(136108) Hauméa

Wiadomość o odkryciu takiego obiektu spotkała się z uznaniem astronomów, ale Mike Brown rozumie, że tym obiektem jest nikt inny jak Święty Mikołaj . Rozczarowany zgubieniem miarki, wciąż wysyła e-mail z gratulacjami dla odkrywców. Jednak potem uświadamia sobie, że wyszukując publiczny kod „K40506A” w Google , można uzyskać bezpośredni dostęp do rzekomo prywatnych raportów z Obserwatorium Kitt Peak , które były używane do sprawdzania orbity Kitt Peak Observatory na orbicie Świętego Mikołaja . Zauważa też, że dostępne są pozycje dwóch innych obiektów transneptunowych, których istnienia jeszcze nie zapowiedział: Eris i Makemake . Obawiając się podwojenia dla tych, wysyła tego samego dnia do RPP informację w celu sformalizowania ich odkrycia, która jest również publikowana na29 lipcai wraz z silnym szaleństwem medialnym, Eris jest przedstawiana jako dziesiąta planeta .

Po tych wydarzeniach przez chwilę nie sądził, że hiszpańska drużyna popełniła oszustwo, ponieważ byliby bardziej zainteresowani „ukradzeniem” Eris, największego obiektu, i wysyła wiadomość do Ortiza z przeprosinami za „zaćmienie jego odkrycie. Jednak plotka o potencjalnej kradzieży informacji powoduje, że oskarżenia o oszustwa naukowe pod adresem hiszpańskiego zespołu rosną , ale ci ostatni nie reagują. Na początku sierpnia Richard Pogge, administrator systemu SMARTS w międzyamerykańskim obserwatorium w Cerro Tololo, gdzie poczyniono inne obserwacje weryfikacyjne, zdołał prześledzić powiązania, które zostały wykonane z raportami. Konkluduje, że strona dla K40506A została skonsultowana rano w dniu26 lipcaz komputera w Instituto de Astrofísica de Andalucía , a dokładniej tego samego, którego tego samego wieczoru użyto do przesłania raportu do RPP, i ponownie28 lipca.

15 sierpniazespół Caltech składa oficjalną skargę do UAI, oskarżając zespół José Luisa Ortiza o poważne naruszenie etyki naukowej przez nieuznanie wykorzystania ich danych w ogłoszeniu odkrycia, a także zwraca się do RPP o cofnięcie statusu odkrywców Zespół José Luisa Ortiza. Publikują również w Internecie „ ścieżkę elektroniczną” demonstrującą te konsultacje z Hiszpanii. Ta skarga nie doszła do skutku i na początku września Mike Brown otrzymał wreszcie odpowiedź od José Luisa Ortiza; Ten ostatni ani nie zaprzecza, ani nie potwierdza, że ​​zapoznał się z raportami Caltech, ale raczej krytykuje zachowanie Mike'a Browna polegające na nieprzesyłaniu swoich ustaleń bezpośrednio do MPC, co uważa za sprzeczne z interesem naukowym.

16 września, José Luis Ortiz rozdaje list i przyznaje po raz pierwszy, że uzyskał dostęp do dzienników obserwacji Caltech, ale zaprzecza jakimkolwiek wykroczeniom, twierdząc, że było to po prostu częścią weryfikacji odkrycia nowego obiektu i że raporty te były dostępne publicznie . Co więcej, według jego relacji, dzienniki te zawierały zbyt mało informacji, aby mógł stwierdzić, czy był to ten sam przedmiot, co uzasadnia brak wzmianki.

Określenie

W tym samym czasie Hauméa otrzymuje tymczasowe oznaczenie  : 2003 EL 61 , „2003” na podstawie daty odkrycia przedstawionego przez zespół hiszpański. 7 września 2006, gdy jego orbita jest już ustabilizowana, obiekt otrzymuje numer 136108 i zostaje dopuszczony do oficjalnego katalogu mniejszych planet z oznaczeniem (136108) 2003 EL 61 .

Protokół UAI polega na tym, że uznanie za odkrycie małej planety należy do każdego, kto pierwszy prześle raport do MPC z wystarczającą ilością danych pozycyjnych do przyzwoitego określenia orbity, a uznawany odkrywca ma pierwszeństwo w jej nazwaniu. Wraca więc teoretycznie do José Luisa Ortiza i in. , Który proponuje nazwę Ataegina (lub Ataecina), to Iberyjski boginię z podziemi . Jako bóstwo chtoniczne , Ataegina byłaby odpowiednią nazwą tylko wtedy, gdyby obiekt znajdował się w stabilnym rezonansie orbitalnym z Neptunem, ale rezonans Hauméi jest niestabilny.

Kierując się wytycznymi ustalonymi przez UAI, że klasycznym obiektom Pasa Kuipera ( cubewanos ) nadawane są imiona mitologicznych istot związanych ze stworzeniem, zespół Caltech składa wwrzesień 2006nazwy z mitologii hawajskiej dla (136108) 2003 EL 61 i jego dwóch księżyców, z odniesieniem do lokalizacji Obserwatorium Mauna Kea i miejsca odkrycia satelitów. Haumea jest boginią płodności i narodzin , podczas gdy jego dwa znane księżyce są nazwane po dwóch córek Haumea: Hi'iaka , z opiekuńczy bogini na wyspie Hawaii , i Namaka , bogini wody .

Spór o autorstwo odkrycia obiektu opóźnia akceptację obu nazw i klasyfikację Hauméi jako planety karłowatej . 17 września 2008, UAI ogłasza, że ​​organizacje odpowiedzialne za nazywanie planet karłowatych zdecydowały się zachować propozycję Caltech. Zespół José Luisa Ortiza krytykuje ten wybór, sugerując, że gdyby Ataegina nie została zaakceptowana, UAI mógł przynajmniej wybrać trzecie nazwisko, które nie faworyzowało żadnej ze stron.

Data odkrycia zgodnie z ogłoszeniem to 7 marca 2003 r., wskazane miejsce znaleziska to Obserwatorium Sierra Nevada, a pole na nazwisko odkrywcy pozostaje puste. Stephen P. Maran i Laurence A. Marschall komentują , że jeśli spór nigdy nie został właściwie rozwiązany , a ogólne odczucie zamiast tego skupiło się na faktycznym wyborze , badacze w przyszłości skupią się bardziej na wkładzie naukowym Hauméi jedynie w kontekście jego odkrycie.

Status

Hauméa jest planetą karłowatą, a dokładniej plutoidem, ponieważ znajduje się poza orbitą Neptuna . Oznacza to, że krąży wokół Słońca i jest na tyle masywna, że ​​została zaokrąglona przez własną grawitację, ale nie zdołała oczyścić okolic swojej orbity . Ponieważ jest daleka od bycia sferoidą , toczy się debata, czy rzeczywiście znajduje się w równowadze hydrostatycznej . Jednak astronomowie zgadzają się, że równowaga jest dobrze osiągnięta, ale jej nietypowy kształt wynika z bardzo szybkiej rotacji.

Charakterystyka fizyczna

Obrót

Hauméa wykazuje duże wahania jasności w okresie 3,9 godziny. Można to wytłumaczyć jedynie okresem rotacji o takim czasie trwania. Jest to najszybszy obrót wszystkich znanych ciał równowagi hydrostatycznej w Układzie Słonecznym oraz wszystkich znanych ciał o średnicy większej niż 100  km . Podczas gdy większość wirujących i zrównoważonych ciał jest spłaszczona w sferoidy (lub elipsoidy obrotowe), Hauméa kręci się tak szybko, że przekształca się w trójosiową elipsoidę przypominającą piłkę do futbolu amerykańskiego lub rugby . Ta niezwykła szybka rotacja byłaby spowodowana uderzeniem w źródło jego satelitów i kolizyjnej rodziny . Proponuje się również inny mechanizm formacji, aby wyjaśnić tę prędkość obrotową: rozszczepienie obrotowe. Obiekt zwolniłby wówczas na jeszcze szybszy okres rotacji, który spowodowałby jego rozdzielenie, tworząc swoje satelity i zderzenia rodziny, a nie przez uderzenie.

Może nie jest jedynym ciałem z Pasa Kuipera kręcącym się tak szybko. W 2002 roku Jewitt i Sheppard zasugerowali, że (20 000) Varuna może mieć podobny kształt, opierając się na jego szybkim obrocie.

Płaszczyzna równika Hauméi jest nieznacznie przesunięta w stosunku do płaszczyzn orbitalnych jej pierścienia i najbardziej zewnętrznego księżyca Hiʻiaki . Chociaż Ragozzine i Brown w 2009 roku zakładali, że jest współpłaszczyznowa z płaszczyzną orbity Hiʻiaki, ich modele kolizyjnego formowania się satelitów Hauméa systematycznie sugerują, że płaszczyzna równika planety karłowatej jest nieco przesunięta w stosunku do płaszczyzny orbity. Potwierdzają to obserwacje zakrycia gwiezdnego przeprowadzone przez Hauméa w 2017 roku, które ujawniają obecność pierścienia pokrywającego się w przybliżeniu z płaszczyzną orbity Hiʻiaki i równikiem Hauméa. Matematyczna analiza danych okultacyjnych dokonana przez Kondratiewa i Kornouchowa w 2018 r. umożliwia ograniczenie względnych kątów nachylenia równika Hauméa do płaszczyzn orbitalnych jego pierścienia i Hiʻiaki, które są zatem nachylone odpowiednio o 3,2  ±  1,4  stopnia i 2,0  ±  1,0  stopnia względem równika Hauméa. Otrzymano również dwa rozwiązania dla nachylenia osi Hauméa, wskazując na współrzędne równikowe ( α , δ ) = (282,6 °, –13,0 °) lub (282,6 °, –11,8 °).

Masa i wymiary

Ponieważ Hauméa ma księżyce, masę układu można obliczyć na podstawie ich orbit, korzystając z trzeciego prawa Keplera . Wynik to 4,2 × 10 21  kg , co odpowiada 28% masy układu plutonowskiego i 6% masy Księżyca , wiedząc, że prawie 99% tej masy stanowi Hauméa.

Rozmiar ciała niebieskiego można wywnioskować z jego pozornej wielkości , odległości i albedo . Obiekty wydają się być jasne dla obserwatorów na Ziemi, ponieważ są duże lub silnie odbijają światło. Jeśli można określić ich współczynnik odbicia (albedo), można z grubsza oszacować ich rozmiar; tak jest w przypadku Hauméi, która jest wystarczająco duża i jasna, aby można było zmierzyć jej emisję cieplną . Jednak obliczenia jego wymiarów są zdezorientowane przez jego szybką rotację, powodującą wahania jasności z powodu naprzemiennego widoku z boku i widoku krańców z Ziemi.

Przeprowadzono kilka obliczeń elipsoidalnego kształtu Hauméa. Pierwszy model, wyprodukowany rok po odkryciu Hauméi, został obliczony na podstawie obserwacji jej krzywej blasku w zakresie widzialnym  : jego całkowita długość wynosiłaby od 1960 do 2500  km z wizualnym albedo ( pv ) większym do 0,6. Najbardziej prawdopodobnym kształtem jest trójosiowa elipsoida o przybliżonych wymiarach 2000 × 1500 × 1000  km , ze średnim albedo 0,71. Obserwacje Kosmicznego Teleskopu Spitzera dają średnią średnicę 1150+250
−100 km i albedo 0,84+0,1
−0,2z fotometrii przy długościach fal w podczerwieni 70  μm . Późniejsze analizy krzywej blasku sugerują, że równoważna średnica koła wynosi 1450  km . Te różne pomiary wyjaśniają, jak złożony jest pomiar rzeczywistych rozmiarów tej planety karłowatej.

W 2010 r. analiza pomiarów wykonanych przez teleskop kosmiczny Herschel ze starymi pomiarami teleskopu Spitzera daje nowe oszacowanie równoważnej średnicy Hauméa na około 1300  km . W 2013 r. Kosmiczny Teleskop Herschela mierzy równoważną średnicę kołową Hauméa na poziomie około 1240+69
−58 km .

Jednak obserwacje zakrycia gwiezdnego wstyczeń 2017poddaj w wątpliwość wszystkie te wnioski. Zmierzona forma Hauméi, choć wydłużona, jak wcześniej zakładano, wydaje się mieć znacznie większe wymiary. Tak więc Hauméa miałaby w przybliżeniu średnicę Plutona wzdłuż jego najdłuższej osi i mniej więcej połowę między jego biegunami. Otrzymany gęstość obliczoną ze stwierdzonych postaci Haumea wynosi około 1,8  g / cm 3 , a zatem bardziej zgodne z gęstością innych dużych obiektów transneptunian. Ten wynikowy kształt może być niekompatybilny z jednorodnym ciałem w równowadze hydrostatycznej .

Kompozycja

Rotacja i amplituda krzywej światła Hauméa nakładają silne ograniczenia na kompozycję. Gdyby Hauméa znajdowała się w równowadze hydrostatycznej , mając niską gęstość, jak Pluton, z grubą warstwą lodu na małym skalistym jądrze , jej szybka rotacja wydłużyłaby ją w stopniu większym, niż pozwalają na to wahania jasności. Takie rozważania ograniczają zatem jego gęstość do zakresu od 2,6 do 3,3 g/cm 3 . Dla porównania, gęstość ciała skalistego, takiego jak Księżyc, wynosi 3,3 g/cm 3 , podczas gdy Pluton, typowy dla lodowych obiektów Pasa Kuipera, ma gęstość 1,86 g/cm 3 .

Wysoka gęstość Hauméa obejmuje gęstości minerałów krzemianowych, takich jak oliwin i piroksen , które stanowią wiele obiektów skalnych w Układzie Słonecznym. Sugeruje to, że większość Hauméa jest skalista, pokryta stosunkowo cienką warstwą lodu. Gruba warstwa lodu, bardziej typowa dla obiektów Pasa Kuipera, zostałaby potencjalnie zniszczona podczas uderzenia, które utworzyło jego Rodzinę Zderzeniową. Ta szczególna kompozycja prowadzi Mike'a Browna do porównania obiektu do drażetki M&M .

Rdzeń otoczony jest lodowym płaszczem o grubości od około 70  km na biegunach do 170  km wzdłuż najdłuższej osi, stanowiący do 17% masy Hauméa. Średnią gęstość Hauméa szacuje się wówczas na 2,018  g/cm 3 , z albedo 0,66.

Badanie z 2019 roku próbuje rozwiązać sprzeczne miary kształtu i gęstości Hauméa poprzez modelowanie numeryczne Hauméi jako zróżnicowanego ciała. Zgodnie z tym, wymiary 2100 × 1680 × 1074  km (oś długa wymodelowana w odstępach 25  km ) najlepiej pasują do kształtu Hauméa obserwowanego podczas okultacji w 2017 roku, a jednocześnie są zgodne z elipsoidalnymi kształtami powierzchni i jądra w równowaga hydrostatyczna. Zmieniony rozwiązanie postaci Haumea oznacza, że posiada rdzeń w przybliżeniu 1626 x 1446 x 940  km , przy stosunkowo dużej gęstości od 2,68  g / cm 3 , wskazując kompozycję głównie z uwodnionych krzemianów, takie jak kaolinit .

Co więcej, skład hipotetycznej atmosfery Hauméa jest nieznany i astronomowie zakładają, że nie ma ona magnetosfery .

Powierzchnia

W 2005 roku teleskopy Gemini i Keck uzyskały widma elektromagnetyczne z Hauméa, wykazujące silne właściwości krystalicznego lodu wodnego, podobne do powierzchni Charona , księżyca Plutona. Jest to godne uwagi, ponieważ krystaliczny lód zwykle tworzy się w temperaturach powyżej 110  K , podczas gdy temperatura powierzchni Hauméi jest niższa niż 50  K , czyli w temperaturze, w której przewiduje się tworzenie lodu amorficznego .

Dodatkowo struktura krystalicznego lodu jest niestabilna pod ciągłym deszczem promieni kosmicznych i energetycznych cząstek ze Słońca uderzających w obiekty transneptunowe. Opóźnienie powrotu lodu krystalicznego do postaci lodu amorficznego pod wpływem tego bombardowania jest rzędu dziesięciu milionów lat, podczas gdy Hauméa znajdowała się w tej strefie temperatur Układu Słonecznego od miliardów lat. Uszkodzenia radiacyjne powodują również przyciemnienie i zaczerwienienie powierzchni obiektów transneptunowych, których wspólnymi materiałami powierzchniowymi są lody organiczne i tholiny . W związku z tym widma i indeks kolorów sugerują, że Hauméa i jej członkowie rodziny z katastrofą przeszli niedawną zmianę nawierzchni, która spowodowała pojawienie się świeżego lodu. Jednak nie jest sugerowany żaden wiarygodny mechanizm resurfacingu. Zaproponowano inne mechanizmy ogrzewania pozwalające na obecność tego lodu, takie jak ogrzewanie pod wpływem pływów dzięki orbitom jego księżyców czy rozpad izotopów promieniotwórczych .

Hauméa jest jasna jak śnieg , z albedo między 0,6 a 0,8, co odpowiada krystalicznemu lodowi. Inne duże obiekty, takie jak Eris, wydają się mieć przynajmniej tak wysokie albedo. Najlepiej przystosowane modelowanie zgodnie z przeprowadzonymi widmami sugeruje, że od 66% do 80% powierzchni Hauméa wydaje się być czystym krystalicznym lodem wodnym, z możliwym cyjanowodorem lub glinkami warstwowymi przyczyniającymi się do wysokiego albedo. Mogą być również obecne nieorganiczne sole cyjankowe, takie jak cyjanek miedzi i potasu .

Jednak inne badania widm w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni sugerują zamiast tego jednorodną powierzchnię pokrytą mieszaniną lodu amorficznego i krystalicznego 1:1, zawierającą nie więcej niż 8% materii organicznej. Brak hydratu amoniaku wyklucza kriowulkanizm, a obserwacje potwierdzają, że zderzenie musiało mieć miejsce ponad 100 milionów lat temu, zgodnie z badaniami dynamicznymi. Brak mierzalnego metanu w widmach Hauméa jest zgodny z efektem, który wyeliminowałby te lotne substancje , w przeciwieństwie do Makémaké .

Poza dużymi fluktuacjami krzywej światła Hauméa wynikającymi z jej kształtu, która wpływa jednakowo na wszystkie kolory, mniejsze niezależne zmiany kolorów obserwowane w widzialnych długościach fal i bliskiej podczerwieni pokazują obszar powierzchni, który różni się zarówno kolorem, jak i albedo. Dokładniej, duży ciemnoczerwony obszar na lśniącej białej powierzchni Hauméa jest obserwowany wwrzesień 2009. Jest to prawdopodobnie charakterystyka uderzenia wskazująca na obszar bogaty w minerały i związki organiczne, a może wyższy udział lodu krystalicznego.

Orbita

Charakterystyka orbity

Hauméa wykonuje obrót wokół Słońca z okresem orbitalnym 284 lat ziemskich i orbitą typową dla dużych sześcianów (jej klasyfikacja w momencie odkrycia): dość ekscentryczna , jej peryhelium wynosi blisko 35 AU, a aphelia sięga 51 AU . Ostatni raz przechodzi do aphelium na początku 1992 roku i znajduje się w latach 2020 ponad 50 jednostek astronomicznych od Słońca, a peryhelium spodziewane jest w 2133 roku.

Orbita Hauméi ma nieco większy mimośród niż orbita innych członków jej kolizyjnej rodziny . Uważa się, że jest to spowodowane słabym rezonansem orbitalnym Hauméi 7:12 z Neptunem stopniowo zmieniającym swoją początkową orbitę w ciągu miliarda lat poprzez mechanizm Kozai , kompromis między nachyleniem orbity a zwiększeniem jej ekscentryczności. Jego nachylenie orbity pozostaje znaczące w odległości ponad 28° od ekliptyki .

Przerywany rezonans z Neptunem

Haumea znajduje się w niskim rezonansie orbitalnym przerywanym 7:12 Neptun: co dwanaście okrążeń Neptuna wokół Słońca, Haumea tworzy siedmiu Synów.Węzeł wstępujący wykonuje precesję z okresem około 4,6 miliona lat. Rezonans jest przerywany dwa razy w cyklu precesji, czyli co 2,3 miliona lat, by powrócić sto tysięcy lat później. Tak więc nazewnictwo tego konkretnego rezonansu różni się wśród astronomów, ale nie można go uznać za stabilne. Na przykład Marc William Buie nie kwalifikuje Hauméi jako rezonującej. Ω{\ styl wyświetlania \ Omega}

Widoczność

Z pozorną jasnością 17,3 magnitudo w 2021 roku, Hauméa jest trzecim najjaśniejszym obiektem w pasie Kuipera po Plutonie i Makemake. Można go łatwo zaobserwować za pomocą dużego teleskopu amatorskiego .

Pomimo względnej widoczności, jego odkrycie nastąpiło późno, ponieważ pierwsze przeglądy odległych obiektów początkowo koncentrowały się na obszarach w pobliżu ekliptyki , co jest konsekwencją faktu, że planety i większość małych ciał w Układzie Słonecznym mają wspólną płaszczyznę orbity z powodu formowania się Układ Słoneczny w dysku protoplanetarnym . Co więcej, będąc blisko aphelium w momencie jego odkrycia, miał mniejszą prędkość orbitalną, co utrudniało odróżnienie go od gwiazdy.

Procesja

Satelity

Hauméa ma co najmniej dwa naturalne satelity  : Hiʻiaka i Namaka . Darin Ragozzine i Michael E. Brown odkryli je w 2005 roku dzięki obserwacjom z Obserwatorium WM Kecka . Ich widmo, a także linie absorpcyjne podobne do tych z Hauméi, prowadzą do wniosku, że scenariusz przechwytywania jest mało prawdopodobny dla powstania układu i że księżyce prawdopodobnie powstały z fragmentów pochodzących z samej Hauméi w wyniku uderzenia. Inny proponowany mechanizm formacji, rozszczepienie rotacyjne, sugeruje raczej, że Hauméa rozpadłaby się z powodu zbyt szybkiego obrotu, aby utworzyć satelity.

Hiʻiaka, oficjalnie Hauméa I Hiʻiaka, tymczasowo S/2005 (136108) 1 i pierwszy przydomek Rudolph (po angielsku Rudolph  ; od jednego z reniferów Świętego Mikołaja ) przez zespół Caltech, zostaje odkryty na26 stycznia 2005. Jest to najbardziej zewnętrzny i jaśniejszy księżyc z tych dwóch. Ma średnicę około 310  km i okrąża Hauméę niemal po okręgu co 49 dni z półosią wielką o długości około 49 500  km . Znana jest tylko całkowita masa układu, ale zakładając, że satelita ma tę samą gęstość i to samo albedo co Hauméa, jego masa sięgałaby 1% tej ostatniej. Silna charakterystyka absorpcji przy 1,5 i 2 mikrometrach w widmie podczerwonym wskazuje, że prawie czysty krystaliczny lód wodny pokrywa większość powierzchni, co jest rzadkością w przypadku obiektu Pasa Kuipera.

Namaka, oficjalnie Hauméa II Namaka, tymczasowo S / 2005 (136108) 2 i pierwszy przydomek Éclair (po angielsku Blitzen  ; po innym reniferze Świętego Mikołaja), odkryto na30 czerwca 2005 r.. Jest to jedna dziesiąta masy Hiʻiaki i 170  km średnicy. Okrąża Hauméę w ciągu 18 dni po bardzo eliptycznej orbicie nachylonej o 13° w stosunku do drugiego księżyca, powodując zakłócenie jej orbity. Stosunkowo duża mimośrodowość oraz wzajemne nachylenie orbit satelitów jest nieoczekiwane, ponieważ powinny one być tłumione przez przyspieszenie pływowe . Stosunkowo niedawne przejście przez rezonans 3:1 z Hiʻiaką może wyjaśnić obecne orbity księżyców Hauméi.

W 2009 i 2010 roku orbity księżyców wydają się niemal dokładnie wyrównane względem Ziemi, a Namaka okresowo zasłania Hauméę. Obserwacja takich tranzytów dostarcza dokładnych informacji o wielkości i kształcie Hauméi i jej księżyców, tak jak w przypadku układu plutonowskiego .

Pierścień

21 stycznia 2017 r., Hauméa ukrywa gwiazdę URAT1 533–182543. Obserwacje tego wydarzenia przeprowadzone przez międzynarodowy zespół pod kierownictwem José Luisa Ortiza Moreno z Instituto de Astrofísica de Andalucía w artykule opublikowanym w Nature pozwalają nam wywnioskować obecność cienkiego i ciemnego pierścienia planetarnego wokół planety karłowatej. To pierwsze i jedyne wykrycie pierścienia wokół planety karłowatej. Jest to również jedyny pierścień, który nigdy z pewnością nie został wykryty wokół obiektu transneptunowego.

Pierścień ma prawie 70 km szerokości, geometryczne albedo 0,5 i znajduje się 2287 km od centrum Hauméa, czyli nieco ponad 1000 km od jej powierzchni. Jest więc bliżej pierścieni (10199) Chariclo lub potencjalnych pierścieni (2060) Chirona niż pierścieniom planet olbrzymów, które są proporcjonalnie mniej oddalone od ciała centralnego. Pierścień przyczyniłby się do 5% całkowitej jasności planety karłowatej. W badaniu z 2017 roku wykazano, że płaszczyzna pierścienia jest współpłaszczyznowa z płaszczyzną równikową Hauméi i pokrywa się z płaszczyzną orbity największego księżyca zewnętrznego, Hiʻiaki . W następnym roku inne symulacje przeprowadzone dzięki zakryciu wykazały, że pierścień jest nachylony o 3,2  ±  1,4  stopnia w stosunku do płaszczyzny równikowej planety karłowatej.

Pierścień jest zbliżony do rezonansu spin-orbita 3:1 z obrotem Hauméa (co odpowiada promieniowi 2285 ± 8  km od centrum Hauméa). W ten sposób Hauméa wykonuje trzy obroty na sobie, gdy pierścień robi rewolucję. W badaniu na pierścieniu cząstek dynamiki opublikowane w 2019 Othon Cabo Winter i wsp wykazania, że 3: 1 rezonans z obrotem Haumea się dynamiczne niestabilne, ale istnieje obszar stabilny w przestrzeni fazy. Zgodnych z obecnym miejscu pierścienia . Wskazuje to, że cząstki w pierścieniu pochodzą z okresowych orbit kołowych bliskich rezonansowi, ale nie do końca mu równych. Co więcej, po symulacjach istnienie pierścieni wokół obiektów niesymetrycznych osiowo, takich jak Hauméa, jest dozwolone tylko wtedy, gdy ich promień rezonansu 1: 2 jest mniejszy niż ich granica Roche , co wyjaśnia, dlaczego jest to jedyny obiekt transneptunowy wyposażony w taki system, dzięki do jego szybkiej rotacji.

Rodzina kolizyjna

Hauméa jest największym członkiem jego kolizyjnej rodziny , rodziny Hauméa . Jest to grupa obiektów astronomicznych o podobnych właściwościach fizycznych i orbitalnych, które powstałyby, gdy większe ciało odpowiadające proto-Hauméi zostałoby roztrzaskane przez uderzenie. Ta rodzina jest pierwszą zidentyfikowaną wśród obiektów transneptunowych i obejmuje, oprócz Hauméi i jej księżyców, w szczególności (55636) 2002 TX 300 (≈332  km ), (120178) 2003 OP 32 (≈276  km ), ( 145453) 2005 RR 43 (≈252  km ), (386723) 2009 YE 7 (≈252  km ), (24835) 1995 SM 55 (≈191  km ), (308193) 2005 CB 79 (≈182  km ), (19308) 1996 do 66 (≈174  km ). Jest to jedyna znana rodzina kolizji wśród obiektów transneptunowych.

Michael Brown i jego koledzy stawiają hipotezę, że rodzina jest bezpośrednim produktem uderzenia, które usunęło pokrywę lodową Hauméa, ale inni astronomowie sugerują inne pochodzenie: materia wyrzucona w początkowej kolizji zamiast tego połączyłaby się w duży księżyc Hauméa, który następnie rozpadł się w drugie zderzenie, rozrzucając jego odłamki na zewnątrz. Wydaje się, że ten drugi scenariusz daje rozrzut prędkości dla fragmentów, który jest bardziej zbliżony do rozrzutu prędkości zmierzonego empirycznie.

Obecność zderzającej się rodziny może sugerować, że Hauméa i jej „potomstwo” pochodziły z dysku Scattered Objects . Rzeczywiście, w obecnie słabo zaludnionym Pasie Kuipera prawdopodobieństwo takiej kolizji w okresie równym wiekowi Układu Słonecznego jest mniejsze niż 0,1%. Rodzina nie może mieć utworzone w pierwotnej Kuiper pasa gęstsze ponieważ taka spójna grupę przeszkadzał planetarnej migracji z Neptune , w taśmie, rzekomego przyczynę niskiej gęstości prądu. Dlatego wydaje się prawdopodobne, że obszar dynamicznego dysku rozproszonego, w którym prawdopodobieństwo takiego zderzenia jest znacznie wyższe, jest miejscem pochodzenia obiektu, który wygenerował Hauméę i jej rodzinę. Ostatecznie, ponieważ rozprzestrzenienie się grupy zajęłoby co najmniej miliard lat, zderzenie, które stworzyło rodzinę Hauméa, miało miejsce na początku historii Układu słonecznego .

Badanie

Hauméa nigdy nie była przelatywana przez sondę kosmiczną, ale w 2010 roku, po udanym przelocie Plutona przez New Horizons , przeprowadzono kilka badań w celu oceny wykonalności innych misji w celu zbadania Pasa Kuipera. .

Joel Poncy i jego współpracownicy szacują, że misja flyby Haumea może potrwać 14,25 lat stosując pomoc grawitacyjne z Jowiszem , w oparciu o dacie premiery wwrzesień 2025. Hauméa znajdowałaby się 48,18 AU od Słońca, kiedy sonda dotarła. Czas lotu 16,45 lat można również osiągnąć z datami startu wListopad 2026, wrzesień 2037 i Październik 2038.

Istnieją wstępne prace nad opracowaniem sondy przeznaczonej do badania systemu Humeen, przy czym masa sondy, źródło zasilania oraz układy napędowe są kluczowymi dziedzinami technologicznymi dla tego typu misji.

Bibliografia

• (fr) Ten artykuł jest częściowo lub w całości zaczerpnięty z anglojęzycznego artykułu Wikipedii zatytułowanego "  Haumea  " ( zobacz listę autorów ) .

1. (en) Jet Propulsion Laboratory , „  JPL Small-Body Database Browser: 136108 Haumea (2003 EL61)  ” .
2. (i) ET Dunham SJ Desch i L. Probst , „  Shape Haumea, składu, i struktura wewnętrzna  ” , astrofizycz- Journal , tom.  877, N O  1,22 maja 2019 r., s.  41 ( ISSN  1538-4357 , DOI  10.3847 / 1538-4357 / ab13b3 , odczyt online , dostęp 22 marca 2021 ).
3. (en) D. Ragozzine i ME Brown , „  Orbity i masy satelitów planety karłowatej Haumea (2003 EL61)  ” , The Astronomical Journal , tom.  137 N O  6,27 kwietnia 2009, s.  4766-4776 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.108 / 0004-6256 / 137/6/4766 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
4. (i) E. Lellouch C. kiss P. Santos-Sanz i TG Muller , „  «tNOS są zimne»: Badanie regionu trans Neptuna - II. Termiczna krzywa jasności (136108) Haumea  ” , Astronomy & Astrophysics , tom.  518,1 st lipca 2010, s.  L147 ( ISSN  0004-6361 i 1432-0746 , DOI  10.1051/0004-6361/201014648 , przeczytane online , skonsultowane 22 marca 2021 r. ).
5. https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?pc=1.1.3.0&n=Haumea
6. (en) Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown, Kristina M. Barkume, Emily L. Schaller, David L. Rabinowitz , „  Powierzchnia 2003 EL61 w bliskiej podczerwieni  ” , The Astrophysical Journal , tom.  655, N O  2luty 2007, s.  1172-1178 ( DOI  10.1086/509861 , podsumowanie ).
7. (w) IAU Centralnego Biura Astronomicznego telegramów "  Cua 8577: 2003 EL_61 2003 UB_313 2005 FY_9; C/2005 N6  ” , na www.cbat.eps.harvard.edu ,29 lipca 2005 r.(dostęp 3 kwietnia 2021 r . ) .
8. (en-US) Dennis Overbye , „  One Find, Two Astronomers: An Ethical Brawl  ” , The New York Times ,13 września 2005 r.( ISSN  0362-4331 , przeczytany online , dostęp 23 marca 2021 ).
9. Schilling 2009 , s.  196-198.
10. (w) NASA Astrobiology Magazine, „  Santa et al.  » , na www.astrobio.net ,10 września 2005.
11. (en) Michael E. Brown , „  Haumea  ” , na stronie www.mikebrownsplanets.com , Mike Brown's Planets,17 września 2008(dostęp 22 września 2008 r . ) .
12. (en-US) Kenneth Chang , „  Piecing Together the Clues of a Old Collision, Iceball by Iceball  ” , The New York Times ,20 marca 2007 r.( ISSN  0362-4331 , przeczytany online , dostęp 23 marca 2021 ).
13. Maran i Marschall 2009 , s.  160-162.
14. Schilling 2009 , s.  205-207.
15. (w) Maggie McKee, „  Nowy świat znaleziony w zewnętrznym układzie słonecznym  ” na www.newscientist.com , New Scientist,29 lipca 2005 r.(dostęp 14 lipca 2009 ) .
16. (w) "  Minor Planet Electronic Circular 2005 O36: 2003 EL61  " , Minor Planet Center (MPC) ,29 lipca 2005 r.( przeczytane online , konsultowane 5 lipca 2011 ).
17. (en) Jeff Hecht, „  Astronomer zaprzecza niewłaściwemu wykorzystaniu danych internetowych  ” , na stronie www.newscientist.com , NewScientist.com,21 września 2005 r..
18. Schilling 2009 , s.  208-210.
19. (w) "  Minor Planet Electronic Circular 2005 O41: 2003 UB313  " , Minor Planet Center (MPC) ,29 lipca 2005 r.( przeczytane online , konsultowane 5 lipca 2011 ).
20. (w) "  Minor Planet Electronic Circular 2005 O42: 2005 FY9  " , Minor Planet Center (MPC) ,29 lipca 2005 r.( przeczytane online , konsultowane 5 lipca 2011 ).
21. Schilling 2009 , s.  211-213.
22. (w) Michael E. Brown , „  Elektroniczny ślad odkrycia 2003 EL61  ” na web.gps.caltech.edu ,20 lipca 2005 r.(dostęp 23 marca 2021 r . ) .
23. (es) Pablo Santos Sanz, „  La historia de Ataecina vs Haumea  ” , na infoastro.com ,26 września 2008.
24. (i) Rachel Courtland, „  kontrowersyjne karzeł planeta końcu nazwie 'Haumea',  ” w www.newscientist.com , New Scientist ,18 września 2008.
25. (w) J. Kelly Beatty, „  Haumea: gra w nazwy planet karłowatych  ” na skyandtelescope.org , Sky & Telescope,19 września 2008.
26. (w) Minor Planet Center , „  (136108) Haumea = 2003 EL61  ” na stronie minorplanetcenter.net (dostęp 31 marca 2021 ) .
27. (w) JPL Small-Body Database , „  136108 Haumea (2003 EL61)  ” na ssd.jpl.nasa.gov (dostęp 31 marca 2021 ) .
28. (w) International Astronomical Union, „  Naming of astronomical objects: Minor Planets  ” na www.iau.org (dostęp 23 marca 2021 r . ) .
29. (i) Michael E. Brown , „  Haumea: najdziwniejsza znanego obiektu w pasie Kuiper  ” na web.gps.caltech.edu ,17 września 2008.
30. (en) Międzynarodowa Unia Astronomiczna, „  IAU wymienia piątą planetę karłowatą Haumea  ” , na www.iau.org ,17 września 2008(dostęp 23 marca 2021 r . ) .
31. (w) Robert D. Craig , Handbook of Polynesian Mythology , ABC-CLIO,2004( ISBN  978-1-57607-894-5 , czytaj online ) , s.  128.
32. (w) Emily Lakdawalla, „  Witamy w układzie słonecznym, Haumea, Hi'iaka i Namaka  ” na www.planetary.org ,17 września 2008.
33. (w) gazetera z Planetary scalonej "  Planet i nazwami satelitów i odkrywców  " na planetarynames.wr.usgs.gov , United States Geological Survey (USGS) .
34. (en-US) Rachel Courtland , „  Plutonopodobne obiekty, które należy nazwać 'plutoidami'  ” , w New Scientist ,11 czerwca 2008(dostęp 21 kwietnia 2021 ) .
35. (w) Edward LG Bowell, „  Plutoid wybrany jako nazwa dla obiektów Układu Słonecznego, takich jak Pluton  ” na www.iau.org ,11 czerwca 2008(dostęp 21 kwietnia 2021 ) .
36. Moltenbrey 2016 , s.  208.
37. Moltenbrey 2016 , s.  209.
38. (en) David L. Rabinowitz , Kristina Barkume , Michael E. Brown , Henry Roe et al. , „  Obserwacje fotometryczne ograniczające rozmiar, kształt i Albedo z 2003 EL61, szybko obracający się obiekt wielkości Plutona w Pasie Kuipera  ” , The Astrophysical Journal , tom.  639, N O  210 marca 2006 r., s.  1238-1251 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.1086/499575 , czytanie online , dostęp 21 marca 2021 ).
39. Dymock 2010 , s.  45.
40. (en) Michael E. Brown , Kristina M. Barkume Darin Ragozzine i Emilia L. Schaller , „  kolizyjnego rodziny lodowaty obiektów w pasie Kuiper  ” , Naturę , tom.  446 n O  7133,Marzec 2007, s.  294-296 ( ISSN  1476-4687 , DOI  10.1038 / nature05619 , czytaj online , dostęp 21 marca 2021 ).
41. (en) JL Ortiz , A. Thirouin , A. Campo Bagatin i R. Duffard , „  obrotowa rozszczepienie trans-Neptunian obiektów: przypadek Haumea  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  419 n O  3,21 stycznia 2012, s.  2315-2324 ( ISSN  0035-8711 , DOI  10.1111 / j.1365-2966.2011.19876.x , odczyt online , dostęp 10 kwietnia 2021 ).
42. (w) David C. Jewitt, Scott S. Sheppard , „  Właściwości fizyczne obiektu transneptunowego (2000) Varuna  ” , The Astronomical Journal , tom.  123 n O  4,kwiecień 2002, s.  2110-2120 ( DOI  10.1086/339557 , podsumowanie ).
43. (en) JL Ortiz , P. Santos-Sanz , B. Sicardy i G. Benedetti-Rossi , „  Rozmiar, kształt, gęstość i pierścień planety karłowatej Haumea z gwiazdy okultacja  ” , Przyroda , tom.  550 n O  7675,październik 2017, s.  219-223 ( ISSN  1476-4687 , DOI  10.1038 / nature24051 , czytaj online , dostęp 22 marca 2021 ).
44. (en) BP Kondratyev i VS Kornoukhov , „  Oznaczanie ciele planety karłowatej Haumea z obserwacji gwiaździstym przesłanianie i danych fotometrii  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  478 n O  3,21 sierpnia 2018 r., s.  3159-3176 ( ISSN  0035-8711 , DOI  10.1093 / mnras / sty1321 , czytaj online , dostęp 22 marca 2021 ).
45. (en) ME Brown , AH Bouchez , D. Rabinowitz i R. Sari , „  Keck Observatory Laser Guide Star Adaptive Optics Discovery and Characterization of Satellite to the Large Belt Belt Object 2003 EL61  ” , The Astrophysical Journal , vol. .  632, N O  1,3 października 2005, s.  L45 – L48 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.1086/497641 , przeczytaj online , dostęp 22 marca 2021 r. ).
46. (en) John Stansberry , Will Grundy , Mike Brown i Dale Cruikshank , „  Właściwości fizyczne pasa Kuipera i obiektów Centaura: ograniczenia z Kosmicznego Teleskopu Spitzera  ” , arXiv: astro-ph / 0702538 ,5 listopada 2007 r.( przeczytaj online , konsultacja 22 marca 2021 r. ).
47. Moltenbrey 2016 , s.  210.
48. (w) Pedro Lacerda i David C. Jewitt , „  Gęstości obiektów Układu Słonecznego na podstawie ich krzywych rotacji światła  ” , The Astronomical Journal , tom.  133 n O  4,26 lutego 2007, s.  1393-1408 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.1086/511772 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
49. (w) S. Fornasier , E. Lellouch , T. Müller i P. Santos-Sanz , „  TNOs are Cool: Survey of the trans-Neptunian region - VIII. Połączone obserwacje Herschel PACS i SPIRE dziewięciu jasnych celów na 70-500 μm  ” , Astronomy & Astrophysics , tom.  555,1 st lipca 2013, A15 ( ISSN  0004-6361 i 1432-0746 , DOI  10.1051/0004-6361/201321329 , przeczytane online , konsultowane 22 marca 2021 r. ).
50. (w) Alexandra C. Lockwood , Michael E. Brown i John Stansberry , „  Rozmiar i kształt planety karłowatej Haumea podłużna  ” , Ziemia, Księżyc i planety , tom.  111 n O  3,1 st maja 2014, s.  127-137 ( ISSN  1573-0794 , DOI  10.1007 / s11038-014-9430-1 , czytanie online , dostęp 22 marca 2021 ).
51. (w) David R. Williams, „  Solar System Small Worlds Fact Sheet  ” na nssdc.gsfc.nasa.gov 18 4t 2016 (dostęp 22 marca 2021 ) .
52. Moltenbrey 2016 , s.  211.
53. (w) Solar System Exploration NASA, „  W głębi | In Haumea  ” , na solarsystem.nasa.gov (dostęp 3 kwietnia 2021 r . ) .
54. (w) F. Merlin, A. Guilbert C. Dumas, MA Barucci, C. de Bergh, P. Vernazza , „  Właściwości lodowego obszaru NWT 136108 (2003 EL 61 )  ” , Astronomia i astrofizyka , lot.  466 n O  3,maj 2007, s.  1185-1188 ( DOI  10.1051/0004-6361: 20066866 , streszczenie ).
55. (w) Lot kosmiczny teraz | Obserwatorium Gemini, „  Charon: maszyna do lodu w ostatecznym głębokim zamrożeniu  ” , na spaceflightnow.com ,17 lipca 2007(dostęp 22 marca 2021 r . ) .
56. (en) Michael E. Brown , "  The Largest Kuiper Belt Objects  " , The Solar System Beyond Neptune ,2008, s.  16 ( czytaj online , konsultowane 22 marca 2021 r. ).
57. (w) David L. Rabinowitz , E. Bradley Schaefer , Martha Schaefer i Suzanne W. Tourtellotte , „  Młodzieńczy wygląd kolizyjnej rodziny EL61 z 2003 r.  ” , The Astronomical Journal , tom.  136 n O  4,8 września 2008, s.  1502-1509 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.108 / 0004-6256 / 136/4/1502 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
58. (w) C. Dumas , B. Carry , D. Hestroffer i F. Merlin , „  Obserwacje wysokokontrastowe (136108) Haumea – krystaliczny układ wielokrotny woda-lód  ” , Astronomy & Astrophysics , tom.  528,1 st kwiecień 2011, A105 ( ISSN  0004-6361 i 1432-0746 , DOI  10.1051/0004-6361/201015011 , odczyt online , dostęp 3 kwietnia 2021 r. ).
59. (w) Prabal Saxena , Joe Renaud , G. Wade Henning i Martin Jutzi , „  Znaczenie ogrzewania pływowego dla dużych TNO  ” , Icarus , tom.  302,marzec 2018, s.  245-260 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2017.11.023 , przeczytaj online , dostęp 3 kwietnia 2021 ).
60. (w) ME Brown , EL Schaller , HG Roe i DL Rabinowitz , „  Bezpośredni pomiar wielkości 2003 UB313 z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a  ” , The Astrophysical Journal , tom.  643 n o  1,4 maja 2006 r., s.  L61 – L63 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.1086/504843 , przeczytaj online , dostęp 22 marca 2021 r. ).
61. (w) N. Pinilla-Alonso , R. Brunetto , J. Licandro i R. Gil-Hutton , „  Obszar (136108) Haumea (2003 EL61), największy ubogi w węgiel obiekt w pasie transneptunowym  ” , Astronomia i astrofizyka , tom.  496 n O  21 st marca 2009, s.  547-556 ( ISSN  0004-6361 i 1432-0746 , DOI  10.1051/0004-6361 / 200809733 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
62. (w) SC Tegler , WM Grundy , W. Romanishin i GJ Consolmagno , „  Spektroskopia optyczna obiektów dużego pasa Kuipera 136472 (2005 FY9) i 136108 (2003 EL61)  ” , The Astronomical Journal , tom.  133 n O  28 stycznia 2007 r., s.  526-530 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.1086/510134 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
63. (w) Pedro Lacerda , David Jewitt i Nuno Peixinho , „  Wysokoprecyzyjna fotometria ekstremalnego KBO 2003 EL61  ” , The Astronomical Journal , tom.  135 n O  5,2 kwietnia 2008, s.  1749-1756 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.1088/0004-6256 / 135/5/1749 , czytanie online , dostęp 22 marca 2021 ).
64. (w) Pedro Lacerda , "  Rozdzielcza w czasie fotometria w bliskiej podczerwieni obiektu Pasa Kuipera Haumea extreme  " , The Astronomical Journal , tom.  137 n O  229 stycznia 2009, s.  3404-3413 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.108 / 0004-6256 / 137/2/3404 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
65. (w) Pedro Lacerda , „  Ciemna plama na czerwonej KBO Haumea  ” , Lodowe ciała Układu Słonecznego , tom.  263,2010, s.  192-196 ( DOI  10.1017 / S1743921310001730 , przeczytane online , dostęp 22 marca 2021 ).
66. (w) Personel Space.com, „  Dziwna planeta karłowata ma czerwoną plamę  ” na Space.com ,16 września 2009(dostęp 22 marca 2021 r . ) .
67. (en) NEODyS , „  (136108) Haumea: Ephemerides  ” , na newton.spacedys.com (dostęp 21 marca 2021 r . ) .
68. (w) Jet Propulsion Laboratory , „  HORIZONS Web-Interface: 136108 Haumea (2003 EL61)  ” na ssd.jpl.nasa.gov (dostęp 21 marca 2021 ) .
69. (w) Marc J. Kuchner , Michael E. Brown i Matthew Holman , „  Długoterminowa dynamika i inklinacje orbitalne obiektów klasycznego pasa Kuipera  ” , The Astronomical Journal , tom.  124 n O  2sierpień 2002, s.  1221-1230 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.1086/341643 , przeczytane online , dostęp 21 marca 2021 ).
70. (w) D. Nesvorny i F. Roig , „  Rezonanse ruchu średniego w regionie transneptuńskim: część II: rezonanse 1:2, 3:4 i słabsze  ” , Icarus , tom.  150 n o  1,1 st marca 2001, s.  104-123 ( ISSN  0019-1035 , DOI  10.1006 / icar.2000.6568 , czytanie online , dostęp 21 marca 2021 ).
71. (w) Marc William Buie , "  Fit Orbit i rekord astrometryczna za 136108  " , SwRI Boulder Urzędu na www.boulder.swri.edu (dostęp 21 marca 2021 ) .
72. (w) CA Trujillo i ME Brown , "  The Caltech Wide Area Sky Survey  " , Ziemia, Księżyc i planety , tom.  92, n o  1,1 st czerwiec 2003, s.  99–112 ( ISSN  1573-0794 , DOI  10.1023 / B: MOON.0000031929.19729.a1 , odczyt online , dostęp 21 marca 2021 ).
73. (w) Michael E. Brown , Chadwick Trujillo i David Rabinowitz , „  Odkrycie kandydującej planetoidy wewnętrznej chmury Oorta  ” , The Astrophysical Journal , tom.  617 n o  1,10 grudnia 2004 r., s.  645-649 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.1086 / 422095 , czytaj online , dostęp 21 marca 2021 ).
74. (w) ZM Leinhardt, RA i ST Marcus Stewart, „  Tworzenie rodziny kolizyjnej wokół planety karłowatej Haumea  ” , The Astrophysical Journal, 714 (2), 1789 , tom.  714, N O  22010, s.  11 ( przeczytaj online ).
75. (en) ME Brown , MA van Dam , AH Bouchez i D. Le Mignant , „  Satelity z największych obiektów Pasa Kuipera  ” , Astrophysical Journal , vol.  639, N O  1,10 lutego 2006, s.  L43 - L46 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.1086/501524 , przeczytaj online , dostęp 23 marca 2021 ).
76. (w) „  Lista znanych obiektów transneptunowych  ” , Archiwum Johnstona1 st październik 2007.
77. (w) KM Barkume, ME Brown i EL Schaller , "  Woda lód na satelicie obiektu Pasa Kuipera z 2003 EL61  " , The Astrophysical Journal , tom.  640 n o  1,Marzec 2006, s.  L87-L89 ( DOI  10.1086 / 503159 , podsumowanie ).
78. (w) Centralne Biuro Telegramów Astronomicznych, „  CUAI 8636: S/2005 (2003 EL_61) 2; N LKM 2005; 2005ky  ” , na www.cbat.eps.harvard.edu ,1 st grudzień 2015(dostęp 23 marca 2021 r . ) .
79. (w) Central Bureau for Astronomical Telegrams, „  Circular No. 8949: Mutual events of (136108) 2003 EL61 and S/2005 (136108) 2  ” na www.cbat.eps.harvard.edu ,29 maja 2008.
80. (w) California Institute of Technology , "  Wzajemne wydarzenia Haumea i Namaka  " na web.gps.caltech.edu (dostęp 23 marca 2021 ) .
81. (w) Daniel C. Fabrycky , J. Holman , D. Ragozzine i ME Brown , „  Wzajemne zdarzenia 2003 EL61 i jego wewnętrzny satelita  ” , Biuletyn Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego , tom.  40,1 st wrzesień 2008, s.  36.08 ( przeczytany online , konsultowany 23 marca 2021 r. ).
82. LESIA - Paris Observatory , "  Pierwsze wykrycie pierścienia wokół planety karłowatej  " , na lesia.obspm.fr ,16 października 2017 r.(dostęp 23 marca 2021 r . ) .
83. „  Odkrycie: pierścień wokół planety karłowatej Haumea-Ciel & Espace  ” , na stronie www.cieletespace.fr (dostęp 11 października 2017 r . ) .
84. „  Pierścień dla planety karłowatej Haumea  ” , Sciences et Avenir (dostęp 23 marca 2021 ) .
85. (w) Iori Sumida , Yuya Ishizawa , Natsuki Hosono i Takanori Sasaki , „  Symulacje N-ciał procesu formowania pierścieni karłowatej planety Haumea wokół  ” , The Astrophysical Journal , tom.  897, N O  1,29 czerwca 2020 r., s.  21 ( ISSN  1538-4357 , DOI  10.3847 / 1538-4357 / ab93bb , odczyt online , dostęp 2 kwietnia 2021 ).
86. (en) B. Sicardy , R. Leiva , S. Renner i F. Roques , „  Dynamika pierścieni wokół ciał niesymetrycznych osiowo w zastosowaniu do Chariklo i Haumea  ” , Nature Astronomy , vol. 2  3, N O  2luty 2019, s.  146-153 ( ISSN  2397-3366 , DOI  10.1038 / s41550-018-0616-8 , odczyt online , dostęp 10 kwietnia 2021 ).
87. (w) BP Kondratyew i WS Kornouchow , „  Sekularna ewolucja pierścieni wirujących wokół trójosiowych ciał grawitacyjnych  ” , doniesienia astronomiczne , lot.  64 N O  10,1 st październik 2020, s.  870-875 ( ISSN  1562-6881 , DOI  10.1134 / S1063772920100030 , przeczytaj online , dostęp 23 marca 2021 ).
88. (w) OC Winter, G. i T. Motta Borderes-Ribeiro, „  O dzierżawie pierścienia wokół planety karłowatej Haumea  ” , „ Comiesięczne zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego” , tom.  484, n O  3,2019, s.  3765–3771 ( DOI  10.1093 / mnras / stz246 , arXiv  1902.03363 ).
89. (w) Benjamin CN Proudfoot i Darin Ragozzine , „  Modelowanie formowania się rodziny planety karłowatej Haumea  ” , The Astronomical Journal , tom.  157 N O  6,20 maja 2019 r., s.  230 ( ISSN  1538-3881 , DOI  10.3847 / 1538-3881 / ab19c4 , odczyt online , dostęp 23 marca 2021 ).
90. (en) D. Ragozzine i ME Brown , „  Członkowie kandydujące i wiek Oszacowanie Rodziny obiektów Pasa Kuipera 2003 EL61  ” , Astronomical Journal , vol.  134 N O  6,18 października 2007, s.  2160-2167 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.1086/522334 , czytanie online , dostęp 23 marca 2021 ).
91. (w) Audrey Thirouin , S. Scott Sheppard , Keith S. Noll i Nicholas A. Moskovitz , „  Właściwości rotacyjne członków i kandydatów rodziny Haumea: zmienność krótkoterminowa  ” , The Astronomical Journal , tom.  151 N O  6,25 maja 2016, s.  148 ( ISSN  1538-3881 , DOI  10.3847 / 0004-6256 / 151/6/148 , odczyt online , dostęp 10 kwietnia 2021 ).
92. (w) Hilke E. Schlichting i Re'em Sari , „  Ustanowienie kolizyjnej rodziny Haumea  ” , The Astrophysical Journal , tom.  700 n O  21 st sierpień 2009, s.  1242-1246 ( ISSN  0004-637X i 1538-4357 , DOI  10.108 / 0004-637X / 700/2/1242 , czytanie online , dostęp 23 marca 2021 ).
93. Moltenbrey 2016 , s.  212.
94. (en) Harold F. Levison Alessandro Morbidelli David Vokrouhlický i William F. Bottke , „  Na rozproszenia Disk pochodzenia z 2003 EL61 kolizyjnego rodziny - przykładem znaczenia kolizji na dynamikę małych ciał  ” , The Astronomical Journal , tom.  136 n O  3,6 sierpnia 2008, s.  1079-1088 ( ISSN  0004-6256 i 1538-3881 , DOI  10.108 / 0004-6256 / 136/3/1079 , czytanie online , dostęp 23 marca 2021 ).
95. (w) A. McGranaghan, B. Sagan, G. Dove, A. Tullos i in. , „  Ankieta możliwości misji do obiektów transneptunowych  ” , Journal of the British Interplanetary Society , tom.  64,2011, s.  296-303 ( Bibcode  2011JBIS... 64..296M , czytaj online ).
96. (en) Joel Poncy, Jordi Fontdecaba Baiga, Fred Feresinb i Vincent Martinota, „  Wstępna ocena orbitera w układzie Haumean: Jak szybko orbiter planetarny może dotrzeć do tak odległego celu?  » , Acta Astronautica , tom.  68, n kość  5-6,2011, s.  622–628 ( DOI  10.1016 / j.actaastro.2010.04.11 , Kod Bib  2011AcAau..68..622P ).
97. (w) Paul Gilster, „  Fast Orbiter to Haumea  ” na www.centauri-dreams.org ,14 lipca 2009 r.(dostęp 23 marca 2021 r . ) .
98. (w) Ashley Gleaves , „  Ankieta możliwości misji wobec obiektów transneptunowych – część II  ” , Projekty programu Chancellor's Honors ,1 st maja 2012( przeczytaj online , skonsultowano 3 kwietnia 2021 r. ).

Zobacz również

Bibliografia

 : dokument używany jako źródło tego artykułu.

• (pl) Michael E. Brown , Jak zabiłem Plutona i dlaczego to nadchodziło , Random House,2010, 288  s. ( ISBN  978-0385531108 ).
• Alain Doressoundiram i Emmanuel Lellouch , Na skraju układu słonecznego , Belin,2008, 159  s. ( ISBN  978-2-7011-4607-2 i 2-7011-4607-0 , OCLC  465989020 ).
• (pl) Roger Dymock , Asteroidy i planety karłowate i jak je obserwować , Springer ,2010, 248  s. ( ISBN  978-1-4419-6439-7 , 1-4419-6439-8 i 1-282-98393-8 , OCLC  694146723 , czytaj online ).
• (en) Stephen P. Maran i Laurence A. Marschall , Pluto Confidential: Insider Account of the Togoing Battles Over the Status of Pluto , BenBella Books, Inc,2009, 223  s. ( ISBN  978-1-935251-85-9 i 1-935251-85-6 , OCLC  798535276 , czytaj online ). . 
• (pl) Michael Moltenbrey , Świt małych światów: planety karłowate, asteroidy, komety , Springer,2016, 273  s. ( ISBN  978-3-319-23003-0 i 3-319-23003-4 , OCLC  926914921 , czytaj online ). . 
• (pl) Andrew S. Rivkin , Asteroidy, komety i planety karłowate , Greenwood Press / ABC-CLIO,2009, XVII-206  s. ( ISBN  0-313-34433-7 , 978-0-313-34433-6 i 0-313-34432-9 , OCLC  494691173 ).
• (en) Govert Schilling , Polowanie na planetę X: Nowe światy i los Plutona , Copernicus, coll.  „Kopernik”,2009, XIII-303  s. ( ISBN  978-0-387-77804-4 , czytaj online ). . 

Powiązane artykuły

• Planeta krasnoludków
• Pas Kuipera
• Obiekt transneptunowy
• Plutoid
• Cubewano
• Rodzina Hauméa

Linki zewnętrzne

• Ogłoszenia w ogólnych słownikach lub encyklopediach  : Brockhaus Enzyklopädie  • Encyclopædia Britannica  • Gran Enciclopèdia Catalana  • Hrvatska Enciklopedija  • Store norske leksikon
• Zasoby astronomiczne  :
  • Baza danych małych ciał JPL
  • (pl)  Centrum mniejszych planet
• (en) Wm. Robert Johnston, „  (136108) Haumea, Hi'iaka i Namaka  ” , Johnston's Archive,21 września 2014