Haumea

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Haumea 🝻
Haumea
HUT tarafından elde edilen fotoğrafta Haumea (ortada) ve iki uydusu; Hiʻiaka, Haumea'nın üstünde ve Namaka aşağıda
Keşif
Keşfeden  Michael E. Brown
 José Luis Ortiz Moreno
Keşif yılı 28 Aralık 2004 (Brown ve diğ.)
Temmuz 2005 (Ortiz ve diğ.)
Tanımlamalar
MPC tanımlaması (136108) Haumea
Diğer adları 2003 EL61
Küçük gezegen kategorisi cüce gezegen
plütoid
TNO,[1][2]
7:12 rezonans
Haumea ailesi[3]
Sıfat Haumean
Yörünge Özellikleri[4]
Dönem 30 Kasım 2008 (JD 2454800.5)
Günberi 34,721 AB
5,194 Tm
Günöte 51,544 AB
7,710 Tm
Yarı büyük eksen (a) 43,132 AB
6,452 Tm
Dışmerkezlik (e) 0,195 01
Yörünge süresi (P) 103.468 g
283,28 y
Ortalama yörünge hızı 4,484 km/sn
Ortalama anomali 202,67°
Yörünge eğikliği (i) 28,22°
Yükselen düğüm boylamı (Ω) 121,10°
Enberi açısı (ω) 239,18°
Uydular 2
Fiziksel özellikler
Boyutlar ≈1.960 × 1.518 × 996 km (Keck)[5]
Ortalama yarıçap 620+34-29[6]
~650 km (Hershel)[7]
690 km[8]
575+125-50 km (Spitzer)[9]
≈718 km (Keck)
Yüzey alanı ≈6,91×106 km2
Kütle (4,006 ± 0.040)×1021 kg[10]
0,00066 M⊕
Yoğunluk 2,6–3,3 g/cm3[5]
Kütle çekimi 0,44 m/sn2
Kurtulma hızı 0,84 km/sn
Yıldız dönme süresi 0,163 146 ± 0,000 004 g
(3,915 5 ± 0,000 1 s)[11]
Beyazlık (albedo) 0,7 ± 0,1[5]
0,84 +0,1-0,2[9]
0,70–75[7]
Yüzey sıcaklığı <50 K[12]
Asteroit tayf sınıfı B-V=0.64, V-R=0.33[13]
B0-V0=0.646[14]
Görünür parlaklık  (V) 17,3 (karşı konum)[15][16]
Mutlak parlaklık  (V) 0,03 ± 0,43[4]

Haumea (küçük gezegen tanımı: 136108 Haumea; sembolü: 🝻)[17] Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir.[18] 2004 yılında Caltech'ten Michael E. Brown önderliğindeki bir takım tarafından ABD'de bulunan Palomar Gözlemevi'nde ve 2005 yılında J. L. Ortiz önderliğindeki bir takım tarafından İspanya'da bulunan Sierra Nevada Gözlemevi'nde keşfedildi. İkinci iddiaya itiraz edilmesi nedeniyle bu iddia resmî değildir. 17 Eylül 2008'de, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından cüce gezegen olarak kabul edildi ve Hawaii doğum tanrıçasının adı olan Haumea olarak adlandırıldı. Plüton'un sadece üçte biri kütlesindedir.[nb 1]

Haumea'nın aşırı şekil değiştirmesi bilinen cüce gezegenler arasında kendisini benzersiz yapar. Şeklinin doğrudan gözlemlenmemesine rağmen ışık eğrisinden yapılan hesaplamalar ve küçüğünden iki kat uzun olan ana ekseni ile bir Jacob elipsoid'i olduğu düşünülür. Yine de hidrostatik denge içinde rahat olması için yerçekiminin yeterli olduğuna inanılır. Bu onu cüce gezegen yapar. Bu uzanım onun yüksek yoğunluklu alışılmadık hızlı dönmesi ve yüksek yansıtabilirliği (kristalli buzun yüzeyinden) ile birlikte çarpma olaylarının sonucu olarak düşünülebilir. Bunlar Haumeayı en büyük 3. Neptün ötesi cisimler (TNO) ve bilinen iki büyük uydusu Hi'iaka ve Namaka'yı da içeren çarpışma ailesinin en büyük üyesi yapar.

Haumea kütle bakımından yaklaşık olarak Plüton'un 1/3'ü, Dünya'nın 1/1400'ü kadardır. Araştırmacılar 2017'de Haumea'nın bir halka sistemine sahip olduğunu yayınladı ve bu bir TNO'da keşfedilen halka sistemiydi.

Yakın bir zamana kadar Haumea'nın Hidrostatik dengede olabilmesi için yeterli yer çekimine sahip olduğu düşünülse dahi, şu anda varlığı belirsizdir.

Haumea'nın uzun şekli, yüksek hızlı dönüşü, halka sistemi ve yüksek albedosu

onun devasa bir çarpışmanın sonucu olduğunu göstermektedir. Bunun yanında, Haumea bu çarpışma ailesinin en büyük üyesi yapmaktadır, bu çarpışma ailesinin diğer üyeleri bir kaç TNO ve Haumea'nın iki uydusu, Hi'iaka ve Namaka'yı içermektedir.

Güneş Sistemi'ndeki en hızlı dönen cüce gezegendir.

Yörünge[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın yörüngesini tamamlaması 284 yıl sürmektedir.

Enberisi 35 AU, Enötesiyse 51 AU'dur. Enöteye 1992'nin başında ulaşmıştır, Şu andaysa Güneş'ten yaklaşık 50 AU uzaktadır. Enberiye 2133'te ulaşacaktır.

Haumea'nın yörüngesinin yukarıdan ve yandan görünümü

Haumea'nın yörüngesi çarpışma ailesinin diğer üyelerine kıyaslandığında daha eksantrik bir yörüngeye sahiptir. Bunun sebebinin Neptün ile arasındaki 7:12'lik yörüngesel rezonans'ın Kozai Efekti doğrultusunda yörüngesini eğmesi ve elipsleştirmesi olduğu düşünülmektedir.

17.3 Kadir'lik görünür parlaklığıyla Kuiper Kuşağı'nın Plüton ve MakeMake'den sonraki en parlak 3. cismidir ve kolaylıkla büyük bir amatör teleskop tarafından gözlemlenebilir.

Ancak, Güneş Sistemi'nde bir çok cismin aynı toz bulutunda oluşmasından kaynaklı ortak düzlemde bulunmasından ötürü astronomlar yakın bir zamana kadar ekliptik denen bu düzlemde araştırma yapıyorlardı.

Gökyüzünde Ekliptik bölgesi daha iyi keşfedildikçe, araştırmacılar bu bölgenin dışında, yörüngesi Güneş düzlemine kıyasla yüksek olan cisimleri araştırmaya başladı. Bu araştırmalar sonucunda eninde sonunda, Güneş'ten uzak ve yüksek eğimli Haumea keşfedildi.

Dönüş[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın parlaklığında düzenli olarak her 3.9 saatte bir dalgalanma belirmekte. Bu parlaklık değişiminin tek açıklaması Haumea'nın kendi etrafında dönüşüdür. Bu, öylesine hızlıdır ki Güneş Sistemi'nde çapı 100 km'den büyük olan ve kendi etrafında bu denli hızlı dönen başka bir cisim bilinmemektedir.

Kendi etrafında dönen ve Hidrostatik dengede olan cisimler genellikle uzatılmış Sferoit'lere dönüşürken Haumea kendi etrafında öyle hızlı dönmektedir ki, 3 eksenli bir elipsoid'in geometrisine sahiptir. Eğer Haumea daha da hızlı dönseydi, (Merkezkaç kuvvetinden ötürü) kendini bir dambıl şekline dönüştürür ve ikiye ayrılırdı. Bu hızlı dönüşün sebebinin Haumea'yı ve başka bir kaç TNO'yu oluşturan çarpışma olduğu düşünülmektedir.

Fiziksel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Boyut, şekil ve bileşenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş Sistemi'ndeki bir cismin şekli, görünür parlaklığı, uzaklığı ve albedosundan tahmin edilebilir. Bir cisim diğerlerine nazaran daha parlak görünüyorsa, çoğunlukla bu 3 değişken sayesindedir. Eğer ki cismin albedosu biliniyor ya da tahmin edilebiliyorsa, büyüklüğü ve şekli için kaba bir tahmin de yapılabilir. Çoğu TNO için albedoyu bilmek zordur, ancak Haumea termal emilimi tahmin edilebilecek kadar büyüktür, dolayısıyla büyüklüğü de yaklaşık olarak çıkarılabilir. Ancak, Haumea'nın hızlı dönüşü sebebiyle boyutlarını hesaplamak karmaşıktır. Deforme olabilen cisimlerin dönüş fiziğine göre Haumea kadar hızlı dönen bir cisim, 100 gün içerisinde Hidrostatik dengede olan 3 eksenli bir elipsoide dönüşecektir. Haumea'nın parlaklığındaki dalgalanmalarının sebebinin lokal albedo değişimlerinden ziyade(Belirli bölgelerin belirgin bir biçimde daha aydınlık olması) Haumea'nın elipsoit şeklinin bir sonucu olduğu düşünülmektedir (çünkü uzun görünen tarafı daha çok parlaklık oluşturacaktır).

Eğer ki Haumea hidrostatik dengede bulunurken Plüton gibi düşük yoğunluğave küçük kayasal bir çekirdeğin üzerine buzla kaplı bir kabuğa sahip olsaydı, yüksek hızlı dönüşü dalga boyundaki değişimlerde belli olduğundan şeklinin daha da uzamasına izin verirdi.

Böyle argümanların sonucunda Haumea'nın yoğunluğunun tahmini 2.6 g/cm3 ila 3.3 g/cm3 arasında olduğunu göstermiştir.

Kıyaslama için, Ay'ın yoğunluğu 3.3 g/cm3 iken Plüton tipik Kuiper kuşağı cisimlerine benzer bir biçimde, 1.86 g/cm3'lük bir yoğunluğa sahiptir. Haumea'nın bu yoğun yapısı Güneş Sistemi'ndeki çoğu kayasal nesneyi oluşturan olivin ve paroksetin gibi Silikat mineralleri barındırdığındandır. Tipik Kuiper kuşağı cisimleri gibi kalın bir buz tabakasına sahip olmamasının sebebinin Haumea'nın oluştuğu çarpışmada bu buzların savrulduğu düşünülmektedir.

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Haumea Dünya'dan 1400 kat daha az bir kütleye sahiptir (Dünya'nın kütlesinin %0.07'si).

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "MPEC 2010-H75 : DISTANT MINOR PLANETS (2010 MAY 14.0 TT)". Minor Planet Center. 10 Nisan 2010. 14 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2010. 
  2. ^ Marc W. Buie (25 Haziran 2008). "Orbit Fit and Astrometric record for 136108". Southwest Research Institute (Space Science Department). 6 Aralık 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ekim 2008. 
  3. ^ D. Ragozzine, M. E. Brown (2007). "Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61". Astronomical Journal. 134 (6). ss. 2160-2167. arXiv:0709.0328 $2. Bibcode:2007AJ....134.2160R. doi:10.1086/522334. 
  4. ^ a b "Jet Propulsion Laboratory Small-Body Database Browser: 136108 Haumea (2003 EL61)". NASA's Jet Propulsion Laboratory. 10 Mayıs 2008. 9 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Haziran 2008. 
  5. ^ a b c D. L. Rabinowitz; ve diğerleri. (2006). "Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt". Astrophysical Journal. 639 (2). ss. 1238-1251. arXiv:astro-ph/0509401 $2. Bibcode:2006ApJ...639.1238R. doi:10.1086/499575. 
  6. ^ Fornasier ve diğ. (2013)
  7. ^ a b E. Lollouch; ve diğerleri. (2010). ""TNOs are cool": A survey of the trans-Neptunian region II. The thermal lightcurve of (136108) Haumea". Astronomy and Astrophysics. Cilt 518. s. L147. arXiv:1006.0095 $2. Bibcode:2010A&A...518L.147L. doi:10.1051/0004-6361/201014648. 
  8. ^ D. Ragozzine, M. E. Brown (2009). "Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61". The Astronomical Journal. 137 (6). s. 4766. arXiv:0903.4213 $2. Bibcode:2009AJ....137.4766R. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4766. 
  9. ^ a b J. Stansberry, W. Grundy, M. Brown; ve diğerleri. (2008). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". The Solar System beyond Neptune. University of Arizona Press. arXiv:astro-ph/0702538 $2. Bibcode:2008ssbn.book..161S. 
  10. ^ D. Ragozzine , M. E. Brown (2009). "Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61". The Astronomical Journal. 137 (6). s. 4766. arXiv:0903.4213 $2. Bibcode:2009AJ....137.4766R. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4766. 
  11. ^ P. Lacerda, D. Jewitt and N. Peixinho (2008). "High-Precision Photometry of Extreme KBO 2003 EL61". Astronomical Journal. 135 (5). ss. 1749-1756. arXiv:0801.4124 $2. Bibcode:2008AJ....135.1749L. doi:10.1088/0004-6256/135/5/1749. 
  12. ^ Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown, Kristina Barkume, Emily Shaller, David L. Rabinowitz (2007). "The Surface of 2003 EL61 in the Near Infrared". Astrophysical Journal. 655 (2). ss. 1172-1178. arXiv:astro-ph/0601618 $2. Bibcode:2007ApJ...655.1172T. doi:10.1086/509861. 
  13. ^ DOI:10.1051/0004-6361/200913031 10.1051/0004-6361/200913031
  14. ^ D. L. Rabinowitz ve diğ. (2008). "The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family". The Astronomical Journal. 136 (4). s. 1502. arXiv:0804.2864 $2. Bibcode:2008AJ....136.1502R. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1502. 
  15. ^ "AstDys (136108) Haumea Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 27 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2009. 
  16. ^ "HORIZONS Web-Interface". NASA Jet Propulsion Laboratory Solar System Dynamics. 10 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008.  |yayıncı= dış bağlantı (yardım)
  17. ^ JPL/NASA (22 Nisan 2015). "What is a Dwarf Planet?". Jet Propulsion Laboratory. 19 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2022. 
  18. ^ "IAU names fifth dwarf planet Haumea". IAU Press Release. 17 Eylül 2008. 2 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Eylül 2008. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Haumea&oldid=29608258" sayfasından alınmıştır