Zone cartografiche di Plutone nominate come le pioniere dell'aviazione Sally Ride e Bessie Coleman.

Più di 60 anni dopo che Bessie Coleman ha rotto i legami della terraferma per diventare la prima donna afroamericana e nativa americana a ottenere il brevetto di pilota, Sally Ride è partita a bordo dello shuttle Challenger per diventare la prima donna americana nello spazio.

Le vite e le realizzazioni di entrambe le donne pioniere dell'aviazione sono state ora onorate con la nomina di punti di riferimento su Plutone. L'Unione Astronomica Internazionale ha recentemente approvato i nomi "Coleman Mons" e "Ride Rupes" per due grandi caratteristiche geologiche dell'emisfero sud di Plutone, che a sua volta è stato esplorato per la prima volta dalla sonda spaziale New Horizons della NASA nel 2015.

Durante il volo che l'ha resa la prima donna americana nello spazio, Sally Ride galleggia nella microgravità dell'orbita terrestre bassa sull'orbiter Challenger nel 1983. (Credit: NASA)

Nella foto nel 1922, Bessie Coleman è stata la prima donna afroamericana e nativa americana a ottenere il brevetto di pilota. (Credito: dominio pubblico, tramite Wikimedia Commons) 

I membri del team della missione New Horizons hanno proposto i nomi all'IAU, in linea con una convenzione secondo cui le caratteristiche di Plutone includono quelli che sono chiamati "pionieri storici che hanno attraversato nuovi orizzonti nell'esplorazione della Terra, del mare e del cielo".

"Sally Ride e Bessie Coleman sono state separate da generazioni, ma sono legate per sempre dai loro grandi successi, che hanno aperto le porte a donne e ragazze di tutto il mondo", ha affermato l'amministratore della NASA Bill Nelson. "Nel rompere le barriere hanno motivato così tante donne a perseguire sogni – e carriere – che non pensavano fossero possibili, e la loro assoluta perseveranza e ricerca dell'uguaglianza ispirano le persone fino ad oggi”.

Il volo spaziale di Ride a bordo del Challenger nel giugno 1983 l'ha resa non solo la prima donna americana a raggiungere lo spazio, ma a 32 anni, la più giovane americana a farlo. Ha volato di nuovo sul Challenger nel 1984. Ride è stata ampiamente lodata non solo per il suo lavoro esemplare alla NASA, ma per la sua attenzione nell'educare e incoraggiare la prossima generazione di scienziati e astronauti. Ha co-fondato Sally Ride Science nel 2001 per ispirare i giovani a perseguire carriere STEM e promuovere l'alfabetizzazione STEM. È morta di cancro nel 2012 all'età di 61 anni e alla sua morte è diventata la prima astronauta ad essere riconosciuta pubblicamente come LGBTQ+.

Ride Rupes è un'enorme scogliera situata vicino alla punta meridionale della regione a forma di cuore di Plutone nota come Tombaugh Regio; è una delle più grandi e alte scarpate tettoniche su Plutone, alta tra 2-3 chilometri e lunga 250 km. A ovest c'è un gigantesco altopiano punteggiato da caratteristici pozzi; a est, una vasta e ghiacciata distesa vulcanica diversa da tutte le altre del sistema solare.

"Sally amava l'esplorazione dello spazio", ha detto Tam O'Shaughnessy, compagna di vita di Ride. “Anche dopo i suoi anni alla NASA, sognava di unirsi a una missione sulla Luna, su Marte o su Plutone. Sally amava anche il dibattito sul fatto che Plutone fosse o meno un vero pianeta. E ha apprezzato i nuovi criteri di classificazione di un pianeta. Dopotutto, in quale altro modo può decidere uno scienziato planetario? Sally sarebbe sulla Luna, o Plutone, con l'onore di avere Ride Rupes che porta il suo nome".

Pioniere nei primi giorni del volo americano, Coleman ha aperto la strada a donne e persone di colore per diventare aviatori. Dopo aver viaggiato in Francia nel 1923 per ottenere la sua licenza - le scuole di volo statunitensi all'epoca non ammettevano né donne né persone di colore - divenne famosa per le sue acrobazie audaci nei cieli di Europa e Stati Uniti. trucchi per guadagnare soldi, ma si rifiutava di parlare ovunque fossero stati segregati o discriminati gli afroamericani. Ha girato il paese dando lezioni di volo e esibendosi in spettacoli di volo, e ha incoraggiato gli afroamericani e le donne a imparare a volare. Morì nel marzo 1926, all'età di 32 anni, quando il suo copilota perse il controllo del suo aereo durante un volo di prova e si schiantò.

Coleman Mons, o montagna, è una caratteristica unica nella regione dei criovulcani o vulcani di ghiaccio. Il suo colore più scuro e il fatto che sembri scorrere su un terreno più antico, portano gli scienziati a credere che potrebbe essere una delle cupole vulcaniche create più di recente nell'area. Il fatto che i crateri da impatto siano stati per lo più cancellati nell'area intorno a Ride Rupes e Coleman Mons indica un'attività geologica relativamente recente - e tale attività è stata una delle scoperte più importanti provenienti dallo storico sorvolo di Plutone di New Horizons.

"È emozionante onorare queste straordinarie donne che erano in prima linea nell'esplorazione con caratteristiche geologiche nominate ai margini del sistema solare classico", ha affermato Kelsi Singer, vice scienziata del progetto di New Horizons del Southwest Research Institute (SwRI), che ha proposto entrambi i nomi delle funzioni. “Queste affascinanti caratteristiche geologiche sono importanti per comprendere la gelida storia vulcanica e tettonica di Plutone, che a sua volta è la porta d'accesso alla regione in gran parte inesplorata chiamata Cintura di Kuiper. Coleman Mons e Ride Rupes saranno studiati a lungo».

"La missione New Horizons è incentrata sull'esplorazione alla frontiera del nostro sistema solare", ha affermato Alan Stern, investigatore principale di New Horizons di SwRI. "È stimolante per me e penso a tutti noi della missione che potremmo onorare queste due storiche esploratrici di altre importanti frontiere”.

Il laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University di Laurel, nel Maryland, ha progettato, costruito e gestito la navicella spaziale New Horizons e gestisce la missione per la direzione della missione scientifica della NASA. L'ufficio di gestione planetaria di MSFC fornisce la supervisione della NASA per i nuovi orizzonti. Il Southwest Research Institute, con sede a San Antonio, dirige la missione tramite l'investigatore principale Stern e guida il team scientifico, le operazioni di carico utile e la pianificazione scientifica degli incontri. New Horizons fa parte del programma New Frontiers gestito dal Marshall Space Flight Center della NASA a Huntsville, in Alabama.

( Primo piano, contorni di Ride Rupes (a sinistra) e Coleman Mons sulla superficie di Plutone; gli inserti mostrano le posizioni di ogni caratteristica, vicino alla punta inferiore della caratteristica a forma di cuore di Plutone, Tombaugh Regio. (Credit: NASA/Johns Hopkins APL/Southwest Research Institute/SETI Institute/Ross Beyer ).

(120216) 2004 EW95 un tipico asteroide della fascia principale, oggi nella fascia di Kuiper. by INSA.

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Aggiornato il 22/06/2020

(120216) 2004 EW95

Classificazione:
2004 EW95 , è un oggetto trans-nettuniano risonante della fascia di Kuiper, un Plutino.
Ha più carbonio di quello tipico degli altri KBO ed è stato il primo ad essere confermato come avente questa composizione in questa regione dello spazio.
Si pensa che abbia avuto origine più vicino al Sole, forse anche alla principale fascia principale degli asteroidi.

( a lato foto HUBBLE ).

Scoperta:
2004 EW95 è stato scoperto il 14 marzo 2004 , da un team di astronomi del progetto Spacewatch presso il Kitt Peak Observatory.

Dati fisici:
2004 EW95 ha un albedo scuro di 0,04, che gli dà un diametro di circa 291 km, in base ad una magnitudine assoluta (H) di +6,3 mag.
Attualmente non si conosce il periodo di rotazione, ne l'orientamento del suo asse e quindi non possiamo elaborare la sua forma.

Studio:
Un team internazionale di astronomi ha utilizzato i telescopi ESO per indagare su una reliquia del sistema solare primordiale. Il team ha scoperto che l'insolito Kuiper Belt Object 2004 EW95 è un asteroide ricco di carbonio, il primo del suo genere ad essere confermato nelle fredde zone esterne del Sistema Solare. Questo curioso oggetto si è probabilmente formato nella fascia degli asteroidi tra Marte e Giove ed è stato lanciato miliardi di chilometri dalla sua origine alla sua attuale sede nella Cintura di Kuiper.
Ora, un recente articolo ha presentato prove del primo asteroide carbonaceo osservato in modo affidabile nella Cintura di Kuiper, fornendo un forte supporto a questi modelli teorici della gioventù travagliata del nostro Sistema Solare. Dopo meticolose misurazioni da più strumenti presso il Very Large Telescope (VLT) dell'ESO , un piccolo gruppo di astronomi guidato da Tom Seccull della Queen's University di Belfast nel Regno Unito è stato in grado di misurare la composizione dell'anomalo KBO 2004 EW95 , e quindi determinare che è un asteroide carbonaceo. Ciò suggerisce che si è originariamente formato nel sistema solare interno e che da allora deve essere migrato verso l'esterno.
La natura peculiare di 2004 EW95 , è venuta alla luce per la prima volta durante le osservazioni di routine con il telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA di Wesley Fraser, un astronomo della Queen's University di Belfast che era anche membro del team dietro questa scoperta.
Lo spettro di riflettanza dell'asteroide, il modello specifico delle lunghezze d'onda della luce riflessa da un oggetto, era diverso da quello di simili piccoli oggetti della Cintura di Kuiper (KBO), che in genere hanno spettri poco interessanti e senza dettagli che rivelano poche informazioni sulla loro composizione.
" Lo spettro di riflettanza di 2004 EW95 era chiaramente distinto dagli altri oggetti del Sistema solare esterno osservati " , spiega l'autore principale Seccull. “ Ci è sembrato abbastanza strano che noi abbiamo dato un'occhiata più da vicino. ”
Il team ha osservato 2004 EW95 con gli strumenti X-Shooter e FORS2 sul VLT.
La sensibilità di questi spettrografi ha permesso al team di ottenere misurazioni più dettagliate del modello di luce riflessa dall'asteroide e quindi inferire la sua composizione.
Tuttavia, anche con l'impressionante potenza di raccolta della luce del VLT, 2004 EW95 era ancora difficile da osservare. Sebbene l'oggetto abbia una larghezza di poco meno di 300 chilometri, è attualmente ad una colossale distanza di quattro miliardi di chilometri dalla Terra, rendendo la raccolta di dati dalla sua oscura superficie ricca di carbonio una sfida scientifica impegnativa.
" È come osservare una gigantesca montagna di carbone contro la tela nera come il cielo notturno " , afferma il co-autore Thomas Puzia della Pontificia Universidad Católica de Chile.
" Non solo si muove 2004 EW95 , ma è anche molto debole " , aggiunge Seccull. “ Abbiamo dovuto utilizzare una tecnica di elaborazione dei dati piuttosto avanzata per ottenere il massimo possibile dai dati. ”
Due caratteristiche degli spettri dell'oggetto erano particolarmente accattivanti e corrispondevano alla presenza di ossidi ferrici e fillosilicati . La presenza di questi materiali non era mai stata confermata in un KBO e suggeriscono fortemente che 2004 EW95 si sia formato nel Sistema Solare interno.
Seccull conclude: " Data l'attuale dimora di 2004 EW95 nei gelidi tratti esterni del Sistema Solare, ciò implica che è stato gettato nella sua orbita attuale da un pianeta migratore nei primi giorni del Sistema Solare ".
" Mentre ci sono state precedenti segnalazioni di altri spettri atipici di KBO, nessuno è stato confermato a questo livello di qualità ", commenta Olivier Hainaut, un astronomo dell'ESO che non faceva parte del team. “ La scoperta di un asteroide carbonaceo nella Cintura di Kuiper è una verifica chiave di una delle predizioni fondamentali dei modelli dinamici del primo Sistema Solare. ”

LINK : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aab3dc 

Composizione e superficie:
Il suo spettro di riflettanza ha una sorprendente somiglianza con quelli di alcuni asteroidi di tipo C idratati , indicando che questo oggetto si è probabilmente formato nello stesso ambiente degli asteroidi di tipo C che si trovano oggi nella fascia esterna degli asteroidi .
A differenza della maggior parte dei piccoli oggetti nella cintura di Kuiper osservati finora, lo spettro visibile 2004 EW95 ha due caratteristiche evidenti, ciascuna rispettivamente associata agli ossidi di ferro ed ai fillosilicati .

( Spettri di riflettanza e fotometria (Fraser et al. 2015 ) di 2004 EW95 rispetto allo spettro combinato di riflettanza ottica e NIR (vicino infrarosso), dell'asteroide di tipo C idratato, 38 Leda dai cataloghi SMASSII e SMASSir (Bus & Binzel 2002a , 2002b ; DeMeo et al. 2009 ). Il calo di riflettanza di 2004 EW95 nei confronti della radiazione UV è chiaramente visibile sia negli spettri X-Shooter che FORS2, ben abbinandosi con 38 Leda. La presenza dell'ampia funzionalità centrata vicino a 700 nm è evidente sia nello spettro X-Shooter che nella spettrofotometria HST. Attribuiamo questa caratteristica all'assorbimento al fillosilicato come negli asteroidi di tipo C idratati. Il comportamento NIR osservato per il 2004 EW95 nella fotometria HST ricorda da vicino il comportamento spettrale NIR degli asteroidi di tipo C, presentando una pendenza rossa senza caratteristiche, rimanendo all'incirca costante da ~ 1000 nm a ~ 1400 nm. La riflettanza di 2004 EW95 diminuisce leggermente a ~ 1500 nm, suggerendo l'eventuale assorbimento dovuto al ghiaccio d'acqua superficiale. Le riflessioni in tutti i set di dati sono normalizzate a 589 nm. Lo spettro FORS2 (in rosso) è sfalsato di +0,4 per chiarezza. L'apparente differenza nella pendenza complessiva tra le regioni sovrapposte degli spettri FORS2 e X-Shooter sono artefatti di calibrazione derivanti dall'uso di stelle analogiche solari leggermente diverse ).

La presenza di una caratteristica di fillosilicato nello spettro di un pianeta minore indica che la componente rocciosa della sua composizione è stata alterata dalla presenza di acqua liquida ad un certo punto dalla sua formazione.
Perché ciò avvenisse 2004 EW95 nella sua orbita attuale e a temperature di ~ 35K, sarebbero state necessarie quantità significative di energia termica .
Questa energia avrebbe potuto essere erogata da una fortissima collisione casuale , ma la forte somiglianza complessiva tra gli asteroidi di tipo C nella fascia esterna degli asteroidi e 2004 EW95 suggeriscono che questo oggetto si sia formato nella stessa regione del disco protoplanetario degli altri presenti nella Fascia Principale , molto più vicino al Sole e a temperature più elevate.
L'ipotesi della Grande Migrazione dei Pianeti Giganti prevede che gli asteroidi di tipo C primitivi furono dispersi dalla loro posizione di formazione dalle migrazioni di Giove e Saturno e molti furono iniettati nella cintura di asteroidi esterna dove li troviamo oggi. Con lo stesso meccanismo (e altri che derivano dalla formazione planetaria), le simulazioni mostrano che i tipi C possono anche essere lanciati verso l'esterno nella regione trans-nettuniana, dove in seguito possono essere catturati nelle risonanze del moto medio di Nettuno .

( Grafico comparativo dello spettro. Qui confrontiamo gli spettri del 2004 EW95 osservati con X-Shooter e FORS2, insieme allo spettro X-Shooter di un tipico KBO, 1999 OX3 . Entrambi gli spettri di 2004 EW95 concordano molto bene con lunghezze d'onda superiori a ~ 430 nm. Sotto ~ 430 nm c'è una divergenza nella pendenza di ogni spettro causata dalla differenza di colore dei calibratori solari usati. Sia 2004 EW95 che 1999 OX3 avevano una luminosità simile se osservati).

Parametri Orbitali:
Come Plutone , 2004 EW95 è classificato come un plutino . Rimane in risonanza 2:3 con Nettuno. Per ogni 2 orbite che fa un plutino, Nettuno orbita 3 volte.
2004 EW95 , giunse al perielio (q = 26,98 UA) nell'aprile 2018. Ciò significa che questo oggetto è attualmente all'interno dell'orbita del pianeta Nettuno, e si spingerà al suo afelio fino a 52,37068 UA.
Come Plutone , questo plutino trascorre parte della sua orbita più vicino al Sole rispetto a Nettuno, anche se le loro orbite sono controllate da Nettuno.
Simulazioni del Deep Ecliptic Survey (DES) mostrano che nei prossimi 10 milioni di anni 2004 EW95 può acquisire una distanza del perielio ( q min ) di appena 24,6 UA.
Arriva entro 9  UA (1,3  miliardi di  km) di Urano e rimane sempre a più di 21 UA da Nettuno per un periodo da qui a 14.000 anni secondo le simulazioni.
Orbita con un semiasse-maggiore di 39,6742899 UA , con quindi un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 249,90 anni (91277,17076 giorni) , ha un'eccentricità di 0,3200155 con un inclinazione del piano orbitale di ben 29,276394° rispetto all'eclittica.
Argomento del Perielio : 205,0846°
Longitudine del nodo ascendente : 25,74985°

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

(20000) VARUNA un possibile pianeta nano della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 04/06/2020

Varuna

Introduzione:

Varuna (precedentemente noto attraverso la designazione provvisoria 2000 WR₁₀₆) è un corpo celeste del Sistema Solare situato oltre l'orbita di Nettuno e classificato come oggetto transnettuniano appartenente alla Fascia di Kuiper, classificato come Cubewano quindi non in risonanza con Nettuno.
Si tratta di un corpo avente un diametro stimato pari a circa 896 km, valore ottenuto mediante una combinazione di misure termiche e ottiche.

(foto sopra: ricostruzione artistica).
(a lato: un immagine diretta).

Scoperta:

Varuna fu scoperto il 28 novembre 2000 alle ore 9:51:38 UT da Robert S. McMillan nell'ambito del progetto Spacewatch.
Fu individuato mentre transitava nella costellazione del Cancro, dall'Osservatorio Steward a Kitt Peak (Arizona, USA) grazie al telescopio di 0,9 metri del progetto Spacewatch.
La scoperta fu annunciata ufficialmente il 1º dicembre 2000 nella Minor Planet Electronic Circular 2000-X02 delle ore 16:45 UT.

( A lato foto HUBBLE ).

Nome:
Varuna fu battezzato così in onore di Varuṇa, divinità induista del mare e delle acque, su suggerimento di Mrinalini Sarabhai.
Varuna è una delle più antiche divinità vediche della letteratura indù , essendo menzionata nei primi inni del Rigveda .
Nella letteratura indù, Varuna creò e presiedette le acque del cielo e dell'oceano.
Varuna è il re degli dei e degli uomini e dell'universo e ha una conoscenza illimitata.


Dati fisici:

Recentemente per le dimensioni di Varuna si ipotizza un ellissoide triassiale come Haumea rispettivamente di 1.050x900x750 km, con un valore medio di 896 km, recenti studi ipotizzano una massa di 0,000062 Mt e quindi una densità di 0,992 kg/dm3, il che fa pensare che la componente rocciosa sia assente o presente in minima parte.
Varuna ha un periodo di rotazione rapida di 6,3436 ore, derivato da una soluzione a doppio picco per la curva della luce rotazionale di Varuna . La rotazione di Varuna fu misurata per la prima volta nel gennaio 2001 dall'astronomo Tony Farnham usando il telescopio da 2,1 metri dell'Osservatorio McDonald , come parte di uno studio sulla rotazione e sui colori di oggetti distanti.
La fotometria CCD della curva della luce di Varuna nel 2001 ha rivelato che mostra grandi variazioni di luminosità con un'ampiezza di circa 0,5 magnitudini .

L'esame delle osservazioni fotometriche della curva della luce di Varuna ha dimostrato che l'ampiezza della sua curva di luce è aumentata di circa 0,13 magnitudini dal 2001 al 2019.
Questo aumento dell'ampiezza è dovuto agli effetti combinati della forma ellissoidale, della rotazione e della fase variabile di Varuna dalla sua angolazione .
I modelli geometrici per l'ampiezza variabile di Varuna hanno fornito diverse possibili soluzioni per l'orientamento dei poli di rotazione di Varuna in coordinate eclittiche , con la soluzione più adatta che adotta un'ascensione retta dell'asse di rotazione e una declinazione di 54° e -65°, rispettivamente.

Curva di luce del flusso termico:

I calcoli della curva di luce di Varuna indicano che si tratta di un ellissoide di Jacobi , che ha una forma allungata a causa della sua rapida rotazione.

( Curva di luce termica da Herschel-PACS a 100 micron, dati in verde e linea tratteggiata, sovrimpressa alla curva di luce nel visibile, linea nera ).

LINK : https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-665-2.pdf 

Flusso termico:

(SOPRA - a sinistra : Analisi spettrale del flusso termico dalle osservazioni di Spitzer ed Herschel - a destra: Temperature superficiali).

( Nel grafico la determinazione del diametro di Varuna che da un valore di poco superiore a 900 km, comunque in accordo con i risultati dell'occultazione stellare riportata qua sotto, e con il fatto che dalla sua curva di luce si evince che possa trattarsi di un ellissoide scaleno [triassiale], come per Haumea o 2003 AZ84 ).

Occultazione stellare:
Un'occultazione di Varuna nel febbraio 2010 ha prodotto una lunghezza di accordi di 1.003 km, che si presume sia sul suo asse più lungo.
Come si potrebbe intuire da una successiva occultazione stellare riportata nel grafico qui sotto.

( Sopra e sotto i risultati dell'occultazione stellare osservata dal Giappone, il cerchio da un indicazione preliminare, anche se la forma più probabile è proprio quella di un ellissoide, in questo caso inclinato di circa 45° ).

Immagini:

Superficie:

La sua superficie è più scura di quella di Plutone, con un'albedo geometrico misurato di 0,127 basato su osservazioni termiche nel 2013 , indicando quindi che è in gran parte priva di ghiaccio d'acqua. (Jewitt, et al., 2001).
La bassa densità apparente di Varuna è probabilmente dovuta a una struttura interna porosa composta da un rapporto quasi proporzionale di ghiaccio d'acqua e roccia. Per spiegare la sua struttura interna porosa e composizione, Lacerda ed Jewitt hanno suggerito che Varuna potrebbe avere una struttura interna granulare . Si ritiene che la struttura interna granulare di Varuna sia derivata da fratture causate da collisioni passate probabilmente responsabili della sua rapida rotazione.
La superficie di Varuna è moderatamente rossa (simile a Quaoar) e sono state rilevate piccole quantità di ghiaccio d'acqua sulla sua superficie.
Tipo spettrale e colori:
IR (moderatamente rosso)
B − V = 0,88 ± 0,02 
V − R = 0,62 ± 0,01 
V − I  = 1,24 ± 0,01

In un recente studio della composizione superficiale di (20000) Varuna, dopo aver studiato gli spettri corrispondenti a diverse fasi di rotazione, non hanno trovato alcuna indicazione di variazioni superficiali significative.


Essi ipotizzano anche che la composizione più probabile per la superficie di Varuna è una miscela di silicati amorfi (25%), composti organici (35%), carbonio amorfo (15%) e ghiaccio d'acqua (25%).

Tuttavia, discutono anche un'altra possibile composizione superficiale contenente fino a un 10% di ghiaccio di metano. Per un oggetto con le caratteristiche di Varuna, questo volatile non potrebbe essere primordiale, quindi un evento, come un impatto energetico, sarebbe necessario per spiegare la sua presenza sulla superficie.

LINK : https://arxiv.org/pdf/1401.5962.pdf 

( Pannello superiore: i quattro spettri corrispondenti alle quattro fasi di rotazione, spostati di 0,5 in riflettanza relativa per chiarezza. Pannello inferiore: rapporto tra i quattro spettri ).

Ipotetico satellite:
Le osservazioni fotometriche della curva della luce di Varuna, guidate da Valenzuela e colleghi nel 2019, indicano che un possibile satellite potrebbe essere in orbita attorno a Varuna a distanza ravvicinata.
Utilizzando il metodo di analisi di Fourier per combinare quattro curve di luce separate ottenute nel 2019, hanno ottenuto un'ampiezza della curva della luce di qualità inferiore con una maggiore quantità di residui . Il loro risultato ha indicato che la curva della luce di Varuna subisce sottili cambiamenti nel tempo. Hanno tracciato i residui della curva della luce combinata in un periodogramma di Lomb e hanno derivato un periodo orbitale di 11,9819 ore per il possibile satellite. Il satellite varia di luminosità di 0,04 magnitudini mentre orbita attorno a Varuna.
Partendo dal presupposto che la densità di Varuna sia circa 1,1 kg/dm3 e che il satellite sia bloccato in modo sincrono , il team stima che esso orbiti attorno a Varuna a una distanza di 1.300–2.000 km, appena oltre il limite stimato di Roche di Varuna (~1000 km ).
A causa della stretta vicinanza del satellite a Varuna, non è ancora possibile risolverlo con telescopi spaziali come il telescopio spaziale Hubble poiché la distanza angolare tra Varuna e il satellite è inferiore alla risoluzione dell'attuale telescopio spaziale.
Sebbene le osservazioni dirette del satellite di Varuna non siano realizzabili con gli attuali telescopi, sappiamo però che l'equatore di Varuna viene visto direttamente in una configurazione edge-on, il che implica che in futuro potrebbero verificarsi eventi reciproci tra il satellite stesso e Varuna.

LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1909.04698.pdf 

Parametri orbitali:

L'orbita, dopo precise osservazioni compiute da McMillan e da altri astronomi, è stata quindi calcolata con poca incertezza, si è così potuto ricostruirne le posizioni passate, difatti Varuna è stato così rintracciato in alcune foto risalenti a prima della sua scoperta, nell'archivio fotografico del Telescopio Samuel Oschin di 1,2 metri dell'Osservatorio di Monte Palomar.
Le prime di pre-scoperta immagini in archivio, risalenti al 1997, 1996 e 1990, hanno permesso un perfezionamento nel calcolo dell'orbita, consentendo un'identificazione su fotografie risalenti fino al 1953.

Orbita da un perielio di 40,742 UA fino ad un afelio di 45,157 UA e si trova ad una distanza media dal Sole di 42,950 UA ed ha un periodo di rivoluzione di 281,49 anni con un'eccentricità di 0,05139 ed un inclinazione di 17,197° rispetto all'eclittica.
Varuna riceve dal Sole mediamente 0,736 W/m2 di energia.

( SOPRA - L'orbita di Varuna (in blu), quella di Plutone in (rosso) e quella di Nettuno (in grigio). I colori sono più chiari nella parte dell'orbita che è sopra l'eclittica ).

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

  

(307261) Máni - un possibile pianeta nano della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 02/09/2025

(307261) 2002 MS4

Máni

( Immagine dell'HUBBLE SPACE TELESCOPE ).

Introduzione:
Máni è un grande oggetto classico (Cubewano), quindi con un'orbita non risonante con Nettuno, della fascia di Kuiper, attualmente non ha lune rilevabili orbitanti attorno ad esso, se non estremamente piccole, quindi non è possibile effettuare una stima accurata della sua massa.

( Nell'immagine a lato, il Pianetino ritrovato in foto prima della sua scoperta ).

L'oggetto ha ricevuto il suo numero di catalogo permanente dei pianeti minori di 307261 dal Minor Planet Center il 10 dicembre 2011. Il 9 giugno 2025, è stato ufficialmente chiamato " Máni " dal gruppo di lavoro per la nomenclatura dei corpi dell'Unione Astronomica Internazionale (WGSBN). Secondo la citazione del nome, "Máni è una personificazione della Luna dal norreno antico come descritto nell'Edda in prosa. Máni è il figlio di Mundilfari e il fratello di Sól, il Sole." Questo nome segue il tema di denominazione raccomandato dal WGSBN di figure mitologiche della creazione per gli oggetti classici della fascia di Kuiper.

Scoperta e osservazioni:
È stato scoperto nel 2002 da Chad Trujillo e Michael Brown e poi ritrovato in immagini precedenti fino al 1954, ma finora non è stato molto studiato e persistono molte incertezze.
Dopo la sua scoperta, (2002 MS4) Máni è stato identificato su fotografie più vecchie: giugno 1992, luglio e giugno 1983, agosto 1982, aprile 1955 e fino all'8 aprile 1954.
Ciò ha permesso di calcolare la sua orbita in modo più dettagliato. Da allora, il planetoide è stato osservato da vari telescopi come i telescopi spaziali Herschel e Spitzer, così come dai telescopi terrestri. Recentemente sono state osservate con successo anche delle occultazioni stellari utili per determinarne forma e dimensioni.

Queste le osservazioni pre-scoperta:

     K02M04S 1954 04 08.37535 14 15 39.35 -13 39 52.5 261
     K02M04S 1955 04 16.32917 14 19 36.64 -13 38 22.7 261
     K02M04S 1982 08 09.38380 16 09 39.06 -12 20 00.8 260
     K02M04S 1983 06 14.54428 16 16 21.79 -12 16 28.0 260
     K02M04S 1983 07 01.46809 16 15 17.21 -12 14 19.9 260
     K02M04S 1983 07 10.49060 16 14 47.94 -12 13 44.0 260
     K02M04S 1992 06 23.57704 16 53 16.75 -11 13 38.2 260

( Immagini di pre-scoperta dal 1954 al 1992 di 2002 MS4 ).

( Foto del 28 aprile 2018 ).

Dati Fisici:

Máni ha una Magnitudine assoluta di +3,6 con un albedo di ( 0,051 +0,036/-0,022 ).

( In foto la ripresa effettuata con il telescopio spaziale Hubble ).

Il sito Web di Mike Brown indica con certezza che sia un pianeta nano.
Il telescopio spaziale Spitzer stimava che avesse un diametro di 726 ± 123 km, mentre il team del telescopio Herschel riteneva che avesse un diametro di 934 ± 47 km, che lo avrebbe reso uno dei 10 TNO più grandi attualmente conosciuti e abbastanza grande da essere considerato un pianeta nano.
Un'occultazione stellare di 2002 MS4 è stata osservata il 26 luglio 2019 dalla British Columbia, con un unico corda di 831 km.
Un'altra occultazione stellare del 19 agosto 2019 a doppia corda, ha suggerito che 2002 MS4 potrebbe avere una forma fortemente oblata , con una dimensione proiettata di 842 × 688 km, ma i margini di errore sono ancora molto alti.

Mentre l'occultazione stellare multi-corda osservata in Europa e soprattutto in Italia, del 8 agosto 2020 ha fornito un dato preliminare di 812 x 746 km, ma potrebbe non essere stato in vista il lato più grande, comunque il risultato qui ottenuto (vedi sotto), unito alle altre precedenti osservazioni ci fornisce un idea più precisa su questo probabile pianeta nano, con una dimensione media intorno a poco meno di 800 km.

( Occultazione dell'8 agosto 2020 ).

L'occultazione dell'8 agosto 2020 ha rivelato enormi caratteristiche topografiche lungo il contorno nord-orientale di Máni, che comprende in particolare una depressione simile a un cratere larga 322 ± 39 km e profonda 45,1 ± 1,5 km, e un  picco alto  circa 25 chilometri vicino al bordo della depressione.  Un'altra caratteristica della depressione larga circa 10 km e profonda 11 km è stata rilevata da un singolo telescopio da Varages, Francia durante l'occultazione; questa caratteristica della depressione ha parzialmente occultato la stella quando Máni è emerso, il che ha portato la stella a illuminarsi gradualmente invece che istantaneamente. Le elevazioni di queste caratteristiche topografiche osservate si trovano oltre l'elevazione massima di 6-7 km prevista per un corpo ghiacciato delle dimensioni di Máni, il che significa che l'oggetto potrebbe aver subito un grande impatto nel suo passato.

Il periodo di rotazione non è ben determinato, ed alcuni siti riportano il dato incerto di 7,33 h oppure 10,44 h (picco singolo) , 14,66 h o 20,88 h (doppio picco), ma la sua curva di luce non è ben determinata.
La temperatura superficiale media è stimata a 43 K (− 230 ° C).

Analisi spettrale e di flusso:
L'analisi dei colori ha fornito questi risultati:
B-V=0,69 ± 0,03 
V-R=0,38 ± 0,02 
B-R=1,07 ± 0,04

I dati del telescopio spaziale HERSCHEL con lo strumento PACS che analizza la densità di flusso dell'energia nelle bande BLU (70 nanometri) - VERDE (100 nanometri) - ROSSO (160 nanometri) , ci hanno consegnato i seguenti dati :
F70 = 26,3 +/- 1,3 
F100 = 35,8 +/- 1,5 
F160 = 21,6 +/- 4,2 
Riportati nel grafico sottostante, abbinati ai dati ottenuti con lo SPITZER.

( In grafica l'analisi del flusso termico, effettuata con Herschel in NERO e con Spitzer in GRIGIO . Le lunghezze d'onda sono espresse in nanometri, rispettivamente 24 e 70 per Spitzer e 70 - 100 - 160 per Herschel ).

Parametri orbitali:
Ha un orbita con un semiasse maggiore di 42,044 UA dal Sole, con un'eccentricità orbitale di 0,13936 , ed ha un periodo di rivoluzione di 272,62 anni (99.575 giorni), quindi arriverà al perielio circa nell'anno 2123, a 36,185 UA e poi si spingerà fino ad un afelio di 47,903 UA, nel 2259.
Presenta un'inclinazione orbitale sull'eclittica di 17.683°.
Dal Sole riceve mediamente una radianza specifica di 0,769 W/m2, dagli 1,04 del perielio agli 0,593 dell'afelio.

( Grafico dell'orbita di Máni - JPL ).

( In grafico, le due viste della sua orbita, da sopra e di lato ).

Posizione:

( Attualmente si trova nella costellazione dello Scudo e lentamente si sposta verso est, allontanandosi dalla brillante zona della Via Lattea ).

( Nel grafico la variazione annuale della sua magnitudine apparente ).

APPROFONDIMENTO:
 "Orbit Fit and Astrometric record for 02MS4". SwRI
"JPL Small-Body Database Browser: 307261 (2002 MS4)" JPL
"AstDyS 2002MS4 Ephemerides" Università di Pisa
arXiv:1204.0697 ''TNOs are cold''
"Kuiper Belt Object Magnitudes and Surface Colors" Tegler Stephen
http://astro.vanbuitenen.nl/minorplanet/2002%20MS4 Astro Van Buitenen

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SCHEDA RIASSUNTIVA DI (2002 MS4) Máni:

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A cura di Andreotti Roberto.

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 https://insasistemasolare.blogspot.com/ 

FRANE SU CARONTE. studio degli eventi franosi presso Serenity Chasma. by INSAtno.

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Aggiornato il 30/01/2020

FRANE su CARONTE

Introduzione:
Sono state studiate cinque grandi frane identificate nella regione di Serenity Chasma su Caronte. L'identificazione di queste frane ha comportato la ricerca di queste caratteristiche nelle immagini scattate dalle telecamere a bordo del veicolo spaziale New Horizons.
Varie proprietà delle frane sono state analizzate in base alle loro morfologie usando un modello di terreno digitale della regione. E' stato scoperto che le frane sono confinate alle pareti delle grandi scarpate di faglia che compongono Serenity Chasma. Sulla base delle lunghezze di percorso delle frane estese ( L ) relative alle loro altezze di caduta ( H ), abbiamo classificato queste caratteristiche come frane di lungo percorso. Analizzando le loro geometrie, abbiamo stimato i coefficienti di attrito del materiale franoso ( H / L) tra 0,15 e 0,31 e l'efficienza di percorso ( L / H ) tra 3,2 e 6,8.
Abbiamo anche stimato che l'energia specifica rilasciata durante il movimento della frana variava da 0,8 a 1,3 kJ/kg. Queste quantità di energia erano troppo basse per aver generato una fusione significativa attorno alle particelle di frana.

Le frane:
Le morfologie delle frane forniscono informazioni critiche sulle proprietà dei materiali e le storie degradative delle superfici planetarie. Le frane si verificano quando una pendenza subisce un cedimento, creando un massiccio movimento di materiale dalla parete del pendio, che si deposita alla base della pendenza all'angolo o sotto l'angolo di riposo.
NOTA : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub#bb0020 
Le caratteristiche della frana possono essere analizzate in base alle lunghezze di runout ( L ) e alle altezze di caduta ( H ). Le tipiche frane terrestri mostrano lunghezze di runout che sono almeno due volte le loro altezze di caduta (Hayashi e Self, 1992 , Iverson, 1997).
Tuttavia, le frane a lungo raggio presentano lunghezze di disassamento identificate fino a 40 volte l'altezza di caduta. Questi tipi di frane sono stati identificati su pianeti e lune, inclusi molti corpi ghiacciati come Giapeto che è poco più grande di Caronte, anche se relativamente più caldo.

Meccanismi di formazione:
Vari meccanismi di formazione sono stati ipotizzati per le frane a lungo termine. Questi meccanismi includono una riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato alla base della frana (Erismann, 1979 , Erismann, 1986 , Goldsby e Tullis, 2011 , Singer et al., 2012) e fluidificazione acustica (Collins e Melosh, 2003 , Johnson et al., 2016 , Melosh, 1979).
La riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento del flash può verificarsi durante un evento di frana alla base della frana se viene rilasciata una quantità sufficiente di energia durante il movimento (De Blasio e Elverhøi, 2008 , Singer et al., 2012).
Su Giapeto, la riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato durante il movimento della frana è suggerita come possibile meccanismo per abbassare i coefficienti di attrito ( H / L ) e aumentare l'efficienza di percorso ( L / H ) del materiale della frana (Singer et al., 2012).
Man mano che la temperatura della base del ghiaccio si avvicina alla sua temperatura di fusione, il coefficiente di attrito all'interno della frana diminuisce, facendo scivolare il materiale di frana più lontano dalla sua sorgente, creando le frane osservate a lungo percorso.
Poiché la quantità totale di energia prevista per il materiale in caduta non è grande, il riscaldamento dovrebbe essere localizzato tramite il riscaldamento flash lungo la base scorrevole della frana per essere efficace nell'innalzare la temperatura del materiale (Reimold, 1995).
Questo riscaldamento flash è analogo a un meccanismo simile per ridurre l'attrito per le frane terrestri. Su Giapeto, le geometrie delle frane suggeriscono che il coefficiente di attrito è basso fino a 0,1 e l'efficienza di percorso è fino a 10.
Poiché la temperatura superficiale, e vicino al sottosuolo di Giapeto è compresa tra 75 K e 100 K, è possibile un aumento della temperatura vicino allo scioglimento , basato sulla quantità stimata di energia specifica rilasciata durante gli eventi di frana.
Tuttavia, non è noto se lo stesso effetto si verificherebbe per i corpi ghiacciati con temperature superficiali più fredde, come Caronte.

Ricerca:
Abbiamo eseguito una ricerca di frane in immagini della New Horizons, la maggior parte dell'emisfero dell'incontro di Caronte è stata catturata con risoluzione di 1 km/pixel o superiore, con l'osservazione LORRI alla massima risoluzione si è giunti fino a 157 m/pixel , in questo lavoro abbiamo identificato le frane nella regione del Serenity Chasma e le proprietà fisiche stimate di queste caratteristiche.
Queste osservazioni erano limitate dalla risoluzione delle immagini disponibili e dalla geometria dell'illuminazione. Abbiamo identificato cinque frane "prominenti", che sono coperte dalle immagini con la più alta risoluzione e sono abbastanza grandi da poter misurare le loro geometrie. Tutte queste frane di rilievo sovrastano le più grandi scarpate di Serenity Chasma.
Oltre a queste importanti frane, abbiamo anche identificato diverse frane "sottili".
Queste sottili frane sono più piccole e non sono adatte per studiare la loro geometria dalle immagini disponibili.
Sottili frane si trovano nei crateri da impatto nelle vicinanze e lungo una piccola cresta all'interno di Serenity Chasma.
Le superfici delle frane sia prominenti che sottili sono troppo piccole per rilevare anomalie di composizione relative al terreno circostante nelle mappe di composizione di Caronte disponibili (Dalle Ore et al., 2018).

Analisi:
L'estensione verticale delle frane, o l'altezza di caduta, varia da 2,8 a 6,7 ​​km dall'alcova concava lungo la scarpata di faglia associata alla punta.
Le lunghezze di percorso vanno da 15,7 a 24,6 km.
Tutte e cinque queste frane presentano lunghezze di disassamento lunghe rispetto alle loro altezze di caduta. Pertanto, abbiamo classificato queste caratteristiche come frane a lungo raggio.
Abbiamo analizzato le geometrie delle frane di Caronte per raccogliere informazioni sui coefficienti di attrito del materiale delle frane.

L'altezza del centro di massa della parete rocciosa da cui proviene il materiale di frana, definita altezza di caduta ( H ), può essere confrontata con il centro di massa della lunghezza orizzontale planimetrica di una frana dal bordo dell'alcova al flusso punta, definita lunghezza del percorso ( L ), il coefficiente di attrito, μ del materiale di frana durante il movimento è dato da (H/L).
L'efficienza di percorso di una frana può essere stimata dal valore ( L / H ).
I coefficienti di attrito stimati vanno da 0,15 a 0,31 e le efficienze di percorso vanno da 3,2 a 6,8 per il materiale nelle frane di Caronte.
Questi coefficienti di attrito sono bassi (e l'efficienza di percorso elevata) rispetto ad alcune frane terrestri e marziane e quelle di Callisto e Rea. Tuttavia, questi valori sono paragonabili a quelli stimati per i flussi di detriti terrestri, valanghe di rocce e flussi piroclastici su Terra e Marte, quindi è intuibile pensare che a queste temperature il comportamento del ghiaccio d'acqua puro sia simile a quello delle rocce sulla Terra o Marte.
Le nostre stime per l'energia generata durante il movimento di tutte e cinque le frane importanti, vanno da 0,8 kJ/kg a 1,9 kJ/kg.
Tuttavia, l'energia specifica richiesta per lo scioglimento è 920 kJ/kg , significativamente molto superiore a questi valori stimati. Questa energia è stata probabilmente dispersa attraverso il materiale della frana a causa del movimento individuale delle particelle durante il movimento della frana e la diffusione del materiale alle basi del pendio.
L'energia però, può essersi concentrata in aree in cui il movimento delle singole particelle è stato limitato durante il movimento della frana, consentendo alle particelle di ghiaccio di raggiungere temperature più elevate lungo le basi della frana.
Piccole quantità di fusione potrebbero aver ridotto l'attrito del materiale franoso dagli 0,55 previsti trovati in condizioni di laboratorio (Beeman et al., 1988) a valori compresi tra 0,15 e 0,31, stimati per le frane di Caronte.
Inoltre, la presenza di idrati di ammoniaca all'interno del materiale franoso potrebbe anche aver permesso al ghiaccio di avvicinarsi più facilmente alla sua temperatura di fusione, poiché gli idrati di ammoniaca miscelati con H2O agiscono per ridurre la temperatura di fusione della miscela.
Tuttavia, le nostre stime per l'energia specifica sono significativamente molto inferiori a quelle richieste per la fusione significativa.
Pertanto, queste stime mostrano che era improbabile una fusione significativa durante gli eventi di frana su Caronte e non hanno quindi contribuito alla formazione delle lunghezze di percorso estese.

Fonte:
Questa ricerca si è avvalsa del sistema di dati astrofisici della NASA (ADS), del software integrato USGS per imager e spettrometri (ISIS) e del sistema di informazione geografica QGIS. Questo materiale si basa sul lavoro sostenuto dalla National Aeronautics and Space Administration tramite il New Horizons Project ( NASW02008 ).
LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub 
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A cura di INSA-tno.