Haumea

Vikipedi, özgür ansiklopedi

136108 Haumea
Haumea'nın (ortada) ve iki uydusunun Hubble tarafından elde edilen görüntüsü görüntüsü. Hiʻiaka, Haumea'nın üstünde ve Namaka aşağısındadır
Keşif
Keşfeden
Keşif tarihi
  • 28 Aralık 2004 (Brown)
  • 27 Temmuz 2005 (Ortiz)
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(136108) Haumea
Adın kaynağı
Haumea
Alternatif adlandırma
2003 EL61
SıfatlarHaumean[4]
Sembol🝻 (çoğunlukla astrolojik)
Yörünge özellikleri[5]
Dönem 17 Aralık 2020 (JD 2459200.5)
Belirsizlik parametresi 2
Gözlem yayı65 yıl, 291 gün (24033 gün)
İlk önkeşif tarihi22 Mart 1955
Günöte51,585 AU (7,7170 Tm)
Günberi34,647 AU (5,1831 Tm)
43,116 AU (6,4501 Tm)
Dış merkezlik0,19642
283,12 y (103.410 gün)[6]
4,53 km/s
218,205°
0° 0d 12.533s / gün
Eğiklik28,2137°
122,167°
≈ 1 Haziran 2133[7]
±2 gün
239,041°
Bilinen doğal uydusu2 (Hiʻiaka ve Namaka)
Fiziksel özellikler
17,3 (karşı konum)[10][11]
0,428±0,011 (V-bandı) [12] · 0,2 [6]
Boyutlar
  • ≈ 2.100 × 1.680 × 1.074 km[13]
  • 2 322±60 × 1 704±8 × 1 026±32 km[14]
Ortalama yarıçap
  • ≈ 780 km
  • 798±6 km ila 816 km[14]
≈ 8,14×106 km2[15]
Hacim≈ 1,98×109 km3[16]
0,0018 Dünya
Kütle(4,006±0,040)×1021 kg[17]
0,00066 Dünya
Ortalama yoğunluk
  • ≈ 2,018 g/cm3
  • 1,885±0,080 g/cm3 ila 1,757 g/cm3
Ekvatoral yerçekimi
Kutuplarda 0,93 m/s2
ila en uzun eksende 0,24 m/s2
Ekvatoral kurtulma hızı
Kutuplarda 1 km/s
ila en uzun eksende 0,71
3,915341±0,000005 sa[12]
(0,163139208 g)
≈ 126° (yörüngeye; varsayılan)
81,2° veya 78,9° (tutuluma)
Kuzey kutbu sağ açıklık
282,6°±1,2°[18]
Kuzey kutbu dik açıklık
-13,0°±1,3° veya -11,8°±1,2°[18]
Sıcaklık< 50 K[20]
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Haumea (küçük gezegen tanımı: 136108 Haumea; sembolü: 🝻)[21] Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir.[22] 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. Kısa bir süre öncesine kadar Haumea'nın kütle çekiminin, hidrostatik denge için yeterli olduğu düşünülüyordu, fakat şimdi bu konuda belirsizlik bulunmaktadır. Haumea'nın uzun şekli, hızlı dönüşü, halkaları ve yüksek albedosu (kristal su buzundan oluşan bir yüzeyden dolayı) dev bir çarpışmanın sonuçları olarak düşünülmektedir. Haumea, birkaç büyük Neptün ötesi cisim ve Haumea'nın bilinen iki uydusu, Hiʻiaka ve Namaka'yı içeren bir çarpışma ailesinin en büyük üyesidir.

Yörünge[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın Neptün dışındaki yörüngesi Makemake'ninkine benzer. Konumlar 1 Ocak 2018 tarihine aittir.

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 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.[23][24][25]

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 birçok 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.

Neptün ile olası rezonans[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın, Neptün ile aralıklı 7:12 yörünge rezonansında olduğu düşünülmektedir.[23] Yükselen düğüm yaklaşık 4,6 milyon yıl süren bir periyotla devinim gösterir ve rezonans, her devinim dönemi boyunca iki kez kesilir, yani her 2,3 milyon yılda bir, yaklaşık yüz bin yıl kadar sonra geri döner.[2] Bu basit bir rezonans olmadığından, Marc Buie bunu rezonans olmayan bir durum olarak nitelendirmektedir.[26]

Dönüş[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın parlaklığında düzenli olarak her 3,9 saatte bir dalgalanma belirmekte.[27] 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.[28]

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.[22] 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 üç değişken sayesindedir. Eğer 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.[29] Bununla birlikte boyutlarının hesaplanması hızlı dönüşü nedeniyle karmaşıktır. Deforme olabilen cisimlerin dönüş fiziğine göre Haumea kadar hızlı dönen bir cisim, 100 gün içerisinde Hidrostatik dengede olan üç eksenli bir elipsoide dönüşecektir.[28] Haumea'nın parlaklığındaki dalgalanmalarının sebebinin yerel 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).

Haumea'nın dönüşü ve ışık eğrisi genliğinin bileşimi üzerinde güçlü kısıtlamalar getirdiği ileri sürüldü. Eğer Haumea hidrostatik dengeye, Plüton gibi düşük yoğunluğa ve küçük bir kaya çekirdeğin üzerinde buzla kaplı bir kabuğa sahip olsaydı yüksek hızlı dönüşü, parlaklık dalgalanmalarına izin verdiğinden daha fazla bir şekilde onu uzatacaktı. Böyle argümanların sonucunda Haumea'nın yoğunluğu 2,6 ila 3,3 g/cm3 arasında sınırlanmıştır.[28][30] Kıyaslama yapılırsa, kayalık olan Ay'ın yoğunluğu 3,3 g/cm3 iken Kuiper Kuşağı'ndaki tipik buzlu nesnelerin yoğunluğuna sahip olan Plüton'un yoğunluğu 1,86 g/cm3'tür. Haumea'nın bu yoğun yapısı, Güneş Sistemi'ndeki çoğu kayalık cismi 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.[23]

Yüzey[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea, 4 saatten kısa bir sürede hızlı bir şekilde döner, bu da onun uzunlamasına bir şekle sahip olmasına neden olur. Haumea, yüzeyinde koyu kırmızı bir lekenin de göründüğü gibi, dönüşü sırasında ayırt edilebilir renk değişiklikleri gösterir.

2005'te, Gemini ve Keck teleskopları Haumea'nın spektrumunu elde etti. Bu spektrum Haumea'nın yüzeyinde Plüton'un ayı Charon'ın yüzeyindekilere benzer güçlü kristal su buzu olduğunu gösterdi.[20] Bu tuhaftır, çünkü kristal buz 110 K sıcaklığının üstünde oluşur. Ancak Haumea'nın sıcaklığı 50 K'den düşüktür ve bu sıcaklıkda amorf buz oluşur.[20] Ayrıca, kristal buzun yapısı Güneş'ten sürekli olarak yağan ve TNO'ları vuran kozmik ışın ve enerji parçacıklarına karşı dayanıksızdır.[20] Bu bombardıman altında kristal buzun amorf buz haline dönmesi için gereken zaman ölçeği on milyon yıl düzeyindedir,[31] fakat Neptün-ötesi cisimler milyarlarca yıl süren zaman çizgileri boyunca mevcut soğuk-sıcaklık konumlarında kalmışlardır.[32] Radyasyon hasarı, Plüton'da olduğu gibi organik buzlar ve tholin-benzeri bileşiklerin yaygın yüzey malzemelerinin mevcut olduğu Neptün-ötesi cisimlerin yüzeyini de kızartabilir ve karartabilir. Spektrumlar ve renk, Haumea ve aile üyelerinin taze buz üreten yüzey oluşumlarını göstermektedir. Buna rağmen, makul bir yüzey yenilenme mekanizması önerilmemiştir.[9]

Haumea 0,6 ila 0,8 arasında bir albedo ile kar kadar parlaktır ve bu kristal buza uygundur.[28] Eris gibi diğer büyük TNO'ların albedosu ya buna eşit ya da bundan daha yüksektir.[33] Yüzey spektrumlarının en uygun modellemesi, Haumea yüzeyinin %66 ila %80'inin saf kristal su buzu gibi göründüğünü ve yüksek albedoya katkıda bulunanlardan birinin muhtemelen hidrojen siyanür veya fillosilikat kil olduğunu gösterdi.[20] Ayrıca, bakır potasyum siyanür gibi inorganik siyanür tuzları da mevcut olabilir.[20]

Halka[değiştir | kaynağı değiştir]

Haumea'nın keşfedilen halkası içindeki 3,9155 saatlik dönüşü

21 Ocak 2017'de görülen ve 2017 Ekim Nature dergisinde açıklanan örtülme Haumea'nın etrafında bir halka olabileceğini gösterdi. Bu bir TNO(Neptün ötesi cisim) için bulunan ilk halka sistemidir.[14] Halkanın yaklaşık 2.287 km'lik bir yarıçapı, ~70 km'lik bir genişliği ve 0,5 değerinde opaklığı vardır. Halka, Haumea'nın Roche limitinin içinde yer alıyor. Haumea küresel olsaydı yaklaşık 4.400 km yarıçapa sahip olurdu (küresel olmaması limiti daha uzağa iter).[14] Halka düzlemi, Haumea'nın ekvator düzlemine göre 3,2°±1,4° eğiktir ve daha büyük olan dış uydusu Hiʻiaka'nın yörünge düzlemi ile neredeyse örtüşmektedir.[14][34] Halka, ayrıca Haumea'nın dönüşü ile 1:3 yörünge-dönüş rezonansına yakın bir konumda bulunmaktadır (Haumea'nın merkezinden 2.285 ± 8 km yarıçapında). Halkanın Haumea'nın toplam parlaklığına %5 katkıda bulunduğu tahmin ediliyor.[14]

Halka parçacıklarının dinamikleri üzerine 2019'da yayınlanan bir çalışmada Othon Cabo Winter ve meslektaşları, Haumea'nın dönüşü ile 1:3 rezonansın dinamik olarak kararsız olduğunu, fakat Haumea'nın halkasının konumuyla uyumlu bir faz uzayında kararlı bir bölgenin bulunduğunu göstermişlerdir. Bu, halka parçacıklarının rezonansa yakın ama içinde olmayan dairesel, periyodik yörüngelerden kaynaklandığını gösterir.[35]

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. ^ a b 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. ^ E.g. Giovanni Vulpetti (2013) Fast Solar Sailing, s. 333.
  5. ^ "(136108) Haumea = 2003 EL61". Minor Planet Center. Uluslararası Astronomi Birliği. 24 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Mart 2021. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ "Horizons Batch for Haumea at perihelion around 1 June 2133". JPL Horizons (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive. The JPL SBDB generically (incorrectly) lists an unperturbed two-body perihelion date in 2132). Jet Propulsion Laboratory. 13 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Eylül 2021. 
  8. ^ DOI:10.1051/0004-6361/200913031 10.1051/0004-6361/200913031
  9. ^ a b 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. 
  10. ^ "AstDys (136108) Haumea Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 27 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2009. 
  11. ^ "HORIZONS Web-Interface". NASA Jet Propulsion Laboratory Solar System Dynamics. 10 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008. 
  12. ^ a b Santos-Sanz, P.; Lellouch, E.; Groussin, O.; Lacerda, P.; Muller, T. G.; Ortiz, J. L.; Kiss, C.; Vilenius, E.; Stansberry, J.; Duffard, R.; Fornasier, S.; Jorda, L.; Thirouin, A. (Ağustos 2017). ""TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region XII. Thermal light curves of Haumea, 2003 VS2 and 2003 AZ84 with Herschel/PACS". Astronomy & Astrophysics. 604 (A95): 19. arXiv:1705.09117 $2. Bibcode:2017A&A...604A..95S. doi:10.1051/0004-6361/201630354. 
  13. ^ Dunham, E. T.; Desch, S. J.; Probst, L. (Nisan 2019). "Haumea's Shape, Composition, and Internal Structure". The Astrophysical Journal. 877 (1): 11. arXiv:1904.00522 $2. Bibcode:2019ApJ...877...41D. doi:10.3847/1538-4357/ab13b3. 
  14. ^ a b c d e f g Ortiz, J. L.; Santos-Sanz, P.; Sicardy, B.; Benedetti-Rossi, G.; Bérard, D.; Morales, N. (2017). "The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation" (PDF). Nature. 550 (7675): 219-223. arXiv:2006.03113 $2. Bibcode:2017Natur.550..219O. doi:10.1038/nature24051. hdl:10045/70230. PMID 29022593. 7 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Ağustos 2020. 
  15. ^ "Ellipsoid surface area: 8.13712×10^6 km2". wolframalpha.com. 20 Aralık 2019. 25 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2019. 
  16. ^ "Ellipsoid volume: 1.98395×10^9 km3". wolframalpha.com. 20 Aralık 2019. 25 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2019. 
  17. ^ 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. 
  18. ^ a b Kondratyev, B. P.; Kornoukhov, V. S. (Ağustos 2018). "Determination of the body of the dwarf planet Haumea from observations of a stellar occultation and photometry data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (3): 3159-3176. Bibcode:2018MNRAS.478.3159K. doi:10.1093/mnras/sty1321. 
  19. ^ Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, J. J.; Lauer, Tod R. (Nisan 2022). "The Diverse Shapes of Dwarf Planet and Large KBO Phase Curves Observed from New Horizons". The Planetary Science Journal. 3 (4): 31. Bibcode:2022PSJ.....3...95V. doi:10.3847/PSJ/ac63a6. 95. 
  20. ^ a b c d e f 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. 
  21. ^ JPL/NASA (22 Nisan 2015). "What is a Dwarf Planet?". Jet Propulsion Laboratory. 19 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2022. 
  22. ^ a b "IAU names fifth dwarf planet Haumea". IAU Press Release. 17 Eylül 2008. 2 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Eylül 2008. 
  23. ^ a b c Brown, M. E.; Barkume, K. M.; Ragozzine, D.; Schaller, L. (2007). "A collisional family of icy objects in the Kuiper belt" (PDF). Nature. 446 (7133): 294-296. Bibcode:2007Natur.446..294B. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177. 4 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 14 Temmuz 2019. 
  24. ^ Nesvorný, D; Roig, F. (2001). "Mean Motion Resonances in the Transneptunian Region Part II: The 1 : 2, 3 : 4, and Weaker Resonances". Icarus. 150 (1): 104-123. Bibcode:2001Icar..150..104N. doi:10.1006/icar.2000.6568. 8 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Aralık 2019. 
  25. ^ Kuchner, Marc J.; Brown, Michael E.; Holman, Matthew (2002). "Long-Term Dynamics and the Orbital Inclinations of the Classical Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 124 (2): 1221-1230. arXiv:astro-ph/0206260 $2. Bibcode:2002AJ....124.1221K. doi:10.1086/341643. 
  26. ^ "Orbit and Astrometry for 136108". www.boulder.swri.edu. 13 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2020. 
  27. ^ Agence France-Presse (16 Eylül 2009). "Astronomers get lock on diamond-shaped Haumea". European Planetary Science Congress in Potsdam. News Limited. 23 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Eylül 2009. 
  28. ^ a b c d Rabinowitz, D. L.; Barkume, Kristina; Brown, Michael E.; Roe, Henry; Schwartz, Michael; Tourtellotte, Suzanne; Trujillo, Chad (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): 1238-1251. arXiv:astro-ph/0509401 $2. Bibcode:2006ApJ...639.1238R. doi:10.1086/499575. 
  29. ^ Stansberry, J.; Grundy, W.; Brown, M.; Cruikshank, D.; Spencer, J.; Trilling, D.; Margot, J-L. (2008). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press: 161. arXiv:astro-ph/0702538 $2. Bibcode:2008ssbn.book..161S. 
  30. ^ Alexandra C. Lockwood; Michael E. Brown; John Stansberry (2014). "The size and shape of the oblong dwarf planet Haumea". Earth, Moon, and Planets. 111 (3–4): 127-137. arXiv:1402.4456v1 $2. Bibcode:2014EM&P..111..127L. doi:10.1007/s11038-014-9430-1. 
  31. ^ "Charon: An ice machine in the ultimate deep freeze" (Basın açıklaması). Gemini Gözlemevi. 17 Temmuz 2007. 7 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2007. 
  32. ^ Michael E. Brown. "The largest Kuiper belt objects" (PDF). Caltech. 1 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Eylül 2008. 
  33. ^ Brown, M. E.; Schaller, E. L.; Roe, H. G.; Rabinowitz, D. L.; Trujillo, C. A. (2006). "Direct measurement of the size of 2003 UB313 from the Hubble Space Telescope" (PDF). The Astrophysical Journal Letters. 643 (2): L61-L63. arXiv:astro-ph/0604245 $2. Bibcode:2006ApJ...643L..61B. doi:10.1086/504843. 10 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). 
  34. ^ Kondratyev, B. P.; Kornoukhov, V. S. (Ekim 2020). "Secular Evolution of Rings around Rotating Triaxial Gravitating Bodies". Astronomy Reports. 64 (10): 870-875. Bibcode:2020ARep...64..870K. doi:10.1134/S1063772920100030. 
  35. ^ Winter, O. C.; Borderes-Motta, G.; Ribeiro, T. (2019). "On the location of the ring around the dwarf planet Haumea". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 484 (3): 3765-3771. arXiv:1902.03363 $2. doi:10.1093/mnras/stz246. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Haumea&oldid=31623903" sayfasından alınmıştır