближно со пречникот на Плутон по неговата најдолга оска и околу половина од пречникот на нејзините полови. Добиената густина пресметана од набљудуваниот облик на Хаумеја бил околу 1,8 – повеќе во согласност со густината на другите големи заднептунци. Изгледа дека оваа форма не е во согласност со хомогено тело во хидростатска рамнотежа, иако се чини дека Хаумеја е еден од најголемите заднептунски објекти откриени сепак, и е помала од Ерида, Плутон, слична е на Макемаке и поголема од Седна, Квавар и Орк.

Студијата од 2019 година се обидела да ги реши спротивставените мерења на обликот и густината на Хаумеја користејќи нумеричко моделирање на Хаумеја како диференцирано тело. Открило дека димензиите од ≈ 2.100 × 1.680 × 1.074 km (моделирање на долгата оска во интервали од 25 км) најдобро одговараат на набљудуваната форма на Хаумеја за време на прикривањето во 2017 година, додека, исто така, е конзистентна и со површинските и со основните скаленски елипсоидни форми во хидростатска рамнотежа. Ревидираното решение за обликот имплицира дека има јадро од приближно 1.626 × 1.446 × 940 km, со релативно висока густина од ≈ 2,68, што укажува на составот во голема мера од хидрирани силикати како што е каолинит. Јадрото е опкружено со ледена покривка која се движи во дебелина од околу 70 на половите до 170 km по нејзината најдолга оска, која опфаќа до 17% од масата на Хаумеја. Просечната густина е проценета на ≈ 2,018, со албедо од ≈ 0,66.

Површина[уреди | уреди извор]

Во 2005 година, телескопите Гемини и Кек добиле спектри на Хумеја кои покажале силни кристални мразови карактеристики слични на површината на месечината на Плутон, Харон. Ова е чудно, бидејќи кристалниот мраз се формира на температури над 110 К, додека температурата на површината на Хаумеја е под 50 К, температура на која се формира аморфен мраз. Покрај тоа, структурата на кристалниот мраз е нестабилна под постојаниот дожд на космичките зраци и енергетските честички од Сонцето кои удираат во заднептунски објекти. Временската скала за кристалниот мраз да се врати во аморфен мраз под ова бомбардирање е од редот на десет милиони години, сепак заднептунските објекти биле на нивните сегашни локации на ладна температура во временски размери од милијарди години. Оштетувањето од зрачење, исто така, треба да ја зацрвени и затемни површината на заднептунските објекти каде што се присутни заеднички површински материјали од органски мраз и соединенија слични на толин, како што е случајот со Плутон. Затоа, спектрите и бојата сугерираат дека Хаумеја и членовите на нејзиното семејство биле подложени на неодамнешно обновување на површината што произведува свеж мраз. Сепак, не е предложен веродостоен механизам за повторно појавување на површината.

Хаумеја е светла како снег, со албедо во опсег од 0,6-0,8, во согласност со кристалниот мраз. Најдоброто моделирање на површинските спектри сугерирало дека 66% до 80% од површината е чист кристален воден мраз, со еден придонесувач за високото албедо, веројатно цијанидна киселина или филосиликатни глини. Може да бидат присутни и неоргански цијанидни соли како што е бакар калиум цијанид.

Сепак, понатамошните студии на видливите и блиските инфрацрвени спектри укажуваат на хомогена површина покриена со интимна мешавина 1:1 од аморфен и кристален мраз, заедно со не повеќе од 8% органски материи. Отсуството на хидрат на амонијак го исклучува криовулканизмот и набљудувањата потврдуваат дека судирот мора да се случил пред повеќе од 100 милиони години, во согласност со динамичките студии. Отсуството на мерлив метан во спектрите на Хаумеја е во согласност со топла историја на судири што би ги отстранила таквите испарливи материи, за разлика од Макемаке.

Покрај големите флуктуации во кривата на светлината на Хаумеја поради обликот на телото, кои подеднакво влијаат на сите бои, помалите независни варијации на боите забележани и во видливите и во блиску инфрацрвените бранови должини покажуваат регион на површината што се разликува и по боја и по албедо. Поконкретно, голема темноцрвена површина на светлата бела површина на Хаумеја била забележана во септември 2009 година, веројатно карактеристика на удар, што укажува на област богата со минерали и органски (богати со јаглерод) соединенија, или евентуално поголем дел од кристален мраз. Така, Хаумеја може да има шарена површина што потсетува на Плутон, ако не и толку екстремна.

Прстен[уреди | уреди извор]

Ротација на Хаумеја од 3,9155 часа во неговиот откриен прстен

Ѕвездено прикривање забележано на 21 јануари 2017 година и опишана во написот на Nature од октомври 2017 година укажал на присуство на прстен околу Хаумеја. Ова го претставува првиот систем на прстени откриен за заднептунски објекти.[23] Прстенот има полупречник од околу 2.287 km, ширина од ~70 km и непроѕирност од 0,5. Тоа е во рамките на Рошовата граница на Хаумеја, која би била во полупречник од околу 4.400 км ако е сферично (тоа што е несферично ја турка границата подалеку). Рамнината на прстенот е наклонета 3,2 ± 1,4 во однос на екваторската рамнина на Хаумеја и приближно се совпаѓа со орбиталната рамнина на нејзината поголема, надворешна месечина Хијака. Прстенот е исто така блиску до резонанцата на орбитата 1:3 со ротација на Хаумеја (која е во полупречник од 2.285 ± 8 км од центарот на Хаумеја). Се проценува дека прстенот придонесува со 5% во вкупната осветленост на Хаумеја.

Во студија за динамиката на прстенести честички објавена во 2019 година, Отон Кабо Винтер и неговите колеги покажале дека резонанцијата 1:3 со ротацијата на Хаумеја е динамички нестабилна, но дека има стабилен регион во фазниот простор во согласност со локацијата на прстенот на Хаумеја. Ова покажува дека прстенести честички потекнуваат од кружни, периодични орбити кои се блиску, но не внатре, на резонанцијата.[24]

Сателити[уреди | уреди извор]

Хаумеја и нејзините месечини кои орбитираат, снимени од Хабл во 2008 година. Хијака е посветлата, најоддалечената месечина, додека Намака е послабата, внатрешна месечина.
Уметничка концепција на Хаумеја со месечините Хијака и Намака. Месечините се многу подалечни отколку што е прикажано овде.

Откриени се два мали сателита кои кружат околу Хаумеја, (136108) Хаумеја I Хијака и (136108) Хаумеја II Намака. Дарин Рагозин и Мајкл Браун ги открјле и двете во 2005 година, преку набљудување користејќи ја опсерваторијата ВМ Кек.

Хијака, најпрвин наречена „Рудолф“ од тимот на Калтек, бил откриен на 26 јануари 2005 година. Тоа е надворешниот и, приближно со 310км во пречник, поголем и посветлен од двата сателити, и кружи околу Хаумеја по речиси кружна патека на секои 49 денови. Силните карактеристики на апсорпција на 1,5 и 2 микрометри во инфрацрвениот спектар се во согласност со речиси чистиот кристален воден мраз кој покрива голем дел од површината. Невообичаениот спектар, заедно со сличните линии на апсорпција на Хаумеја, ги навеле Браун и колегите да заклучат дека фаќањето е неверојатен модел за формирање на системот и дека месечините мора да бидат остатоци од самата Хаумеја.

Намака, помалиот внатрешен сателит на Хаумеја, бил откриен на 30 јуни 2005 година, и добил прекар „Блицен“. Тој е една десетина од масата на Хијака, кружи околу Хаумеја за 18 дена во високо елипсовидна, не-кеплеровска орбита, а од 2008 година е наклонета 13° од поголемата месечина, што ја нарушува нејзината орбита. Релативно големите ексцентрицитети заедно со меѓусебната наклонетост на орбитите на сателитите се неочекувани бидејќи се очекувало да бидат придушени од плимните ефекти. Релативно неодамнешен премин со резонанца 3:1 со Хијака може да ги објасни моменталните возбудени орбити на нејзините месечини.

Во моментов, орбитите на месечините се појавуваат речиси точно од Земјата, при што Намака периодично ја окултира Хаумеја. Набљудувањето на таквите транзити би обезбедило прецизни информации за големината и обликот на Хаумеја и нејзините месечини, како што се случило во доцните 1980-ти со Плутон и Харон. Малата промена во осветленоста на системот за време на овие прикривања ќе бара барем професионален телескоп со средна бленда за откривање. Хијака последен пат ја прикрил Хаумеја во 1999 година, неколку години пред откривањето, и нема да го стори тоа повеќе околу 130 години. Меѓутоа, во ситуација единствена меѓу редовните сателити, орбитата на Намака е во голема мера извртена од Хијака, што го зачува аголот на гледање на транзитите Намака-Хаумеја уште неколку години.

Систем
Име Пречник (км) [25][26] Голема полуоска (км) [27] Маса (кг) [27] Датум на откривање [25][28]
Хаумеја 2 322 (4,006 ± 0,040) × 10 21 7 март 2003 година [28]
Хијака ≈ 310 49 880 (1,79 ± 1,48) x 10 18 26 јануари 2005 година
Намака ≈ 170 25 657 (17,9 ± 1,1) x 10 18 30 јуни 2005 г

Судирно семејство[уреди | уреди извор]

Хаумеја е најголемиот член на судирното семејство, група на астрономски објекти со слични физички и орбитални карактеристики за кои се смета дека се формирале кога поголем родител бил скршен од удар. Ова семејство е првото што е идентификувано меѓу Заднептунците и вклучува - покрај Хаумеја и неговите месечини - (55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 км), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km), и (145453) 2005 RR43 (≈252 км). Браун и неговите колеги предложиле дека семејството е директен производ на ударот што ја отстранил ледената обвивка на Хаумеја, но вториот предлог сугерира покомплицирано потекло: дека материјалот исфрлен во првичниот судир наместо да се спои во голема месечина на Хаумеја. кој подоцна бил скршен во втор судир, растерувајќи ги неговите фрагменти нанадвор. Се смета дека ова второ сценарио создава дисперзија на брзини за фрагментите што е поблиску усогласена со измерената брзина на дисперзија на членовите на семејството.

Присуството на судирно семејство може да значи дека Хаумеја и нејзиното „потомство“ можеби потекнуваат од расеаниот диск. Во денешниот ретко населен Кајперов Појас, шансата да се случи таков судир во текот на староста на Сончевиот Систем е помала од 0,1 отсто. Семејството не можело да се формира во погустиот исконски Кајперовиот Појас бидејќи таквата тесно поврзана група би била нарушена од миграцијата на Нептун во појасот - се верува дека причината за моменталната мала густина на појасот. Според тоа, се смета веројатно дека динамичниот регион на расеаниот диск, во кој можноста за таков судир е далеку поголема, е местото на потекло на објектот што ги создал Хаумеја и неговите роднини.

Хаумеја снимена од вселенското летало Нови хоризонти во октомври 2007 година

Поради тоа што ќе и требаат најмалку милијарда години за групата да се распрсне онолку колку што е денес, судирот што го создал семејството Хаумеја се верува дека се случил многу рано во историјата на Сончевиот Систем.

Истражување[уреди | уреди извор]

Џоел Понси и неговите колеги пресметале дека мисијата на прелетување до Хаумеја би можела да потрае 14,25 години со помош на гравитациона помош во Јупитер, врз основа на датумот на лансирање на 25 септември 2025 година. Хаумеја би била 48,18 AU од Сонцето кога леталото ќе пристигне. Може да се постигне време на лет од 16,45 години со датуми на лансирање на 1 ноември 2026 година, 23 септември 2037 година и 29 октомври 2038 година.[29] Хаумеја може да стане цел за истражувачка мисија,[30] и пример за оваа работа е прелиминарна студија за сондата за Хаумеја и нејзините месечини (на 35-51 AU). Масата на сондата, изворот на енергија и погонските системи се клучни технолошки области за овој тип на мисија.[30]

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. how-MAY, with three syllables according to the English pronunciation in Hawaii,[1] or HAH-oo-MAY with four syllables according to Brown's students.[2][3]
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Best fit physical model assuming hydrostatic equilibrium for Haumea.[5]
  3. Occultation-derived model based on the assumption Haumea's ring does not contribute to its total brightness.[6]
  4. 4,0 4,1 Occultation-derived model based on the upper-limit assumption that Haumea's ring contributes 5% to its total brightness.[6]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. New dwarf planet named for Hawaiian goddess Архивирано на 8 декември 2015 г. (HeraldNet, September 19, 2008)
  2. „Archived copy“. Архивирано од изворникот 2009-01-06. Посетено на 2009-02-14.CS1-одржување: архивиран примерок како наслов (link)
  3. „365 Days of Astronomy“. Архивирано од изворникот на 2012-02-20. Посетено на 2009-04-11.
  4. E.g. Giovanni Vulpetti (2013) Fast Solar Sailing, p. 333.
  5. 5,0 5,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Dunham2019.
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Ortiz2017.
  7. „Ellipsoid surface area: 8.13712×10^6 km2. wolframalpha.com. 20 December 2019.
  8. „Ellipsoid volume: 1.98395×10^9 km3. wolframalpha.com. 20 December 2019.
  9. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име RagozzineBrown2009.
  10. 10,0 10,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име TNOsCool12.
  11. 11,0 11,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Kondratyev2018.
  12. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Trujillo 2006.
  13. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Snodgrass2009.
  14. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Rabinowitz2008.
  15. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име AstDys.
  16. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Horizons.
  17. JPL/NASA (2015-04-22). „What is a Dwarf Planet?“. Jet Propulsion Laboratory. Посетено на 2022-01-19.
  18. Ortiz, J. L.; Sicardy, B.; Braga-Ribas, F.; Alvarez-Candal, A.; Lellouch, E.; Duffard, R.; Pinilla-Alonso, N.; Ivanov, V. D.; Littlefair, S. P. (2012). „Albedo and atmospheric constraints of dwarf planet Makemake from a stellar occultation“. Nature. 491 (7425): 566–569. Bibcode:2012Natur.491..566O. doi:10.1038/nature11597. PMID 23172214.
  19. Michael E. Brown.
  20. „Symbols for large trans-Neptunian objects“. Suberic.net. 2013-07-03. Посетено на 2018-03-22.
  21. JPL/NASA (April 22, 2015). „What is a Dwarf Planet?“. Jet Propulsion Laboratory. Посетено на 2021-09-24.
  22. „Orbit and Astrometry for 136108“. www.boulder.swri.edu. Посетено на 2020-07-14.
  23. Surprise!
  24. Winter, O. C.; Borderes-Motta, G.; Ribeiro, T. (2019). „On the location of the ring around the dwarf planet Haumea“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 484 (3): 3765–3771. arXiv:1902.03363. doi:10.1093/mnras/stz246.
  25. 25,0 25,1 „Moons of the Dwarf Planet Haumea: Hi'iaka and Namaka - Windows to The Universe“. Windows To The Universe.
  26. Ortiz, J. L.; Santos-Sanz, P.; Sicardy, B.; Benedetti-Rossi, G.; Bérard, D.; Morales, N.; Duffard, R.; Braga-Ribas, F.; Hopp, U. (October 2017). „The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation“. Nature (англиски). 550 (7675): 219–223. arXiv:2006.03113. Bibcode:2017Natur.550..219O. doi:10.1038/nature24051. ISSN 0028-0836. PMID 29022593.
  27. 27,0 27,1 Ragozzine, D.; Brown, M. E. (2009-06-01). „Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea (2003 El61)“. The Astronomical Journal. 137 (6): 4766–4776. arXiv:0903.4213. Bibcode:2009AJ....137.4766R. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4766. ISSN 0004-6256.
  28. 28,0 28,1 „In Depth | Haumea“. NASA Solar System Exploration. Посетено на July 8, 2021.
  29. McGranaghan, R.; Sagan, B.; Dove, G.; Tullos, A.; Lyne, J. E.; Emery, J. P. (2011). „A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects“. Journal of the British Interplanetary Society. 64: 296–303. Bibcode:2011JBIS...64..296M.
  30. 30,0 30,1 Poncy, Joel; Fontdecaba Baiga, Jordi; Feresinb, Fred; Martinota, Vincent (2011). „A preliminary assessment of an orbiter in the Haumean system: How quickly can a planetary orbiter reach such a distant target?“. Acta Astronautica. 68 (5–6): 622–628. Bibcode:2011AcAau..68..622P. doi:10.1016/j.actaastro.2010.04.011.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

]]