Haumea é um dos objetos mais intrigantes do Cinturão de Kuiper. Localizado a cerca de 43 UA do Sol (Netuno ~30 UA), este planeta anão de aparência elipsoidal distingue-se por uma rotação extremamente rápida (cerca de 3,9 horas) que o alongou na forma de uma bola de rúgbi. Esta rotação rápida sugere uma história violenta, provavelmente ligada a um impacto gigante, e complica as medições precisas de sua massa e volume. Com uma densidade média de cerca de 2,6 g/cm³, Haumea é provavelmente composto por um núcleo rochoso rodeado por uma camada de gelo de água. Seu alto albedo (0,7 a 0,8) reforça esta hipótese, pois o gelo cristalino reflete fortemente a luz solar.
Descoberto em 2017 graças à ocultação de uma estrela por Haumea, o anel equatorial estende-se a cerca de 2.287 km do centro do planeta anão, com uma largura de cerca de 70 km. Este disco de partículas de gelo segue o equador, coerente com a rotação rápida do corpo central. O anel é particularmente estável, orbita dentro da ressonância 3:1 com a rotação de Haumea, e é provavelmente mantido por efeitos de ressonância gravitacional ou dissipação viscosa. Sua presença é ainda mais notável, pois apenas dois outros pequenos corpos do Sistema Solar (Chariklo e Chiron, entre Júpiter e Netuno) são conhecidos por possuírem um.
Hiʻiaka e Namaka são os dois satélites naturais de Haumea, descobertos em 2005 com o telescópio Keck. Hiʻiaka, a maior e mais distante (~49.500 km), é provavelmente um bloco de gelo quase puro, enquanto Namaka, mais próxima (~25.700 km), apresenta uma órbita fortemente perturbada. A configuração orbital das duas luas, que não estão no mesmo plano, indica uma origem comum em um evento de colisão, reforçando a hipótese de um impacto massivo que teria ejetado detritos, formando tanto as luas quanto a família de colisão ao redor de Haumea.
Objeto | Dimensões (km) | Distância média ao centro (km) | Período orbital | Albedo |
---|---|---|---|---|
Haumea | 2.322 × 1.704 × 1.138 | — | Rotação: 3,9154 h | 0,7–0,8 |
Ane | ~70 (largura) | 2.287 | Ressonância 3:1 | Alto (gelo) |
Hiʻiaka | ≈ 310 | 49.500 | 49,1 dias | ~0,8 |
Namaka | ≈ 170 | 25.700 | 18,3 dias | ~0,8 |
Fontes: Ortiz et al. (2017), AJ • Ragozzine & Brown (2009) • Brown et al. (2007)
A presença de cerca de uma dezena de objetos ao redor de Haumea, chamados membros de sua família de colisão, baseia-se em várias peças de evidência de observação e modelagem física.
Os objetos associados a Haumea compartilham características orbitais muito semelhantes: um semi-eixo maior em torno de 43 UA, uma inclinação de cerca de 28° e uma excentricidade moderada. Eles formam um grupo coerente no espaço dos elementos orbitais, análogo às famílias de asteroides no cinturão principal. Essa coerência sugere que eles vêm do mesmo evento cataclísmico, provavelmente uma colisão.
Todos esses objetos têm espectros infravermelhos dominados por gelo de água cristalina, com bandas de absorção claras em 1,5 µm e 2,0 µm. Essa característica é rara no Cinturão de Kuiper, onde os objetos geralmente têm superfícies escuras, enriquecidas em compostos orgânicos irradiados (tolinas). O alto albedo e a pureza espectral dos membros da família de Haumea indicam uma origem por ejeção de material gelado superficial, resultante de um impacto.
Os pesquisadores simularam as velocidades e órbitas esperadas para fragmentos resultantes de um impacto em Haumea. Os resultados mostram que esses fragmentos, ejetados em baixa velocidade (~150 m/s), permanecem confinados em uma região estável do Cinturão de Kuiper. Ao retroceder o tempo orbital desses objetos, obtém-se uma convergência para um evento comum há cerca de 4 bilhões de anos, reforçando a hipótese de uma fragmentação antiga.
Até o momento, cerca de uma dezena de objetos transnetunianos são identificados como membros muito prováveis desta família:
Seu censo é baseado nos catálogos do Minor Planet Center e nos estudos espectroscópicos conduzidos notavelmente por Brown et al. (2007) e Ragozzine & Brown (2009).
A baixa luminosidade intrínseca desses objetos limita fortemente sua detecção. É provável que a família de Haumea inclua várias dezenas, ou mesmo centenas de membros, mas apenas os maiores (de 100 a 400 km) foram detectados com os instrumentos atuais. A modelagem estatística de tamanhos sugere uma população muito maior, em grande parte oculta no fundo do céu.
Ao redor de Haumea orbita uma família de colisão, uma raridade no Cinturão de Kuiper. Essa dezena de objetos que compartilham parâmetros orbitais semelhantes também tem uma composição espectral dominada por gelo de água cristalina. Essa homogeneidade sugere que todos eles vêm do mesmo evento inicial. Esses objetos são como testemunhas de uma fragmentação cataclísmica e constituem uma população valiosa para entender os primeiros momentos do sistema solar externo.
Objeto | Magnitude absoluta (H) | Diâmetro estimado (km) | Albedo | Observações |
---|---|---|---|---|
2002 TX300 | 3.2 | 286 | 0.88 | Gelo cristalino dominante |
1995 SM55 | 4.8 | 160 | 0.8 (estimado) | Espectro similar a Haumea |
2003 OP32 | 4.0 | 230 | 0.8 | Rotação rápida, reflectância elevada |
2005 RR43 | 4.3 | 220 | 0.8 | Espectroscopia de infravermelho próximo |
2003 UZ117 | 4.7 | 170 | 0.8 (estimado) | Grupo dinâmico próximo |
2003 SQ317 | 5.0 | 150 | 0.7–0.8 | Provável fragmento de manto gelado |
2009 YE7 | 4.4 | 190 | 0.75 | Vinculado orbitalmente a Haumea |
2003 HX56 | 5.1 | 140 | 0.75 (estimado) | Possível membro distante |
2002 GH32 | 4.6 | 180 | 0.8 | Características compatíveis |
2003 EL61 (Haumea) | 0.2 | ~1.620 (esferizado) | 0.75 | Objeto pai da família |
Dados: Minor Planet Center • Ortiz et al. (2017) • Ragozzine & Brown (2009)
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