Haumea (Dwarf planet) : เฮาเมีย (ดาวเคราะห์แคระ)

Orbit : Haumea (Dwarf Planet)

Haumea has an orbital period of 284 Earth years, a perihelion of 35 AU, and an orbital inclination of 28° 19% It passed aphelion in early 1992, and is currently more than 50 AU from the Sun. it will come to perihelion in 2133.1 Haumea's orbit has a slightly greater eccentricity than that of the other members of its collisional family. This is thought to be due to Haumea's weak 7:12 orbital resonance with Neptune gradually modifying its initial orbit over the course of a billion years, through the Kozai effect, which allows the exchange of an orbit's inclination for increased eccentricity.

With a visual magnitude of 17.3, Haumea is the third-brightest object in the Kuiper belt after Pluto and Makemake, and easily observable with a large amateur telescope, However, because the planets and most small Solar System bodies share a common orbital alignment from their formation in the primordial disk of the Solar System, most early surveys for distant objects focused on the projection on the sky of this common plane, called the ecliptic, As the region of sky close to the ecliptic became well explored, later sky surveys began looking for objects that had been dynamically excited into orbits with higher inclinations, as well as more distant objects, with slower mean motions across the sky, These surveys eventually covered the location of Haumea, with its high. orbital Inclination and current position far from the ecliptic.

Haumea's future orbit is unlikely to be stable over the course of the Solar System. A study which simulated the future orbits of 34 trans-Neptunian objects showed Haumea was the most statistically likely to be ejected out of its orbit into interstellar space or the inner Solar System over the next billion years.

Possible resonance with Neptune

Haumea is thought to be in an intermittent 7:12 orbital resonance with Neptune, its ascending node O precesses with a period of about 4.6 million years, and the resonance is broken twice per precession cycle, or every 2.3 million years, only to return a hundred thousand years or so later. As this is not a stable resonance, Marc Buie qualifies it as non-resonant.

Rotation

Haumea displays large fluctuations in brightness over a period of 3.9 hours, which can only be explained by a rotational period of this length., This is faster than any other known equilibrium body in the Solar System, and indeed faster than any other known body larger than 100 km in diameter: While most rotating bodies in equilibrium are flattened into oblate spheroids, Haumea rotates so quickly that it is distorted into a triaxial ellipsoid. If Haumea were to rotate much more rapidly, it would distort itself into a dumbbell shape and split in two. This rapid rotation is thought to have been caused by the impact that created its satellites and collisional family.

The plane of Haumea's equator is oriented nearly edge-on from Earth at present and is also slightly offset to the orbital planes of its ring and its outermost moon Hi'laka. Although initially assumed to be coplanar to Hi'iaka's orbital plane by Ragozzine and Brown in 2009, their models of the collisional formation of Haumea's satellites consistently suggested Haumea's equatorial plane to be at least aligned with Hi'laka's orbital plane by approximately 1° This was supported with observations of a stellar occultation by Haumea In 2017, which revealed the presence of a ring approximately coincident with the plane of Hi'iaka's orbit and Haumea's equator, 17 A mathematical analysis of the occultation data by Kondratyev and Komoukhov in 2018 placed constraints on the relative inclination angles of Haumea's equator to the orbital planes of its ring and Hil'laka, which were found to be inclined 3.2° ± 1.4° and 2.0° ± 1.0° relative to Haumea's equator respectively.

Physical characteristics

Size, shape, and composition

The size of a Solar System object can be deduced from its optical magnitude, Its distance, and its albedo. Objects appear bright to Earth observers either because they are large or because they are highly reflective. If their reflectivity (albedo) can be ascertained, then a rough estimate can be made of their size. For most distant objects, the albedo is unknown, but Haumea is large and bright enough for its thermal emission to be measured, which has given an approximate value for its albedo and thus its size, However, the calculation of its dimensions is complicated by its rapid rotation. The rotational physics of deformable bodies predicts that over as little as a hundred days, A body rotating as rapidly as Haumea will have been distorted into the equilibrium form of a triaxial ellipsoid, It is thought that most of the fluctuation in Haumea's brightness is caused not by local differences in albedo but by the alternation of the side view and ends view as seen from Earth.

The rotation and amplitude of Haumea's light curve were argued to place strong constraints on its composition. If Haumea were in hydrostatic equilibrium and had a low density like Pluto, with a thick mantle of ice over a small rocky core, its rapid rotation would have elongated it to a greater extent than the fluctuations in its brightness allow. Such considerations constrained its density to a range of 2.6-3.3 g/cm³, By comparison, the Moon, which is rocky, has a density of 3.3 g/cm³, whereas Pluto, which is typical of icy objects in the Kuiper belt, has a density of 1.86 g/cm³. Haumea's possible high density covered the values for silicate minerals such as olivine and pyroxene, which make up many of the rocky objects in the Solar System. This also suggested that the bulk of Haumea was rock covered with a relatively thin layer of ice. A thick ice mantle more typical of Kuiper belt objects may have been blasted off during the impact that formed the Haumean collisional family.

Because Haumea has moons, the mass of the system can be calculated from their orbits using Kepler's third law. The result is 4.2 x 1021 kg, 28% the mass of the Plutonian system and 6% that of the Moon. Nearly all of this mass is in Haumea, Several ellipsoid-model calculations of Haumea's dimensions have been made. The first model produced after Haumea's discovery was calculated from ground-based observations of Haumea's light curve at optical wavelengths: It provided a total length of 1,960 to 2,500 km and a visual albedo (p) greater than 0.6,145 The most likely shape is a triaxial ellipsoid with approximate dimensions of 2,000 x 1,500 x 1,000 km, with an albedo of 0.71 Observations by the Spitzer Space Telescope gave a diameter of 1,150-100 km and an albedo of 0.84 -0.2, from photometry at Infrared wavelengths of 70 µm. Subsequent light curve analyses have suggested. an equivalent circular diameter of 1,450 km. In 2010 an analysis of measurements taken by Herschel Space Telescope together with the older Spitzer Telescope measurements yielded a new estimate of the equivalent diameter of Haumea-about 1300 km., These independent size estimates overlap at an average geometric mean diameter of roughly 1,400 km. In 2013 the Herschel +0.1 +69 Space Telescope measured Haumea's equivalent circular diameter to be roughly 1,240 -58 km.

However the observations of a stellar occultation in January 2017, Cast a doubt on all those conclusions. The measured shape of Haumea, while elongated as presumed before, appeared to have significantly larger dimensions according to the data obtained from the occultation Haumea is approximately the diameter of Pluto along its longest axis and about half that at its poles. The resulting density calculated from the observed shape of Haumea was about 1.8 g/cm³ more in line with densities of other large TNOs. This resulting shape appeared to be inconsistent with a homogenous body in hydrostatic equilibrium, Though Haumea appears to be one of the largest trans-Neptunian objects discovered nonetheless, ) smaller than Eris, Pluto, similar to Makemake, and possibly Gonggong, and larger than Sedna, Quaoar, and Orcus.

A 2019 study attempted to resolve the conflicting measurements of Haumea's shape and density using numerical modeling of Haumea as a differentiated body. It found that dimensions of 2,100 x 1,680 x 1,074 km (modeling the long axis at intervals of 25 km) were a best-fit match to the observed shape of Haumea during the 2017 occultation, while also being consistent with both surface and core scalene ellipsoid shapes in hydrostatic

The revised solution for Haumea's shape implies that it has a core of approximately 1,626 x 1,446 x 940 km, with a relatively high density of 2.68 g/cm³, indicative of a composition largely of hydrated silicates such as kaolinite. The core is surrounded by an icy mantle that ranges in thickness from about 70 km at the poles to 170 km along its longest axis, comprising up to 17% of Haumea's mass. Haumea's mean density is estimated at 2.018 g/cm³, with an albedo of= 0.66.11.

Surface Heumea

In 2005, the Gemini and Keck telescopes obtained spectra of Haumea which showed strong crystalline water ice features similar to the surface of Pluto's moon Charon, This is peculiar, because crystalline ice forms at temperatures above 110 K, whereas Haumea's surface temperature is below 50 K, a temperature at which amorphous ice is formed. In addition, the structure of crystalline ice is unstable under the constant rain of cosmic rays and energetic particles from the Sun that strike trans-Neptunian objects. The timescale for the crystalline ice to revert to amorphous ice under this bombardment is on the order of ten million years, yet trans-Neptunian objects have been in their present cold-temperature locations for timescales of billions of years.

Radiation damage should also redden and darken the surface of trans-Neptunian objects where the common surface materials of organic Ices and tholin-like compounds are present, as is the case with Pluto. Therefore, the spectra and colour suggest Haumea and its family members have undergone recent resurfacing that produced fresh ice. However, no plausible resurfacing mechanism has been suggested.

Haumea is as bright as snow, with an albedo in the range of 0.6-0.8, consistent with crystalline ice. Other large TNOs such as Eris appear to have albedos as high or higher Best-fit modeling of the surface spectra suggested that 66% to 80% of the Haumean surface appears to be pure crystalline water ice, with one contributor to the high albedo possibly hydrogen cyanide or phyllosilicate clays, Inorganic cyanide salts such as copper potassium cyanide may also be present.

However, further studies of the visible and near infrared spectra suggest a homogeneous surface covered by an intimate 1:1 mixture of amorphous and crystalline ice, together with no more than 8% organics. The absence of ammonia hydrate excludes cryovolcanism and the observations confirm that the collisional event must have happened more than 100 million years ago, in agreement with the dynamic studies, The absence of measurable methane in the spectra of Haumea is consistent with a warm collisional history that would have removed such volatiles, in contrast to Makemake.

In addition to the large fluctuations in Haumea's light curve due to the body's shape, which affect all colours equally, smaller independent colour variations seen in both visible and near-infrared wavelengths show a region on the surface that differs both in colour and in albedo More specifically, a large dark red area on Haumea's bright white surface was seen in September 2009, Possibly an Impact feature, which indicates an area rich in minerals and organic (carbon-rich) compounds, or possibly a higher proportion of crystalline ice., Thus Haumea may have a mottled surface reminiscent of Pluto, if not as extreme.

Ring

A stellar occultation, observed on 21 January 2017 and described in an October 2017 Nature article, indicated the presence of a ring around Haumea. This represents the first ring system discovered for a TNO, The ring has a radius of about 2,287 km, a width of 70 km and An opacity of 0.5. It is well within Haumea's Roche limit, which would be at a radius of about 4,400 km if it were spherical (being nonspherical pushes the limit out farther), The ring plane is inclined 3.2" + 1.4" with respect to Haumea's equatorial plane and approximately coincides with the orbital plane of its larger, outer moon Hi'iaka The ring is also close to the 1:3 orbit-spin resonance with Haumea's rotation (which is at a radius of 2,285 ± 8 km from Haumea's center). The ring is estimated to contribute 2.5% to the total brightness of Haumea.

In a study about the dynamics of ring particles published in 2019, Othon Cabo Winter and colleagues have shown that the 1:3 resonance with Haumea's rotation is dynamically unstable, but that there is a stable region in the phase space consistent with the location of Haumea's ring. This Indicates that the ring particles originate on circular, periodic orbits that are close to, but not inside, the resonance.

Satellites

Two small satellites have been discovered orbiting Haumea, (136108) Haumea I, named Hi'laka, and (136108) Haumea II, named Namaka, 130 Darin Ragozzine and Michael Brown discovered both in 2005, through observations of Haumea using the W. M. Keck Observatory.

Hi'laka, at first nicknamed "Rudolph" by the Caltech team, was discovered 26 January. 2005. It is the outer and, at roughly 310 km in diameter, the larger and brighter of the two, and orbits Haumea in a nearly circular path every 49 days, Strong absorption features at 1.5 and 2 micrometres in the infrared spectrum are consistent with nearly pure crystalline water Ice covering much of the surface. The unusual spectrum, along with similar absorption lines on Haumea, led Brown and colleagues to conclude that capture was an unlikely model for the system's formation, and that the Haumean moons must be fragments of Haumea itself.

Namaka, the smaller, inner satellite of Haumea, was discovered on 30 June 2005, and nicknamed "Blitzen". It is a tenth the mass of Hi'laka, orbits Haumea in 18 days in a highly elliptical, non-Keplerian orbit, and as of 2008 is inclined 13" from the larger moon, which perturbs its orbit. The relatively large eccentricities together with the mutual inclination of the orbits of the satellites are unexpected as they should have been damped by the tidal effects. A relatively recent passage by a 3:1 resonance with Hi'iaka might explain the current excited orbits of the Haumean moons,

From around 2008 to 2011, The orbits of the Haumean moons appeared almost exactly edge-on from Earth, with Namaka periodically occulting Haumea. Observation of such transits would have provided precise information on the size and shape of Haumea and its moons, As happened in the late 1980s with Pluto and Charon. The tiny change in brightness of the system during these occultations would have required at least a medium-aperture professional telescope for detection. Hi'laka last occulted Haumea in 1999, a few years before discovery, and will not do so again for some 130 years. However, in a situation unique among regular satellites, Namaka's orbit was being greatly torqued by Hi'iaka, which preserved the viewing angle of Namaka-Haumea transits for several more years. One occultation event was observed on 19 June 2009, from the Pico dos Dias Observatory in Brazil.

Collisional family

Haumea is the largest member of its collisional family, a group of astronomical objects with similar physical and orbital characteristics thought to have formed when a larger progenitor was shattered by an Impact This family is the first to be identified among TNOS and Includes-beside Haumea and its moons-(55636) 2002 TX300 (=364 km), (24835) 1995 SM5 (2174 km), (19308) 1996 T066 (=200 km). (120178) 2003 OP32 (+230 km), and (145453) 2005 RR43 (252 km).161 Brown and colleagues proposed that the family were a direct product of the impact that removed Haumea's ice mantle, 1971 but a second proposal suggests a more complicated origin: that the material ejected in the initial collision Instead coalesced into a large moon of Haumea, which was later shattered in a second collision, dispersing its shards. outwards.

This second scenario appears to produce a dispersion of velocities for the fragments that is more closely matched to the measured velocity dispersion of the family members, The presence of the collisional family could imply that Haumea and its "offspring" might have originated in the scattered disc. In today's sparsely populated Kuiper belt, the chance of such a collision occurring over the age of the Solar System is less than 0.1 percent., The family could not have formed in the denser primordial Kuiper belt because such a close-knit group would have been disrupted by Neptune's migration into the belt-the believed cause of the belt's current low density, Therefore, it appears likely that the dynamic scattered disc region, in which the possibility of such a collision is far higher, is the place of origin for the object that generated Haumea and its kin

Because it would have taken at least a billion years for the group to have diffused as far as it has, the collision which created the Haumea family is believed to have occurred at least that long ago.

Exploration

Haumea was observed from afar by the New Horizons spacecraft in October 2007, January 2017, and May 2020, from distances of 49 AU, 59 AU, and 63 AU, respectively, The spacecraft's outbound trajectory permitted observations of Haumea at high phase angles that are otherwise unobtainable from Earth, enabling the determination of the light scattering properties and phase curve behavior of Haumea's surface.

A flyby mission could reach Haumea in 16.45 years if it was launched on 1 November 2026, 23 September 2037, And 29 October 2038, Haumea could become a target for an exploration mission, and an example of this work is a preliminary study on a probe to Haumea and its moons (at 35-51 AU). Probe mass, power source, and propulsion systems are key technology areas for this type of mission.

Doctorate Degree (Ph.D) 🇹🇭

Surveyor / Recorder

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Location: Koh Lanta Island/เกาะลันตา

Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi

Province, Thailand 🇹🇭

Compiled articles in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn🇹🇭

Klearmilly 8888 🇹🇭

Thailand 2026 🇹🇭

April 17, 2026, 13 : 15 p.m 🇹🇭

----------------+++

วงโคจร: เฮาเมีย (ดาวเคราะห์แคระ)

Orbit: Haumea (Dwarf Planet)

ดาวเคราะห์น้อย เฮาเมีย มีคาบการโคจร 284 ปี

โลก จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (Perihelion) ที่ 35 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) และความเอียงของวงโคจร 28° 19% มันผ่านจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด (Aphelion) ในช่วงต้นปี 1992 และปัจจุบันอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่า 50 หน่วยดาราศาสตร์ มันจะมาถึงจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอีกครั้งในปี 2133.1 วงโคจรของเฮาเมียมีความเยื้องศูนย์กลางมากกว่าดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ ในกลุ่มเดียวกันเล็กน้อย เชื่อกันว่าเป็นเพราะการสั่นพ้องของวงโคจรที่อ่อนแอ 7:12 ระหว่างเฮาเมีย กับ เนปจูน ค่อยๆปรับเปลี่ยนวงโคจรเริ่มต้นของมันตลอดระยะเวลาหนึ่งพันล้านปี ผ่านปรากฏการณ์โคไซ (Kozai effect) ซึ่งทำให้สามารถแลกเปลี่ยนความเอียงของวงโคจรกับความเยื้องศูนย์กลางที่เพิ่มขึ้นได้.

เฮาเมีย (Huamia) มีความสว่างปรากฏ 17.3 ทำให้เป็นวัตถุที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสามในแถบไคเปอร์ รองจากพลูโตและมาเคมาเค และสามารถสังเกตได้ง่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่สำหรับนักดาราศาสตร์สมัครเล่น อย่างไรก็ตาม เนื่องจากดาวเคราะห์และวัตถุขนาดเล็กส่วนใหญ่ในระบบสุริยะมีวงโคจรที่คล้ายคลึงกันตั้งแต่การก่อตัวในจานดั้งเดิมของระบบสุริยะ การสำรวจวัตถุที่อยู่ไกลออกไปในยุคแรกๆ จึงมุ่งเน้นไปที่การฉายภาพบนท้องฟ้าของระนาบร่วมนี้ ซึ่งเรียกว่าระนาบสุริยวิถี เมื่อบริเวณท้องฟ้าใกล้กับระนาบสุริยวิถีได้รับการสำรวจอย่างละเอียดแล้ว การสำรวจท้องฟ้าในภายหลังจึงเริ่มมองหาวัตถุที่ถูกกระตุ้นให้มีวงโคจรที่มีความเอียงสูงขึ้น รวมถึงวัตถุที่อยู่ไกลออกไปซึ่งมีการเคลื่อนที่เฉลี่ยช้ากว่าบนท้องฟ้า การสำรวจเหล่านี้ในที่สุดก็ครอบคลุมตำแหน่งของเฮาเมีย ซึ่งมีวงโคจรเอียงสูงและตำแหน่งปัจจุบันที่อยู่ไกลจากระนาบสุริยวิถี วงโคจรในอนาคตของฮาอูเมียไม่น่าจะคงที่ตลอดช่วงอายุของระบบสุริยะ จากการศึกษาจำลองวงโคจรในอนาคตของวัตถุพ้นเนปจูน 34 ชิ้น พบว่าฮาอูเมียมีโอกาสมากที่สุดที่จะถูกขับออกจากวงโคจรเข้าสู่อวกาศระหว่างดาวหรือระบบสุริยะชั้นในในอีกพันล้านปีข้างหน้า.

อาจเกิดการสั่นพ้องกับดาวเนปจูน.

เชื่อกันว่าฮาอูเมียอยู่ในภาวะโคจรสัมพันธ์แบบไม่ต่อเนื่อง 7:12 กับเนปจูน โดยจุดตัดวงโคจรขึ้น (O) ของฮาอูเมียจะเคลื่อนที่ด้วยคาบประมาณ 4.6 ล้านปี และภาวะโคจรสัมพันธ์นี้จะถูกทำลายสองครั้งต่อรอบการเคลื่อนที่ หรือทุกๆ 2.3 ล้านปี ก่อนจะกลับมาโคจรสัมพันธ์อีกครั้งในอีกประมาณหนึ่งแสนปีต่อมา เนื่องจากภาวะโคจรสัมพันธ์นี้ไม่เสถียร มาร์ค บุย

(Marc Buie) จึงจัดให้เป็นภาวะโคจรสัมพันธ์ที่ไม่เสถียร (non-resonant).

การหมุน (Rotation)

เฮาเมียแสดงความผันผวนของความสว่างอย่างมากในช่วงเวลา 3.9 ชั่วโมง ซึ่งสามารถอธิบายได้ด้วยคาบการหมุนรอบตัวเองที่ยาวเท่านี้เท่านั้น นี่เร็วกว่าวัตถุสมดุลอื่นๆ ที่รู้จักในระบบสุริยะ และเร็วกว่าวัตถุอื่นๆ ที่มีขนาดใหญ่กว่า 100 กิโลเมตรในเส้นผ่านศูนย์กลางเสียอีก ในขณะที่วัตถุหมุนรอบตัวเองส่วนใหญ่ที่อยู่ในสภาวะสมดุลจะแบนราบเป็นทรงรีแบน แต่เฮาเมียหมุนเร็วมากจนบิดเบี้ยวเป็นทรงรีสามแกน หากเฮาเมียหมุนเร็วกว่านี้มาก มันจะบิดเบี้ยวเป็นรูปทรงดัมเบลและแตกออกเป็นสองส่วน การหมุนอย่างรวดเร็วนี้เชื่อว่าเกิดจากการชนที่ทำให้เกิดดาวบริวารและกลุ่มดาวที่เกิดจากการชนกัน.

ในปัจจุบัน ระนาบเส้นศูนย์สูตรของฮาอูเมียวางตัวเกือบเป็นแนวตั้งฉากกับโลก และยังเยื้องไปเล็กน้อยจากระนาบวงโคจรของวงแหวนและดวงจันทร์นอกสุดอย่างฮิลาคาอีกด้วย

แม้ว่าในตอนแรก Ragozzine และ Brown ในปี 2009 จะสันนิษฐานว่าระนาบเส้นศูนย์สูตรของ Haumea อยู่ในระนาบเดียวกับระนาบวงโคจรของ Hi'iaka แต่แบบจำลองการก่อตัวของดาวบริวารของ Haumea จากการชนกันของพวกเขาชี้ให้เห็นอย่างสม่ำเสมอว่าระนาบเส้นศูนย์สูตรของ Haumea อย่างน้อยที่สุดอยู่ในแนวเดียวกับระนาบวงโคจรของ Hi'iaka ประมาณ 1° ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากการสังเกตการณ์การบังดาวของ Haumea ในปี 2017 ซึ่งเผยให้เห็นการมีอยู่ของวงแหวนที่เกือบจะตรงกับระนาบวงโคจรของ Hi'iaka และเส้นศูนย์สูตรของ Haumea 17 การวิเคราะห์ทางคณิตศาสตร์ของข้อมูลการบังดาวโดย Kondratyev และ Komoukhov ในปี 2018 ได้กำหนดข้อจำกัดเกี่ยวกับมุมเอียงสัมพัทธ์ของเส้นศูนย์สูตรของ Haumea เทียบกับระนาบวงโคจรของวงแหวนและ Hil'laka ซึ่งพบว่ามีมุมเอียง 3.2° ± 1.4° และ 2.0° ± 1.0° เมื่อเทียบกับเส้นศูนย์สูตรของ Haumea ตามลำดับ.

ลักษณะทางกายภาพ

(Physical characteristics)

ขนาด รูปร่าง และองค์ประกอบ ขนาดของวัตถุในระบบสุริยะสามารถอนุมานได้จากความสว่างเชิงแสง ระยะทาง และค่าการสะท้อนแสง (อัลเบโด) วัตถุจะปรากฏสว่างสำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกเนื่องจากมีขนาดใหญ่หรือเนื่องจากมีการสะท้อนแสงสูง หากสามารถตรวจสอบค่าการสะท้อนแสง (อัลเบโด) ได้ ก็จะสามารถประมาณขนาดของวัตถุได้อย่างคร่าวๆ สำหรับวัตถุที่อยู่ไกลส่วนใหญ่ ค่าอัลเบโดนั้นไม่เป็นที่ทราบ แต่ฮาอูเมียมีขนาดใหญ่และสว่างเพียงพอที่จะวัดการแผ่รังสีความร้อนได้ ซึ่งทำให้ได้ค่าอัลเบโดโดยประมาณและขนาดของมัน อย่างไรก็ตาม การคำนวณขนาดของมันมีความซับซ้อนเนื่องจากการหมุนอย่างรวดเร็ว ฟิสิกส์การหมุนของวัตถุที่เปลี่ยนรูปได้ทำนายว่าภายในเวลาเพียงหนึ่งร้อยวัน

วัตถุที่หมุนด้วยความเร็วสูงอย่างฮาอูเมียจะถูกบิดเบี้ยวจนเข้าสู่รูปทรงสมดุลของทรงรีสามแกน เชื่อกันว่าความผันผวนของความสว่างของฮาอูเมียส่วนใหญ่ไม่ได้เกิดจากความแตกต่างของค่าอัลเบโดในบริเวณนั้น แต่เกิดจากการสลับกันระหว่างมุมมองด้านข้างและมุมมองด้านปลายเมื่อมองจากโลก.

มีการโต้แย้งว่าการหมุน และแอมพลิจูดของเส้นโค้งแสงของเฮาเมียเป็นข้อจำกัดที่สำคัญต่อองค์ประกอบของมัน หากเฮาเมียอยู่ในสมดุลอุทกสถิตและมีความหนาแน่นต่ำเช่นเดียวกับพลูโต โดยมีชั้นน้ำแข็งหนาปกคลุมแกนหินขนาดเล็ก การหมุนอย่างรวดเร็วของมันจะทำให้มันยืดออกไปมากกว่าที่ความผันผวนของความสว่างจะอนุญาต การพิจารณาเช่นนี้จำกัดความหนาแน่นของมันให้อยู่ในช่วง 2.6-3.3 กรัม/ซม³ เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว ดวงจันทร์ซึ่งเป็นหินมีความหนาแน่น 3.3 กรัม/ซม³ ในขณะที่พลูโตซึ่งเป็นตัวอย่างของวัตถุที่เป็นน้ำแข็งในแถบไคเปอร์มีความหนาแน่น 1.86 กรัม/ซม³ ความหนาแน่นสูงที่เป็นไปได้ของเฮาเมียครอบคลุมค่าของแร่ซิลิเกต เช่น โอลิวีนและไพรอกซีน ซึ่งเป็นส่วนประกอบของวัตถุที่เป็นหินจำนวนมากในระบบสุริยะ นอกจากนี้ยังบ่งชี้ว่าส่วนใหญ่ของฮาอูเมียเป็นหินที่ปกคลุมด้วยชั้นน้ำแข็งที่ค่อนข้างบาง ชั้นน้ำแข็งหนาซึ่งพบได้ทั่วไปในวัตถุในแถบไคเปอร์อาจถูกระเบิดออกไปในระหว่างการชนที่ก่อให้เกิดกลุ่มดาวเคราะห์น้อย เฮาเมีย.

เนื่องจาก เฮาเมีย มีดวงจันทร์บริวาร มวลของระบบจึงสามารถคำนวณได้จากวงโคจรของดวงจันทร์เหล่านั้นโดยใช้กฎข้อที่สามของเคปเลอร์ ผลลัพธ์ที่ได้คือ 4.2 x 10²¹ กิโลกรัม ซึ่งคิดเป็น 28% ของมวลของระบบพลูโตเนียน และ 6% ของมวลของดวงจันทร์บริวาร เกือบทั้งหมดของมวลนี้อยู่ในฮาอูเมีย มีการคำนวณขนาดของฮาอูเมียโดยใช้แบบจำลองทรงรีหลายครั้งแล้ว แบบจำลองแรกที่สร้างขึ้นหลังจากการค้นพบฮาอูเมียคำนวณจากข้อมูลการสังเกตการณ์ภาคพื้นดินของเส้นโค้งแสงของฮาอูเมียที่ความยาวคลื่นแสง: ให้ความยาวรวม 1,960 ถึง 2,500 กิโลเมตร และค่าอัลเบโดเชิงภาพ (p) มากกว่า 0.6145 รูปร่างที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดคือทรงรีสามแกนที่มีขนาดโดยประมาณ 2,000 x 1,500 x 1,000 กิโลเมตร โดยมีค่าอัลเบโด 0.71 การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ให้เส้นผ่านศูนย์กลาง 1,150-100 กิโลเมตร และค่าอัลเบโด 0.84-0.2 จากการวัดแสงที่ความยาวคลื่นอินฟราเรด 70 ไมโครเมตร. การวิเคราะห์เส้นโค้งแสงในภายหลังชี้ให้เห็นว่า เส้นผ่านศูนย์กลางวงกลมเทียบเท่ามีขนาด 1,450 กิโลเมตร ในปี 2010 การวิเคราะห์การวัดที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชล ร่วมกับการวัดจากกล้องโทรทรรศน์สปิตเซอร์ในอดีต ทำให้ได้ค่าประมาณใหม่ของเส้นผ่านศูนย์กลางเทียบเท่าของฮาอูเมีย ซึ่งอยู่ที่ประมาณ 1,300 กิโลเมตร ค่าประมาณขนาดอิสระเหล่านี้ทับซ้อนกันที่เส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยทางเรขาคณิตประมาณ 1,400 กิโลเมตร ในปี 2013 กล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชลได้วัดเส้นผ่านศูนย์กลางวงกลมเทียบเท่าของฮาอูเมียได้ประมาณ 1,240 กิโลเมตร.

อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ดาวฤกษ์

ปรากฏการณ์สุริยุปราคาในเดือนมกราคม 2560 ก่อให้เกิดข้อสงสัย จากข้อสรุปทั้งหมดเหล่านั้น การวัดผล รูปร่างของฮาอูเมีย ในขณะที่ยาวออกไป

สันนิษฐานไว้ก่อนหน้านี้ ปรากฏว่ามี

ขนาดที่ใหญ่ขึ้นอย่างมีนัยสำคัญตาม

ข้อมูลที่ได้จากการสังเกตการณ์บังดาวเฮาเมียระบุว่า เส้นผ่านศูนย์กลางตามแกนที่ยาวที่สุดของดาวพลูโตมีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของดาวพลูโต และมีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งที่ขั้ว ความหนาแน่นที่คำนวณได้จากรูปร่างที่สังเกตได้ของดาวเฮาเมียอยู่ที่ประมาณ 1.8 กรัม/ซม³ ซึ่งสอดคล้องกับความหนาแน่นของวัตถุนอกดาวเนปจูนขนาดใหญ่อื่นๆ รูปร่างที่ได้นี้ดูเหมือนจะไม่สอดคล้องกับวัตถุที่เป็นเนื้อเดียวกันที่อยู่ในสมดุลอุทกสถิต แม้ว่าดาวเฮาเมียจะเป็นหนึ่งในวัตถุนอกดาวเนปจูนที่ใหญ่ที่สุดและเทียบเท่ากับออร์คัสก็ตาม (อย่างไรก็ตาม ถูกค้นพบแล้ว)

มีขนาดเล็กกว่าอีริส ดาวพลูโต คล้ายกับมาเคมาเคและอาจจะคล้ายกับ กงกง และมีขนาดใหญ่กว่าเซดนา ควาอาร์ และออร์คัส.

งานวิจัยในปี 2019 พยายามแก้ไขความขัดแย้งในการวัดรูปร่างและความหนาแน่นของฮาอูเมีย โดยใช้แบบจำลองเชิงตัวเลขของฮาอูเมียในฐานะวัตถุที่มีการแบ่งชั้น พบว่าขนาด 2,100 x 1,680 x 1,074 กิโลเมตร (โดยจำลองแกนยาวที่ช่วงห่าง 25 กิโลเมตร) เป็นขนาดที่เหมาะสมที่สุดกับรูปร่างที่สังเกตได้ของฮาอูเมียระหว่างการบังดาวในปี 2017 และยังสอดคล้องกับรูปร่างทรงรีไม่เท่าทั้งบนพื้นผิวและแกนกลางในสภาวะความดันอุทกสถิต วิธีแก้ปัญหาที่ปรับปรุงใหม่สำหรับรูปร่างของฮาอูเมียบ่งชี้ว่ามันมีแกนกลางขนาดประมาณ 1,626 x 1,446 x 940 กิโลเมตร โดยมีความหนาแน่นค่อนข้างสูงที่ 2.68 กรัม/ซม³ ซึ่งบ่งชี้ว่ามีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นซิลิเกตที่มีน้ำเป็นส่วนประกอบ เช่น เคโอลิไนต์ แกนกลางถูกห่อหุ้มด้วยชั้นน้ำแข็งที่มีความหนาตั้งแต่ประมาณ 70 กิโลเมตรที่ขั้วโลกไปจนถึง 170 กิโลเมตรตามแนวแกนที่ยาวที่สุด โดยคิดเป็นสัดส่วนถึง 17% ของมวลขอเฮาเมีย ความหนาแน่นเฉลี่ยของ เฮาเมีย (Huamia) อยู่ที่ประมาณ 2.018 กรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร และมีค่าการสะท้อนแสง (อัลเบโด) เท่ากับ 0.6611

พื้นผิวเฮาเมีย (Surface Heumea)

ในปี 2005 กล้องโทรทรรศน์เจมินีและเค็กได้บันทึกสเปกตรัมของฮาอูเมีย ซึ่งแสดงให้เห็นลักษณะของน้ำแข็งผลึกที่แข็งแรงคล้ายกับพื้นผิวของดวงจันทร์ชารอนของพลูโต นี่เป็นเรื่องแปลก เพราะน้ำแข็งผลึกจะก่อตัวที่อุณหภูมิสูงกว่า 110 เคลวิน ในขณะที่อุณหภูมิพื้นผิวของฮาอูเมียต่ำกว่า 50 เคลวิน ซึ่งเป็นอุณหภูมิที่น้ำแข็งอสัณฐานก่อตัวขึ้น นอกจากนี้ โครงสร้างของน้ำแข็งผลึกยังไม่เสถียรภายใต้การตกกระทบอย่างต่อเนื่องของรังสีคอสมิกและอนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์ที่พุ่งชนวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป ระยะเวลาที่น้ำแข็งผลึกจะเปลี่ยนกลับเป็นน้ำแข็งอสัณฐานภายใต้การพุ่งชนนี้อยู่ที่ประมาณสิบล้านปี แต่บรรดาวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไปนั้นอยู่ในตำแหน่งที่มีอุณหภูมิต่ำในปัจจุบันมานานนับพันล้านปีแล้ว. ความเสียหายจากรังสีควรทำให้พื้นผิวของวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไปมีสีแดงและเข้มขึ้น โดยเฉพาะอย่างยิ่งในบริเวณที่มีวัสดุพื้นผิวทั่วไปอย่างน้ำแข็งอินทรีย์และสารประกอบคล้ายโทลินอยู่ เช่นเดียวกับกรณีของดาวพลูโต ดังนั้น สเปกตรัมและสีจึงบ่งชี้ว่าฮาอูเมียและสมาชิกในกลุ่มเดียวกันได้ผ่านการปรับพื้นผิวใหม่เมื่อไม่นานมานี้ ซึ่งทำให้เกิดน้ำแข็งใหม่ขึ้น อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีการเสนอถึงกลไกการปรับพื้นผิวที่น่าเชื่อถือใดๆ.

เฮาเมียมีความสว่างไสวราวกับหิมะ โดยมีค่าอัลเบโดอยู่ในช่วง 0.6-0.8 ซึ่งสอดคล้องกับน้ำแข็งผลึก วัตถุในอวกาศขนาดใหญ่อื่นๆ เช่น อีริส ดูเหมือนจะมีค่าอัลเบโดสูงหรือสูงกว่า การสร้างแบบจำลองสเปกตรัมพื้นผิวที่ดีที่สุดชี้ให้เห็นว่า 66% ถึง 80% ของพื้นผิวเฮาเมียดูเหมือนจะเป็นน้ำแข็งผลึกบริสุทธิ์ โดยมีส่วนประกอบหนึ่งที่ทำให้ค่าอัลเบโดสูงอาจเป็นไฮโดรเจนไซยาไนด์หรือดินเหนียวฟิลโลซิลิเคต นอกจากนี้อาจมีเกลือไซยาไนด์อนินทรีย์ เช่น คอปเปอร์โพแทสเซียมไซยาไนด์อยู่ด้วย.

อย่างไรก็ตาม การศึกษาเพิ่มเติมเกี่ยวกับสเปกตรัมที่มองเห็นได้และอินฟราเรดใกล้ แสดงให้เห็นว่าพื้นผิวมีความสม่ำเสมอปกคลุมด้วยส่วนผสมของน้ำแข็งอสัณฐานและน้ำแข็งผลึกในอัตราส่วน 1:1 อย่างลงตัว พร้อมด้วยสารอินทรีย์ไม่เกิน 8% การไม่มีแอมโมเนียไฮเดรตทำให้ตัดความเป็นไปได้ของการเกิดภูเขาไฟน้ำแข็งออกไป และการสังเกตการณ์ยืนยันว่าเหตุการณ์การชนกันต้องเกิดขึ้นเมื่อกว่า 100 ล้านปีก่อน ซึ่งสอดคล้องกับการศึกษาทางพลศาสตร์ การไม่มีมีเทนที่วัดได้ในสเปกตรัมของ Haumea สอดคล้องกับประวัติการชนกันในอุณหภูมิสูงที่จะกำจัดสารระเหยดังกล่าวออกไป ซึ่งแตกต่างจาก Makemake., นอกเหนือจากความผันผวนอย่างมากในเส้นโค้งแสงของฮาอูเมียอันเนื่องมาจากรูปร่างของวัตถุ ซึ่งส่งผลกระทบต่อทุกสีอย่างเท่าเทียมกันแล้ว การเปลี่ยนแปลงสีอิสระขนาดเล็กที่เห็นได้ทั้งในความยาวคลื่นที่มองเห็นได้และใกล้รังสีอินฟราเรด แสดงให้เห็นถึงบริเวณบนพื้นผิวที่แตกต่างกันทั้งในด้านสีและค่าการสะท้อนแสง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง บริเวณสีแดงเข้มขนาดใหญ่บนพื้นผิวสีขาวสว่างของฮาอูเมียถูกพบในเดือนกันยายนปี 2009 ซึ่งอาจเป็นร่องรอยจากการชน ซึ่งบ่งชี้ถึงบริเวณที่อุดมไปด้วยแร่ธาตุและสารประกอบอินทรีย์ (ที่อุดมไปด้วยคาร์บอน) หรืออาจมีสัดส่วนของน้ำแข็งผลึกสูงกว่า ดังนั้น ฮาอูเมียอาจมีพื้นผิวที่เป็นจุดด่างคล้ายกับพลูโต หากไม่รุนแรงเท่า.

แหวนของ เฮาเมีย (Haumea's Ring)

ปรากฏการณ์บังดาวที่สังเกตได้เมื่อวันที่ 21 มกราคม 2017 และอธิบายไว้ในบทความ Nature ฉบับเดือนตุลาคม 2017 บ่งชี้ว่ามีวงแหวนอยู่รอบดาวเฮาเมีย นี่เป็นระบบวงแหวนแรกที่ค้นพบสำหรับวัตถุในแถบเทโลเมียร์ (TNO) วงแหวนมีรัศมีประมาณ 2,287 กิโลเมตร ความกว้าง 70 กิโลเมตร และความทึบแสง 0.5 ซึ่งอยู่ในขอบเขต Roche limit ของดาวเฮาเมียอย่างชัดเจน ซึ่งหากดาวเฮาเมียมีรูปร่างทรงกลม ขอบเขต Roche limit จะอยู่ที่รัศมีประมาณ 4,400 กิโลเมตร (เนื่องจากรูปร่างไม่เป็นทรงกลม จึงทำให้ขอบเขต Roche limit ขยายออกไปไกลกว่า) ระนาบของวงแหวนเอียงทำมุม 3.2" + 1.4" เมื่อเทียบกับระนาบเส้นศูนย์สูตรของดาวเฮาเมีย และเกือบจะตรงกับระนาบวงโคจรของดวงจันทร์นอกที่ใหญ่กว่าอย่างฮิอิอากา วงแหวนยังอยู่ใกล้กับจุดเรโซแนนซ์วงโคจร-การหมุน 1:3 กับการหมุนของดาวเฮาเมีย (ซึ่งอยู่ที่รัศมี 2,285 ± 8 กิโลเมตรจากศูนย์กลางของดาวเฮาเมีย) คาดว่าวงแหวนนี้มีส่วนทำให้ความสว่างโดยรวมของดาวเฮาเมียเพิ่มขึ้นประมาณ 2.5%

ในการศึกษาเกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงของอนุภาควงแหวนที่ตีพิมพ์ในปี 2019 โอธอน คาโบ วินเทอร์และเพื่อนร่วมงานได้แสดงให้เห็นว่า การสั่นพ้อง 1:3 กับการหมุนของฮาอูเมียนั้นไม่เสถียรทางพลศาสตร์ แต่มีบริเวณที่เสถียรในปริภูมิเฟสที่สอดคล้องกับตำแหน่งของวงแหวนของฮาอูเมีย ซึ่งบ่งชี้ว่าอนุภาควงแหวนมีต้นกำเนิดมาจากวงโคจรแบบวงกลมและเป็นคาบ ซึ่งอยู่ใกล้เคียง แต่ไม่ได้อยู่ภายในจุดสั่นพ้อง.

ดาวเทียม (Satellites)

มีการค้นพบดาวบริวารขนาดเล็ก 2 ดวงที่โคจรรอบ Haumea (136108) Haumea I ซึ่งตั้งชื่อว่า Hi'laka และ (136108) Haumea II ซึ่งตั้งชื่อว่า Namaka 130 Darin Ragozzine และ Michael Brown ค้นพบทั้งสองดวงในปี 2005 ผ่านการสังเกตการณ์ Haumea โดยใช้หอดูดาว W. M. Keck, ฮิลาคา ซึ่งในตอนแรกได้รับฉายาว่า "รูดอล์ฟ" จากทีมงานของแคลเทค ถูกค้นพบเมื่อวันที่ 26 มกราคม 2548 มันเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงนอกสุด มีขนาดใหญ่กว่าและสว่างกว่า โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 310 กิโลเมตร และโคจรรอบฮาอูเมียเป็นวงกลมเกือบสมบูรณ์ทุกๆ 49 วัน ลักษณะการดูดกลืนแสงที่รุนแรงที่ 1.5 และ 2 ไมโครเมตรในสเปกตรัมอินฟราเรด สอดคล้องกับน้ำแข็งผลึกบริสุทธิ์ที่ปกคลุมพื้นผิวส่วนใหญ่.

สเปกตรัมที่ผิดปกติ พร้อมกับเส้นดูดกลืนแสงที่คล้ายกันบนฮาอูเมีย ทำให้บราวน์และเพื่อนร่วมงานสรุปว่า การดักจับเป็นแบบจำลองที่ไม่น่าจะเป็นไปได้สำหรับการก่อตัวของระบบ และดวงจันทร์ของฮาอูเมียจะต้องเป็นเศษชิ้นส่วนของฮาอูเมียเอง.

นามาคา ดาวบริวารขนาดเล็กกว่าและอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของฮาอูเมีย ถูกค้นพบเมื่อวันที่ 30 มิถุนายน 2548 และได้รับฉายาว่า "บลิทเซน" มันมีมวลหนึ่งในสิบของฮิลาคา โคจรรอบฮาอูเมียใน 18 วัน ในวงโคจรวงรีสูงที่ไม่เป็นไปตามกฎของเคปเลอร์ และในปี 2551 มีมุมเอียง 13 องศาจากดวงจันทร์ดวงใหญ่กว่า ซึ่งรบกวนวงโคจรของมัน ค่าความเยื้องศูนย์กลางที่ค่อนข้างสูงประกอบกับมุมเอียงร่วมกันของวงโคจรของดาวบริวารนั้นเป็นสิ่งที่คาดไม่ถึง เนื่องจากควรจะถูกลดทอนลงด้วยผลกระทบจากแรงดึงดูด การโคจรผ่านจุดเรโซแนนซ์ 3:1 กับฮิลาคาเมื่อไม่นานมานี้ อาจอธิบายวงโคจรที่เปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วของดวงจันทร์ของฮาอูเมียในปัจจุบันได้.

ตั้งแต่ประมาณปี 2008 ถึง 2011 วงโคจรของดวงจันทร์ฮาอูเมียปรากฏให้เห็นเกือบจะอยู่ในแนวระนาบเมื่อมองจากโลก โดยที่นามากาจะบังฮาอูเมียเป็นระยะๆ การสังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์ดังกล่าวจะให้ข้อมูลที่แม่นยำเกี่ยวกับขนาดและรูปร่างของดาวเฮาเมียและดวงจันทร์บริวารของมัน ดังเช่นที่เคยเกิดขึ้นกับดาวพลูโตและดาวชารอนในช่วงปลายทศวรรษ 1980 การเปลี่ยนแปลงความสว่างเพียงเล็กน้อยของระบบในระหว่างการเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์เหล่านี้ จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ระดับมืออาชีพที่มีขนาดรูรับแสงปานกลางขึ้นไปในการตรวจจับ ดาวฮิลาคาเคลื่อนผ่านหน้าดาวเฮาเมียครั้งสุดท้ายในปี 1999 ไม่กี่ปี ก่อนที่จะมีการค้นพบ และจะไม่เคลื่อนผ่านหน้าดาวเฮาเมียอีกเป็นเวลาประมาณ 130 ปี อย่างไรก็ตาม ในสถานการณ์ที่ไม่เหมือนใครในบรรดาดาวบริวารทั่วไป วงโคจรของดาวนามากาถูกบิดเบี้ยวอย่างมากโดยดาวฮิลาคา ซึ่งทำให้มุมมองการเคลื่อนผ่านหน้าดาวนามากาและดาวเฮาเมียยังคงอยู่ได้อีกหลายปี มีการสังเกตการณ์ปรากฏการณ์บังดาวครั้งหนึ่งเมื่อวันที่ 19 มิถุนายน 2552 จากหอดูดาวปิโกโดสเดียสในประเทศบราซิล.

ครอบครัวชนกัน (Collisional family)

เฮาเมียเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดในกลุ่มวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เกิดจากการชนกัน ซึ่งมีลักษณะทางกายภาพและวงโคจรคล้ายคลึงกัน เชื่อกันว่าเกิดจากการที่วัตถุต้นกำเนิดขนาดใหญ่ถูกทำลายจากการชน กลุ่มนี้เป็นกลุ่มแรกที่ถูกระบุใน TNOS และนอกจากเฮาเมียและดวงจันทร์ของมันแล้ว ยังรวมถึง (55636) 2002 TX300 (=364 กม.), (24835) 1995 SM5 (2174 กม.), (19308) 1996 T066 (=200 กม.), (120178) 2003 OP32 (+230 กม.) และ (145453) 2005 RR43 (252 กม.)

บราวน์ และเพื่อนร่วมงานเสนอว่าครอบครัวดังกล่าวเป็นผลโดยตรงจากการชนที่ทำให้ชั้นน้ำแข็งของฮาอูเมียหายไปในปี 1971 แต่ข้อเสนอที่สองชี้ให้เห็นถึงต้นกำเนิดที่ซับซ้อนกว่านั้น นั่นคือ วัสดุที่ถูกพุ่งออกมาในการชนครั้งแรกได้รวมตัวกันเป็นดวงจันทร์ขนาดใหญ่ของฮาอูเมีย ซึ่งต่อมาแตกเป็นเสี่ยงๆ ในการชนครั้งที่สอง ทำให้เศษชิ้นส่วนกระจัดกระจายออกไป

สถานการณ์ที่สองนี้ดูเหมือนจะทำให้การกระจายความเร็วของชิ้นส่วนต่างๆ สอดคล้องกับการกระจายความเร็วที่วัดได้ของสมาชิกในครอบครัวมากขึ้น การปรากฏตัวของครอบครัวที่เกิดจากการชนกันอาจบ่งชี้ว่า Haumea และ "ลูกหลาน" ของมันอาจมีต้นกำเนิดมาจากจานกระจายตัว ในแถบไคเปอร์ที่มีประชากรเบาบางในปัจจุบัน โอกาสที่จะเกิดการชนกันเช่นนี้ในช่วงอายุของระบบสุริยะนั้นน้อยกว่า 0.1 เปอร์เซ็นต์.

กลุ่มดาวฮาอูเมียและญาติของมันไม่น่าจะก่อตัวขึ้นในแถบไคเปอร์ดั้งเดิมที่มีความหนาแน่นสูงกว่าได้ เพราะกลุ่มที่ใกล้ชิดกันเช่นนั้นจะต้องถูกรบกวนจากการเคลื่อนตัวของดาวเนปจูนเข้ามาในแถบไคเปอร์ ซึ่งเป็นสาเหตุที่เชื่อกันว่าทำให้แถบไคเปอร์มีความหนาแน่นต่ำในปัจจุบัน ดังนั้น จึงดูเหมือนว่าบริเวณจานกระจายตัวแบบไดนามิก ซึ่งมีความเป็นไปได้สูงกว่ามากที่จะเกิดการชนกันเช่นนั้น จะเป็นแหล่งกำเนิดของวัตถุที่สร้างฮาอูเมียและญาติของมันขึ้นมา เนื่องจากต้องใช้เวลาอย่างน้อยหนึ่งพันล้านปีเพื่อให้กลุ่มดาวกระจายตัวออกไปไกลถึงขนาดนี้ การชนกันที่สร้างกลุ่มดาวฮาอูเมียจึงเชื่อว่าเกิดขึ้นเมื่ออย่างน้อยที่สุดนานถึงขนาดนั้นแล้ว.

การสำรวจ (Exploration)

ยานอวกาศนิวฮอไรซันส์ได้สังเกตการณ์ฮาอูเมียจากระยะไกลในเดือนตุลาคม 2550 มกราคม 2560 และพฤษภาคม 2563 ที่ระยะห่าง 49 หน่วยดาราศาสตร์ 59 หน่วยดาราศาสตร์ และ 63 หน่วยดาราศาสตร์ ตามลำดับ เส้นทางโคจรขาออกของยานอวกาศทำให้สามารถสังเกตการณ์ฮาอูเมียได้ที่มุมเฟสสูง ซึ่งไม่สามารถทำได้จากโลก ทำให้สามารถกำหนดคุณสมบัติการกระเจิงของแสงและพฤติกรรมเส้นโค้งเฟสของพื้นผิวฮาอูเมียได้

หากปล่อยยานในวันที่ 1 พฤศจิกายน 2026, 23 กันยายน 2037 และ 29 ตุลาคม 2038 ภารกิจบินผ่านอาจไปถึงดาวเฮาเมียได้ภายใน 16.45 ปี ดาวเฮาเมียอาจกลายเป็นเป้าหมายสำหรับภารกิจสำรวจ และตัวอย่างหนึ่งของงานนี้คือการศึกษาเบื้องต้นเกี่ยวกับยานสำรวจที่จะส่งไปยังดาวเฮาเมียและดวงจันทร์บริวาร (ที่ระยะ 35-51 หน่วยดาราศาสตร์)

มวลของยานสำรวจ แหล่งพลังงาน และระบบขับเคลื่อน เป็นเทคโนโลยีสำคัญสำหรับภารกิจประเภทนี้.

ปริญญาเอก (Ph.D) 🇹🇭 /อำเภอเกาะลันตา

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา 🇹🇭

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย 🇹🇭

เรียบเรียงบทความภาษาอังกฤษ ไทย 🇹🇭

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

เคลียร์มิลลี่ 8888 🇹🇭

ประเทศไทย 2569 🇹🇭

วันที่ 17 เดือน เมษายน พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 13 : 15 น. 🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#KingRama10NumberOneInTheWorld👑🇹🇭

#QueenKlearmilly8888👑🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

https://youtube.com/shorts/CLvnp1ANA2A?si=3cPWJjCMXBQCwfIz

https://www.facebook.com/share/p/1E6dgNTNH9/

https://www.facebook.com/share/p/1BCTnx24rR/