Familia colisional de Haumea

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
A familia colisional de Haumea (en verde), outros KBOs clásicos (en azul), Plutinos e outros obxectos resonantes (en vermello) e obxectos do SDO (en gris). O radio é o eixo semi-maior e en angulo é expresada a inclinación orbital.

A familia de Haumea é a única familia de colisión identificada de obxectos trans-neptunianos; son pois o único grupo de (TNOs) con semellantes parámetros orbitais e espectrais (moi preto do xeo de auga puro) que suxire que foi orixinado por un impacto que recibiu o corpo proxenitor da familia de Haumea.[1] Os cálculos realizados indicarían que posiblemente sexa a única familia de colisión trans-neptuniana que exista.[2]

Características[editar | editar a fonte]

O planeta anano Haumea é o membro máis grande da familia, e posiblemente sexa o núcleo do seu proxenitor; outros membros identificados son as lúas de Haumea e os obxectos do cinto de Kuiper (55636) 2002 TX300, (24835) 1995 SM55, (19308) 1996 TO66, (120178) 2003 OP32, (145453) 2005 RR43, 1999 OY3, 2003 UZ117, e 2005 CB79, todos cunha velocidade de exección en relación con Haumea de menos de 150 m/s.[3] Os primeiros cinco obxectos do cinto de Kuiper teñen un diámetro estimado de 500 a 700 kms, e polo tanto poderían entrar na categoría de planetas ananos, os restantes son moito máis pequenos. A dispersión dos elementos orbitais propios dos membros está nunha porcentaxe baixísima (5% para o eixo semi-maior, 1.4° para a inclinación e 0,08 para a excentricidade). O diagrama ilustra os elementos orbitais da familia de Haumea en relación con outros TNOs.

Os obxectos teñen tamén características físicas comúns que inclúen cores neutrais e unha liña de absorción no espectro infravermello (a 1,5 e 2,0 μm) típica do xeo de auga.[4][5]

Formación e evolución[editar | editar a fonte]

A formación a partir dunha colisión precisa dun corpo proxenitor do redor de 1660 kms de diámetro, cunha densidade de ~2.0 g/cm³, semellante a de Plutón e Eris. Tralo impacto da colisión, a "Haumea primixenia" perdeu preto do 20% da súa masa, principalmente xeo e volveuse máis densa.[1]

As órbitas actuais dos membros da familia non poden ser explicadas só polo evento de colisión que xerou á propia familia. Para explica-la dispersión dos elementos orbitais dos membros da familia, sería necesaria unha velocidade de dispersión de ~400 m/s, pero está velocidade tería dispersado moito máis lonxe ós membros da familia. Este problema é só aplicable a Haumea; os elementos orbitais do resto dos obxectos da familia precisan dunha velocidade de dispersión de ~140 m/s. Para explicar este desencontro na velocidade de dispersión necesaria, Brown e o seu equipo suxeriron que inicialmente Haumea tiña uns elementos orbitais semellantes ós outros membros da familia e a súa órbita (especialmente excéntrica), cambiou co tempo despois da colisión. A diferencia doutros membros da familia, Haumea describe unha órbita un tanto caótica, preto dunha resonancia orbital de 7:12 con Neptuno, a cal puido incrementa-la excentricidade de Haumea ós seus valores actuais.[1]

Unha segunda proposta suxire unha orixe máis complexa da familia: o material expulsado na colisión inicial fusionouse nunha gran lúa de Haumea, a cal gradualmente incrementou a súa distancia respecto de Haumea debido ó efecto da evolución das mareas gravitatorias, e foi entón cando esta lúa foi alcanzada por unha segunda colisión, dispersando os seus restos.[3] Este segundo escenario produciríase a unha velocidade de dispersión de ~190 m/s, considerablemente máis próxima á velocidade de dispersión medida en ~140 m/s para os membros da familia; esta explicación esquivaría así o problema de explica-la enorme diferencia entre a velocidade de dispersión dos membros da familia que é do redor de ~140 m/s e a velocidade de escape de Haumea calculada en ~900 m/s.[3]

Haumea posiblemente non é o único obxecto de gran tamaño de forma elíptica, e de rápida rotación no cinto de Kuiper. No 2002, Jewitt e Sheppard suxeriron que Varuna podería ser elíptico baseándose na súa rápida rotación. Nos primeiros tempos da historia do Sistema Solar, a rexión trans-neptuniana contiña moitos máis obxectos que hoxe en dia, incrementando as posibilidades de colisión entre obxectos. As interaccións gravitacionais de Neptuno teñen enviado a moitos obxectos dende o cinto de Kuiper ó distante disco disperso.

A presencia da familia de colisión podería implicar que Haumea e a súa prole foron orixinados do disco disperso. Hoxe en día o cinto de Kuiper está escasamente poboado, a posibilidade dunha colisión acontecida coma a que deu nacemento á familia de Haumea é de menos do 0,1 por cento ó longo de todo o tempo de existencia do noso Sistema Solar. A familia non se podería terse formado nese moito máis denso cinto primordial de Kuiper, por que a formación dun grupo tan compacto sería interrompida pola migración de Neptuno cara as proximidades do cinto - pensase precisamente que esta é a causa pola que o cinto de Kuiper está hoxe en día escasamente poboado. Por conseguinte toma forza a opción da súa orixe no disco disperso, onde a súa maior densidade de obxectos propiciaría máis posibilidades para unha colisión, a cal tería formado a Haumea e a súa prole. As simulacións suxiren que a probabilidade de que exista outra familia semellante a de Haumea son dun 50%, dentro evidentemente do Sistema Solar, polo tanto é moi posible que Haumea sexa un tipo de familia de colisión único no Sistema Solar.[2]

Debido a que se estima coma mínimo en 1.000 millóns de anos o tempo necesario para que o grupo colisional se dispersase a coma está na actualidade, indicaría que o acontecemento da colisión tivo lugar nas primeiras etapas de vida do Sistema Solar[6]; estes indicios están en claro "conflito" cos indicios atopados por Rabinowitz e o seu equipo que se atoparon coas superficies relativamente novas da familia de Haumea (posiblemente as superficies terían menos de 100 millóns de anos), que amosarían unha colisión moito máis recente ou unha reestruturación da súas superficies "moi recente", estes indicios contraditorios confirman que aínda hai moito que afondar no coñecemento das partes máis externas e dos obxectos máis alonxados do Sistema Solar. Unha posible explicación para está controversia é que a radiación solar ó longo dun prazo de billóns de anos, puidera ter escurecido as superficies da familia de Haumea, aínda non foi atopada ninguha outra explicación plausible para explica-la xuventude das superficies da familia.[7]

Porén, estudos posteriores do espectro visible e infravermello suxiren que a superficie de Haumea está cuberta a partes iguais de xeo amorfo e xeo cristalino, xunto cun máximo do 8% de materiais orgánicos[8].Esta gran cantidade de xeo amorfo confirma que o evento colisional tivo que suceder hai máis de 100 millóns de anos. Esto concorda cos estudos dinámicos e eventualmente descartan a xuventude das superficies dos membros da familia de Haumea. A ausencia de compostos baseados no amoníaco exclúen o criovulcanismo e a ausencia de trazas de metano no espectro tamén indican que o evento colisional tería eliminado os compostos volátiles[9], en contraste con Makemake.[10]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). "A collisional family of icy objects in the Kuiper belt". Nature 446 (7133): 294–296. DOI:10.1038/nature05619. 
  2. 2,0 2,1 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, David Vokrouhlický and William F. Bottke (2008). "On a Scattered Disc Origin for the 2003 EL61 Collisional Family— an Example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Sodies". The Astronomical Journal 136: 1079–1088. DOI:10.1088/0004-6256/136/3/1079. http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/136/3/1079. 
  3. 3,0 3,1 3,2 Schlichting, Hilke E.; Re'em Sari (2009). "The Creation of Haumea's Collisional Family". The Astrophysical Journal. http://arxiv.org/abs/0906.3893. 
  4. e.g. N. Pinilla-Alonso, J. Licandro, R. Gil-Hutton and R. Brunetto The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: a case for a population of carbon-depleted TNOs?, A&A 468, L25-L28 (2007) [1]
  5. Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Lorenzi, V. (Xullo do 2008). "Visible spectroscopy in the neighborhood of 2003EL{61}" (abstract). Astronomy and Astrophysics 489 (1). http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...489..455P. 
  6. D. Ragozzine; M. E. Brown (04-09-2007). "Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61". The Astronomical Journal 134 (6): 2160–2167. DOI:10.1086/522334. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0709.0328R. 
  7. David L. Rabinowitz, Bradley E. Schaefer, Martha W. Schaefer, Suzanne W. Tourtellotte (2008). "The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family". ArXiv.org. http://arxiv.org/abs/0804.2864. 
  8. N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, T. L. Roush, and G. Strazzulla (Marzo do 2009). "Study of the Surface of 2003 EL61, the largest carbon-depleted object in the trans-neptunian belt" (PDF). Astronomy and Astrophysics 496 (2). http://arxiv.org/abs/0803.1080. 
  9. Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown, Kristina Barkume, Emily Shaller, David L. Rabinowitz (Febreiro do 2007). "The Surface of 2003 EL61 in the Near Infrared" (preprint). The Astrophysical Journal 655: 1172–1178. DOI:10.1086/509861. 
  10. S.C. Tegler, W. Grundy, W. Romanishin, G. Consolmagno, K. Mogren, F. Vilas. "Optical Spectroscopy of the Large Kuiper Belt Objects 136472 (2005 FY9) and 136108 (2003 EL61)". http://arXiv.org/abs/astro-ph/0611135. Consultado o 19-10-2008. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]