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Aggiornato il 07/07/2020
(532037) 2013 FY27
Parametri orbitali:
2013 FY27 orbita attorno al sole una volta ogni 452,05 anni, con un semiasse maggiore di 58,9004 UA e con un'eccentricità orbitale di 0,39364.
Arriverà a perielio intorno al 2202, ad una distanza di circa 35.7151 AU, attualmente è a circa 80 UA, vicino all'afelio di 82.0857 AU dal sole e, di conseguenza, ha una magnitudine apparente di +22 con una magnitudine assoluta di +3,15. La sua orbita ha un'inclinazione significativa di 33.01929° rispetto all'eclittica.
Con un perielio così ''basso'' potrebbe subire influenze gravitazionali da parte di Nettuno.
Dati fisici:
2013 FY27 ha un diametro di circa 740 km. Utilizzando l'Atacama Large millimetri array e i telescopi Magellano, l'albedo geometrica di 2013 FY27 è risultata essere 0,17 (-0.030 +0,045) , ed il suo colore è moderatamente rosso.
I colori di 2013 FY27 sono G-R = 0,76 +-0.02 e R-I = 0,31 +-0,03 e G-I = 1.07±0.04 magnitudini.
Il colore di 2013 FY27 è stato trovato per essere moderatamente rosso con un gradiente spettrale di S = 17 ± 2. Questo rende 2013 FY27 uno dei più grandi TNO moderatamente rossi conosciuti.
2013 FY27 è stato osservato più volte il 10 marzo 2016 in banda g e con filtri in banda i e con il filtro in banda r.
I filtri sono stati ruotati tra le bande r - g - i , per evitare eventuali variazioni a breve termine, e per effettuare le misurazioni del colore e sono stati ottenuti due volte, separati da poche ore. Convertiamo anche i colori Sloan g, r, i con il sistema filtrante BVRI Johnson-Morgan-Cousins per un più facile confronto con alcuni lavori passati , utilizzando le equazioni di trasformazione di Smith et al. (2002): B = g ′ + 0,47 (g ′ − r ′) + 0,17;
V = g ′ − 0,55 (g ′ − r ′) − 0,03;
V − R = 0,59 (g ′ − r ′) + 0,11;
R − I = 1.00 (r ′ − i ′) + 0,21.
Sheppard (2010) ha mostrato queste trasformazioni da g, r, i colori ai colori BVRI sono buone
entro un centesimo di magnitudine per la maggior parte dei TNO.
L'alta eccentricità dell'orbita di 2013 FY27 , significa che sperimenta grandi variazioni di temperatura superficiale di circa da 16 a 22 Kelvin tra afelio e perielio.
Confronto con altri TNO :
Curve di luce:
La luminosità della curva di luce di 2013 FY27 varia meno di 0,06 ± 0,02 magnitudini anche in parecchie ore e giorni, suggerendo che possa avere un periodo di rotazione molto lungo, con una forma approssimativamente sferoidale, oppure ha un asse di rotazione che punta verso la Terra, quindi attualmente non conosciamo il suo periodo di rotazione.
2013 FY27 è stato monitorato per parecchi minuti, ore e giorni senza alcuna evidente variabilità a breve termine rilevata nella banda r.
La ragione più probabile per non aver trovato nessuna curva di luce con breve termine misurabile è che 2013 FY27 sia molto vicino alla forma sferoidale senza variazioni di albedo significativo sulla sua superficie per consentire il calcolo di un periodo di rotazione misurabile.
2013 FY27 è stato ulteriormente monitorati nella banda r in mesi per trovare la sua curva di fase lineare di β = 0,25 ± 0,03 Mag/deg. Si tratta di una curva di fase TNO leggermente superiore a quella normale, ma superficie di albedo moderata, a differenza delle curve di fase inferiore trovate per l'albedo Superfici. La magnitudine assoluta ridotta di 2013 FY27 è risultata essere Mr (1, 1, 0) = 2,85 ± 0,02 e mV (1, 1, 0) = 3,15 ± 0,03 Mag.
Satellite:
Abbiamo osservato 2013 FY27 con il telescopio spaziale Hubble (HST) il 15 gennaio 2018 per cercare possibili satelliti (programma HST GO-15248), le immagini sono state riprese con HST tra le ore 01:24 e 02:30 , nel filtro a banda larga F350LP (lunghezza d'onda di 5859 angstroms) utilizzando lo strumento WFC3/UVIS con una scala di pixel di 0,04 arcsec per pixel. Una fonte luminosa è stata rilevata a circa 0,17 arcosecondi , con un angolo di posizione di 135° dal primario.
La scoperta è stata annunciata il 10 agosto 2018. Supponendo che i due componenti hanno pari albedo, le dimensioni sono circa di 740 km e 190 km, rispettivamente.
Le osservazioni per determinarne l'orbita sono state prese fra il maggio e il luglio 2018, ma i risultati di quelle osservazioni ancora non sono stati pubblicati. Una volta che l'orbita sarà conosciuta, le masse e le densità delle due componenti potranno essere determinate.
LINK approfondimento :
(PDF - EN) https://arxiv.org/pdf/1809.02184.pdf (Sheppard et al.).
Tabelle dati ed osservative:
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Estratto da:
IL DISCO DIFFUSO, ERIS e 2007 OR10 e CORPI MINORI. by Andreotti Roberto.
Leggi anche ENCICLOPEDIA DEL SISTEMA SOLARE
Clicca QUI :
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
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Complimenti, veramente un ottimo lavoro.
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