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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

LA FASCIA DI KUIPER, I SUOI PLUTOIDI e CORPI MAGGIORI. by Andreotti Roberto.

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Aggiornato al 30/09/2020

Fascia di Kuiper

                                                                                                                                          
Immagine con tutti gli oggetti della fascia di Kuiper conosciuti.

La fascia di Kuiper è un grande anello di detriti simile alla fascia degli asteroidi, ma composti principalmente da ghiacci (di Acqua, Metano, Azoto). Si estende in una regione che va, approssimativamente da 30 a 50 UA dal Sole.
Esso è composto principalmente da piccoli corpi del sistema solare, anche se alcuni tra i più grandi oggetti di questa fascia potrebbero essere riclassificati come pianeti nani: ad esempio Quaoar, Varuna, e Orcus.
In base alle stime, nella fascia di Kuiper esistono oltre 100.000 oggetti con un diametro superiore ai 50 km, ma si pensa che la massa totale di tutti gli oggetti presenti nella fascia di Kuiper potrebbe essere un decimo, o addirittura un centesimo, della massa terrestre.
Tanti oggetti della fascia di Kuiper hanno uno o più satelliti naturali, e la maggior parte di essi hanno orbite che non sono parallele alle eclittiche.
Gli unici corpi esplorati sono, nel 2015, Plutone-Caronte, mentre il 01/01/19 la sonda New-Horizons è arrivata ad esplorare (486958) 2014 MU69 un piccolo corpo della fascia di Kuiper, vedi paragrafo apposito.
Segui qui: http://pluto.jhuapl.edu/ 


Comprendendo le sue regioni periferiche, la fascia di Kuiper si estende da 30 a 55 UA circa dal Sole, tuttavia talvolta viene considerata estendersi solo nella parte di spazio ove gli oggetti sono in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno, cioè a 39,5 UA, e fino a 48 UA, dove gli oggetti hanno invece una risonanza 1:2 col pianeta gigante. La fascia di Kuiper è piuttosto spessa; la principale concentrazione di oggetti si estende fino a dieci gradi fuori dal piano dell'eclittica, ma una presenza di oggetti più diffusa è comunque presente molto più lontano dall'eclittica. La forma della fascia di Kuiper è quindi più simile a quella di un toro o di una ciambella, piuttosto che di una cintura.

( grafico dell'osservatorio di San Marcello Pistoiese - GAMP ).

Gli oggetti della fascia di Kuiper possono essere suddivisi approssimativamente in "classici" e in "risonanti" (con plutini e twotini). Gli oggetti risonanti hanno le orbite legate a quella di Nettuno (le orbite dei plutini sono in rapporto 2:3 con l'orbita di Nettuno, mentre i twotini sono in rapporto 1:2). Gli oggetti classici consistono in corpi che non hanno alcun tipo di risonanza con Nettuno, e che si estendono in una fascia che va da circa 39,4 a 47,7 UA dal Sole.
Gli oggetti classici della fascia di Kuiper sono stati classificati come cubewani dopo la scoperta del primo oggetto di questo tipo, (15760) 1992 QB1 ALBIONE.

( Nelle immagini, la scoperta di 1992 QB1 - (15760) Albione ).

Gli oggetti della fascia di Kuiper sono essenzialmente costituiti da ghiacci, composti generalmente da una miscela di idrocarburi leggeri (come il metano), ammoniaca e ghiaccio d'acqua, una composizione simile a quella delle comete, con una densità piuttosto bassa (meno di 1 kg/dm3).
La temperatura della fascia è di appena 50 K (223 °c), così che diversi composti che sarebbero di natura gassosa se posti più in vicinanza del Sole, li rimangono solidi.

I Plutini:
Sono oggetti transnettuniani appartenenti alla parte più bassa della fascia di Edgeworth-Kuiper, che, come Plutone, sono in risonanza col moto orbitale di Nettuno.
Hanno all'incirca un periodo orbitale di 247,32 anni e un'orbita con un semiasse di 39,401 UA.
I plutini costituiscono la parte più interna della fascia di Edgeworth-Kuiper; circa un quarto degli oggetti presenti in questa regione del sistema solare sono plutini.
Sebbene la maggioranza degli oggetti sia caratterizzata da inclinazioni orbitali relativamente modeste, alcuni di essi seguono orbite simili a quella di Plutone, con inclinazioni comprese fra 10 e 25° ed eccentricità nell'ordine di 0,20-0,25; i perielii di queste orbite si trovano all'interno dell'orbita di Nettuno (o in prossimità di essa), mentre gli afeli rasentano l'estremo esteriore della fascia di Edgeworth-Kuiper.
Oltre agli oggetti più massicci, sono posti a confronto altri tre asteroidi, per via delle loro caratteristiche peculiari. Questi oggetti sono elencati qui sotto. Si tratta di:
  • 2005 EK298, caratterizzato dalla più elevata inclinazione orbitale (40°);
  • 2003 QV91, caratterizzato dall'eccentricità più alta (0,35), il cui perielio si trova a metà fra le orbite di Nettuno e di Urano e il cui afelio penetra abbondantemente nella regione del disco diffuso;
  • 2002 KX14, caratterizzato da valori di eccentricità (0,04) ed inclinazione (<0,5°) minimi.
Posizione e dimensioni dei Plutini ).
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Asteroidi binari, doppi o multipli:

Nella fascia di Kuiper sono molto numerosi i sistemi binari , doppi o multipli, tutti i pianeti nani della fascia hanno uno o più satelliti, Haumea ne ha 2 e Plutone ben 5 , ed anche la maggior parte dei candidati a pianeta nano ne hanno.
Ma anche tra i corpi più piccoli ci sono tanti sistemi particolari, i binari hanno una componente maggiore ed uno più piccolo, i doppi sono invece due corpi similari che orbitano intorno ad un comune baricentro, i multipli sono sistemi più rari e complessi.
VEDI : ELENCO

( Grafici orbitali di alcuni degli oggetti principali ).

Alcuni esempi:
Nell'ordine , sistemi doppi, sistemi tripli, binari stretti e binari larghi.
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LOGOS e ZOE sistema doppio


                                                          


( Un esempio ).

Le dinamiche orbitali hanno potuto fornirci il valore della massa totale del sistema che corrisponde a circa (4.58±0.07)×1017 kg.
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Logos

58534 Logos ( 1997 CQ29 ) è un oggetto trans-nettuniano di tipo Cubewano, quindi non-risonante con Nettuno, ed è parte di un sistema doppio.

Dati fisici:
Le dimensioni sono stimate in circa 77±18 km , Con un albedo superficiale di 0.39 ± 0.17 ed una magnitudine assoluta (H) di +6,6.
La sua massa dedotta dalle dinamiche orbitali dei due oggetti similari è di circa (2,8 ± 0.3)×1017 kg.
Se ne può dedurre quindi una densità di circa 1,5 kg/dm3 , cioè con una certa componente rocciosa.

Parametri orbitali:
E' stato scoperto nel febbraio del 1997, e presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 45,2884930 UA e da un'eccentricità di 0,1184516, che spazia dalle 39,945 UA del perielio fino alle 51.153 UA dell'afelio, con una inclinazione di 2,89983° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione di 304,777 anni (111.316,653 giorni).

( In grafico è riportata l'orbita di Logos confrontata con quelle di Plutone e Nettuno ).
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Zoe

Il 27 novembre del 2001 , è stato individuato un satellite dell'asteroide che ha ricevuto la denominazione Zoe , inizialmente classificato S/2001 1997 CQ29 1.

Dati fisici:
Le sue dimensioni sono leggermente inferiori a Logos, pari a circa 66 km, con una massa stimata in (1,7 ± 0.3)×1017 kg.
Con quindi una densità di circa 1,5 kg/dm3.

Parametri orbitali:
Quello di Logos e Zoe è un sistema doppio con i componenti di dimensioni comparabili che orbitano intorno al loro baricentro su un'orbite ellittiche.
Orbitano con un semiasse maggiore di 8.217 km, in 309,9 giorni, con un'eccentricità di 0,546.

( Simulazione grafica del sistema doppio dove i due corpi simili orbitano intorno al comune baricentro ).
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LEMPO, HIISI e PAHA sistema triplo

                                                                                    

(47171) Lempo - 1999 TC36 , è un oggetto trans-nettuniano della cintura di Kuiper che è classificato come Plutino a causa della sua risonanza 2:3 con il pianeta Nettuno.
Inizialmente, Lempo è stato classificato come un singolo oggetto relativamente grande, ma otto anni dopo la sua scoperta, è stato identificato come un sistema triplo di due grandi corpi similari e un terzo componente più distante e più piccolo.

Parametri orbitali:
Il sistema orbita con un semiasse maggiore di 39,2662291 UA, spaziando da un perielio di 30,5460233 UA , fino ad un afelio di 47,986 UA , quindi si ricava un eccentricità orbitale di 0,2220790 , mentre la sua inclinazione è di 8.42411° rispetto all'eclittica. Compie una rivoluzione intorno a Sole in 246,053 anni (89.868,425 giorni).



Dati del sistema:

I due componenti centrali, a1 (Lempo) e a2 (Hiisi), possono essere identificati in modo coerente in ognuna delle nove osservazioni distribuite in un tempo di 7 anni. In ogni caso, la separazione dei componenti, che va da 0,023 ± 0,002 a 0,031 ± 0,003 arcsec, è approssimativamente la metà del limite di diffrazione del telescopio spaziale Hubble a 606 nm. L'orbita della coppia centrale ha un semiasse-maggiore di un ~ 867 km con un periodo di P ~ 1,9 giorni (45,768h). Questi parametri orbitali producono una massa di sistema che è coerente con MSys = 12,75 ± 0,06 × 10E18 kg derivata dall'orbita del secondario più distante, componente B (Paha) che ha un semiasse-maggiore di 7.411±12 km ed un periodo di rivoluzione di 50,302 giorni.
Per Paha si stima una massa di 7,5×1017 kg, mentre per Lempo di 6,5×1018 kg, e per Hiisi di circa 5,5×1018 kg.
I diametri delle tre componenti sono :
LEMPO 286 +/- 40 km, HIISI 265 +/- 40 km, PAHA 139 +/- 20 km.
Le dimensioni relative di questi componenti sono più simili a quelle di qualsiasi altro sistema multiplo attualmente noto nel sistema solare. Presi insieme, i diametri e la massa del sistema producono una densità apparente di ρ = 542 (-211 / + 317) kg/m3.
Il loro albedo risulta essere di 0,079 , con una magnitudine assoluta del sistema pari a H= + 5.41±0.10 .
La fotometria dell' Hubble, Mostra che il componente B ha una curva di luce variabile con un'ampiezza di ⩾ 0,17 ± 0,05 magnitudini, mentre i componenti a1 e a2 non mostrano una variabilità maggiore di 0,08 ± 0,03 magnitudini,  approssimativamente coerenti con l'orientamento del piano dell'orbita reciproca e le forme di equilibrio riformate in modo ordinato. Il sistema ha un forte impulso angolare specifico di J/J′ = 0,93, paragonabile alla maggior parte dei binari transnettuniani conosciuti.


Analisi spettrali:
Le osservazioni fotometriche e spettroscopiche nel vicino all'infrarosso di (47171) 1999 TC36 con lo strumento ottico adattivo NACO all'ESO VLT nel 12 ottobre 2006, e le osservazioni spettroscopiche di ISAAC e SINFONI condotte su un mese dopo, hanno presentato uno spettro relativo della riflettanza di (47171) 1999 TC36 nell'intervallo di lunghezze d'onda (0,37-2,33) micron, facendo ipotizzare una miscela di toline tipo Tritone, toline di Titano, serpentino e toline di Tritone diluite in acqua ghiacciata, questo rappresenta la descrizione del modello che più si adatta dello spettro misurato. Eventuali differenze significative rispetto agli spettri pubblicati (47171) 1999 TC36 adottate su 2001 e 2003 potrebbero essere dovute all'eterogeneità superficiale.

( Analisi spettrale Riflettanza in base alla lunghezza d'onda - wavelength ).

Il sistema triplo di Lempo è stato ritrovato anche in lastre fotografiche degli anni '70 senza che fosse peraltro identificato, ma ciò ha permesso di calcolare con maggiore accuratezza la sua orbita intorno al Sole.

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LINK ESTERNI:
ESO large program about transneptunian objects: surface variations on (47171) 1999 TC36
PDF : The Albedo, Size, and Density of Binary Kuiper Belt Object (47171) 1999 TC36
Abstrat : (47171) 1999 TC36, A Transneptunian Triple
Icarus : (47171) 1999 TC36, A transneptunian triple

Wikipedia in Tedesco : https://de.wikipedia.org/wiki/(47171)_Lempo
Wikipedia in Inglese : https://en.wikipedia.org/wiki/47171_Lempo
Minor Planet Center : http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=47171
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(55637) 2002 UX25  A - B 
sistema binario stretto


(55637) 2002 UX25 è un corpo che orbita attorno al sole a 42,488 UA, nella fascia di Kuiper oltre Nettuno. La sua orbita dura 276,95 anni, ed ha una luna conosciuta.
Possiede un'eccentricità di 0,1413 ed un inclinazione orbitale di 19,484°.

Questa luna rende molto più facile calcolare la massa (1.25±0.03)×1020 kg, e quando la dimensione è conosciuta, lo è anche la densità. La bassa densità di circa 0,82 g/cm3 ha sorpreso gli astronomi.
I due corpi hanno dimensioni di 665 +/- 29 km il primario e circa 210 km il secondario che orbita a 4770 km in 8,309 giorni.
Il periodo di rotazione del primario è di 14,382 h, mentre per il satellite si ipotizza che sia sincrono.
Ha un albedo di 0,107 con una magnitudine assoluta di H +3,87.

( Immagini composite della coppia, nelle riprese dei telescopi Hubble e Keck ).

( Simulazione orbita, con dimensioni in scala ).

Orbita:
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(139775) 2001 QG298

Classificazione e scoperta:
2001 QG298, detto (ALFA), è un piccolo plutino binario che occupa la risonanza media di movimento (MMR) 3:2 con Nettuno.
E' stato scoperto il 16 agosto 2001 da Marc William Buie al Cerro Tololo Observatory.
Il compagno S/2004 (139775) 1 detto (BETA) è stato scoperto il 12 settembre 2003 usando le osservazioni della curva della luce, ed annunciato il 12 febbraio 2004.
Ha una curva della luce con una grande ampiezza, la quale implica che in realtà è un binario di contatto costituito da due componenti allungati di dimensioni approssimativamente uguali visti da quasi prospettiva equatoriale.

Dati fisici:
Le osservazioni dell'oggetto della fascia di Kuiper (KBO) 2001 QG298 fatte da Sheppard e Jewitt nel 2004, hanno dimostrato che la curva di luce di questo oggetto ha un'ampiezza molto grande (1,14 ± 0,04 mag), indicando che possiede una forma allungata oppure si tratta di una struttura binaria con due componenti di dimensioni simili quasi in contatto tra loro. Sulla base di questi interessanti dati pubblicati, abbiamo impiegato simulazioni binarie di Roche per costruire un modello di forma di 2001 QG298. I parametri di forma del modello più adatto erano 260 (164) × 205 (130) × 185 (116) km per il primario (ALFA) , e di 265 (168) × 160 (102) × 150 (94) km, per il secondario (BETA) , ipotizzando il caso di un albedo di 0,04 (0,10) i parametri tra parantesi sono quelli più probabili.
Un ulteriore risultato di questo calcolo è che la densità media apparente del sistema binario di contatto potrebbe essere stimata in 0,630 kg/dm3 .
LINK: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004PASJ...56.1099T 


Caratteristiche fisiche
Dimensioni 135 km (Alfa) - 117 km (Beta)
Densità media 0,6-0,7 kg / dm3
Periodo di rotazione siderale 13.7744 ± 0.0004 h 
albedo 0,04 (assunto) 
Tipo spettrale V − R = 0,60 ± 0,02,
 B − V = 1,00 ± 0,04 
Magnitudine assoluta  (H) +6,85 

Elaborazione grafica di Andreotti Roberto ).

Parametri orbitali:
Caratteristiche orbitali 
Epoca 2016-gen-13.0 ( JD 2457400.5)
Afelio46,642 UA
Perielio31,758 UA
semiasse-maggiore39,200 UA
Eccentricità0,190
Periodo orbitale245,43 anni (89.645,031 giorni )
Anomalia media7,386 °
Inclinazione6,500 °
Longitudine del nodo ascendente162,610 °
Argomento del perielio309,327 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

DI SEGUITO VI PROPONGO 2 STUDI FATTI AL RIGUARDO:

Extreme Kuiper Belt Object 2001 QG298 and the Fraction of Contact Binaries - 12/02/2004.
(TRADOTTO E RIASSUNTO)
Estratto - Ampie osservazioni fatte nel tempo, dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 mostrano una curva di luce con una variazione picco-picco di 1,14 +/-0,04 magnitudini e un periodo a picco singolo di 6,8872 +/- 0,0002 ore. La magnitudine assoluta media è di 6,85 magnitudini che corrispondono a un raggio effettivo medio di 122 (77) km se si presume un albedo di 0,04 (0,10). Questo è il primo oggetto noto della Cintura di Kuiper e solo il terzo pianeta minore con un raggio maggiore di 25 km che ha una curva di luce con una variazione superiore a 1 magnitudine. I colori sono tipici di un oggetto della fascia di Kuiper (B-V = 1.00 + - 0.04, V-R = 0.60 + - 0.02) senza alcuna variazione di colore tra luce minima e massima. La grande variazione di luce, il periodo a picco doppio relativamente lungo e l'assenza di cambiamento di colore rotazionale si oppongono alle spiegazioni dovute a macchie d'albedo o all'allungamento dovuto all'alto momento angolare. Invece, suggeriamo che il 2001 QG298 potrebbe essere un binario molto stretto o di contatto simile nella struttura a quello che è stato proposto indipendentemente per l'asteroide Troiano 624 Ettore. In tal caso, il suo periodo di rotazione sarebbe il doppio del periodo della curva di luce di 13.7744 + - 0.0004 ore. Correggendo gli effetti della proiezione, stimiamo che la frazione di oggetti simili nella Cintura di Kuiper sia almeno dal 10% al 20% con la frazione reale probabilmente molto più alta. In alcuni scenari è prevista un'elevata abbondanza di oggetti binari stretti e di contatto per l'evoluzione della fascia di Kuiper.

Conclusioni - 2001 QG298 ha la curva di luce più estrema di tutti i 34 oggetti ampiamente osservati nel progetto di variabilità delle Hawaii Kuiper Belt.
1. Il periodo della curva della luce a doppio picco è 13,7744 ± 0,0004 ore e l'intervallo picco-picco è 1,14 ± 0,04 mag. Solo altri due pianeti minori con raggio ≥ 25 km (624 Hektor e 216 Kleopatra) e un satellite planetario (Giapeto) è noto per mostrare una maggiore variazione fotometrica rotazionale di 1 mag.
2. La magnitudine rossa assoluta è mR (1,1,0) = 6,28 alla luce massima e 7,42 mag. a
luce minima. Con una presunta albedo geometrica di 0,04 (0,10) deriviamo raggi circolari effettivi alla luce massima e minima di 158 (100) e 94 (59) km, rispettivamente.
3. Non è stata rilevata alcuna variazione nei colori BVR tra la luce massima e minima
entro incertezze fotometriche di qualche percento.
4. L'ampia gamma fotometrica, le differenze nei minimi della curva della luce e il lungo periodo del 2001 QG298 sono coerenti e suggeriscono fortemente che questo oggetto è un contatto o quasi un contatto binario, visto equatoriale.
5. Se il 2001 QG298 è un binario di contatto con componenti di dimensioni simili, lo concludiamo che tali oggetti costituiscono almeno il 10-20% della popolazione della fascia di Kuiper in grandi dimensioni.
LEGGI TUTTO (EN): https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0402277.pdf 


A Change in the Lightcurve of Kuiper Belt Contact Binary
(139775) 2001 QG298 - 18/07/2011.
(TRADOTTO E RIASSUNTO)
Estratto - Nuove osservazioni mostrano che la curva di luce del binario stretto della fascia di Kuiper (139775) 2001 QG298 è cambiata sostanzialmente dalle prime osservazioni del 2003. La curva della luce del 2010 ha una fotometria picco-picco di intervallo con variazione = 0.7 +/- 0.1 mag, significativamente inferiore rispetto alla variazione del 2003 = 1.14 +/- 0.04 mag. 
Questo cambiamento è interpretato più semplicemente se 2001 QG298 ha un'obliquità vicino a 90 gradi. La diminuzione osservata in è causata da un cambiamento nella geometria di visualizzazione, dall'equatore , rispetto al 2003 era quasi di 16 gradi la distanza angolare orbitale coperta dall'oggetto tra le osservazioni fino al 2010. Le curve di luce del 2003 e 2010 hanno lo stesso periodo di rotazione e appaiono in fase quando si spostano di un numero intero di rotazioni complete, anche coerenti con un'elevata obliquità. Sulla base dei nuovi dati della curva di luce del 2010, troviamo che 2001 QG298 ha un'obliquità  = 90 +/- 30 deg. 
Le stime attuali della frazione intrinseca degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper sono distorte supponendo che questi oggetti abbiano assi di rotazione orientati casualmente. Se, come 2001 QG298, i binari a contatto nei KBO, tendono ad avere grandi obliquità, è necessaria una correzione più ampia. Di conseguenza, l'abbondanza di oggetti binari di contatto o stretti, potrebbe essere maggiore di quanto si credesse in precedenza.

Conclusioni - Abbiamo misurato la curva di luce visibile dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 e confrontato con dati simili raccolti nel 2003. I nostri risultati possono essere riassunti come segue:
1. La curva della luce del 2010 di 2001 QG298 ha un intervallo picco-picco di ∆m = 0,7 ± 0,1 mag, significativamente inferiore alla gamma fotometrica nel 2003, ∆m = 1,14 ± 0,04 mag. Le curve della luce del 2003 e del 2010 appaiono in fase se spostate di un numero intero di rotazioni.
2. Il cambiamento tra le curve di luce del 2003 e del 2010 è spiegato più semplicemente se 2001 QG298 possiede una grande obliquità, ε = 90◦ ± 30◦ . In tal caso, la gamma fotometrica della curva di luce dovrebbe continuare a diminuire, raggiungendo un minimo di ∆m ∼ 0,0 - 0,1 mag nel 2049.
3. Le stime attuali della frazione degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper presuppongono che questi oggetti hanno assi orientati casualmente. Se, come per 2001 QG298, i binari di contatto tendono per avere grandi obliquità la loro abbondanza può essere più grande di quanto si credesse in precedenza.
4.Gli studi di: hashi & Ip 2004; Lacerda & Jewitt 2007; Gnat & Sari 2010. Fanno stimare la densità di 2001 QG298 a ρ = 0,59 + 0,14 −0,05 kg/dm3. 
Questa densità sorprendentemente bassa implica che 2001 QG298 ha una composizione prevalentemente ghiacciata ed è significativamente poroso.

ALTRI LINK:
Johnston Archive: http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-139775.html
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(431520) MORS-SOMNUS

341520 Mors-Somnus,è un sistema binario largo, noto anche in vari studi con la designazione provvisoria 2007 TY430, è un asteroide trans-nettuniano della fascia di Kuiper di natura binaria, classificato come Plutino .

Scoperta e denominazione:

Mors è stato scoperto il 14 ottobre del 2007, insieme con Somnus da un team di astronomi del California Institute of Technology di Pasadena composto da Scott S. Sheppard e Chadwick A. Trujillo all'Osservatorio di Mauna Kea nelle Hawaii.
Il 2 giugno 2015, la coppia ottenne il nome ufficiale, dal nome degli dei gemelli degli inferi discendenti di Nox , la dea della notte dalla mitologia romana . Mors ( in latino "morte") è la personificazione romana della morte e Somnus ( in latino per "dormire") quello del sonno. La denominazione è stata fatta in base alle regole generali per Plutinos, che prendono il nome dagli dei degli inferi.

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 39,0304089 UA e da un'eccentricità di 0,2610966, inclinata di 11,30462° rispetto all'eclittica.
Il periodo orbitale della coppia Mors-Somnus è di 243 anni e 8 mesi.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Il diametro di Mors ammonta a circa 102 km, per cui il suo compagno Somnus con un diametro di circa 97 km è più piccolo di solo il 4,5%.
La massa totale del sistema, risulta essere di 7,90 ± 0,21 × 10E17 kg , indica che gli oggetti hanno un albedo da moderato ad alto e una bassa densità.
Supponendo quindi una densità ragionevole di 0,75 kg/dm3 si ottiene un albedo di circa 0,23 con i raggi dei singoli componenti di circa 50 km.
La densità di sistema estremamente bassa di 0,75 g / cm³, che è di gran lunga inferiore a quella dell'acqua, indica che il ghiaccio d'acqua deve essere predominante su entrambi i corpi, il che è insufficiente come spiegazione della bassa densità, poiché anche il ghiaccio puro con 0,91 g / cm³ è ancora più denso. Pertanto, si può presumere che entrambi i corpi debbano avere cavità all'interno
Dalla curva di luce, Mors ruota una volta ogni 9 ore e 16,8 minuti attorno al proprio asse e si ritiene che abbia una forma oblunga che determina durante la rotazione una variazione della superficie riflettente. Si può presumere che anche il suo compagno Somnus abbia una sua rotazione, ma attualmente questo dato è sconosciuto.

Spettro e colore superficiali:
Mors e Somnus sono due degli oggetti della Fascia di Kuiper più rossi mai trovati. Lo spettro non mostra tracce significative di metano o di ghiaccio d'acqua. La straordinaria superficie rossa porta all'ipotesi che Mors e Somnus abbiano avuto origine come Cubewani e solo successivamente siano entrati nell'attuale risonanza con Nettuno, quindi come Plutini.

Analisi spettraleB-V = 1,29
V-R = 0,74

Sistema doppio:
Quando Mors fu scoperto, divenne presto evidente che aveva un compagno naturale, Somnus, quasi delle stesse dimensioni.

I componenti binari del sistema sono stati osservati su base mensile circa tra il 2007 e il 2011 con il telescopio Gemini in eccellenti condizioni di visibilità. I componenti avevano una separazione massima di circa 1 arcsec con una differenza media di circa 0,1 mag tra loro.
L'orbita dei componenti reciproci ha avuto un periodo di 961,2 ± 4,6 giorni con un semiasse-maggiore di 21000 ± 160 km
Somnus e Mors orbitano attorno al baricentro comune in un'orbita leggermente ellittica ad una distanza tra 17.901 km e 24.179 km l'uno dall'altro, quindi sono relativamente distanti. L'eccentricità orbitale è di conseguenza 0,1492, mentre il piano orbitale dei due componenti è inclinato di 15,7° rispetto all'eclittica.


La bassa inclinazione, il grande semiasse-maggiore e l'eccentricità relativamente bassa dei due componenti binari reciproci significano che né le maree né il meccanismo di Kozai avrebbero dovuto alterare in modo significativo l'orbita binaria del sistema. La possibile orbita primordiale per i due componenti è unica rispetto a molti altri KBO binari noti.

Formazione del sistema:
Il meccanismo di formazione preferito per l'orbita prograda a bassa inclinazione di Mors-Somnus è il meccanismo L3 proposto da Goldreich et al. ( 2002 ). Con il modello di Schlichting & Sari ( 2008a ), invece suggerirebbe che i KBO avessero velocità relativamente grandi l'uno rispetto all'altro durante la formazione binaria. Il meccanismo di collasso gravitazionale della formazione binaria proposto da Nesvorný et al. ( 2010 ) si adatta bene anche a questo binario con orbita prograda.

LINK: https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/143/3/58 
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(79360) Sila-Nunam
Sistema doppio

Classificazione:
Il sistema di Sila-Nunam, denominazione provvisoria 1997 CS29, è formato da una coppia di asteroidi ghiacciati di dimensioni quasi uguali orbitante nella Fascia di Kuiper, dinamicamente è classificato come Cubewano, ma è molto vicino alla risonanza 7:4 con Nettuno.
Sila è il corpo leggermente più grande, il più piccolo è Nunam a cui era stata data la denominazione provvisoria satellitare S/2005 (79360) 1.

Scoperta e denominazione:
Sila-Nunam è stato scoperto il 3 febbraio 1997 da Jane X. Luu , David C. Jewitt , Chad Trujillo e Jun Chen al Mauna Kea Observatory , nelle Hawaii, e ricevette la designazione provvisoria 1997 CS29.
È stato risolto come sistema binario nelle osservazioni di Hubble del 22 ottobre 2002 da Denise C. Stephens e Keith S. Noll e annunciato il 5 ottobre 2005.
Le due componenti prendono il nome da divinità Inuit . Sila ''spirito dell'aria'' ( Iñupiaq siḷa [siʎə] , Inuktitut sila ) è il dio Inuit del cielo, del tempo e della forza vitale. Nuna "terra" (Iñupiaq & Inuktitut nuna-m [nunəm] ) , è la dea della Terra, ed in alcune tradizioni la moglie di Sila.
Nuna ha creato gli animali terrestri e, in alcune tradizioni, gli Inuit (in altre tradizioni, invece Sila ha creato le prime persone dalla sabbia bagnata). Sila ha dato vita agli Inuit fornendoli lo spirito o soffio vitale.


Dati fisici:
Nel 2010, il flusso termico di Sila-Nunam nell'infrarosso lontano è stato misurato dal telescopio spaziale Herschel .
Di conseguenza, si stima che le sue dimensioni, ipotizzando un corpo unico, siano comprese tra 250 e 420 km. Ora che è noto per essere un sistema binario, con un corpo pari al 95% delle dimensioni dell'altro, i diametri sono stimati in 249 e 236 chilometri.
I due corpi hanno forme allungate con gli assi più lunghi in direzione del centro di massa.

Sila e Nunam sono molto rossi in luce visibile e hanno uno spettro piatto senza dettagli nel vicino infrarosso . Non ci sono bande di assorbimento del ghiaccio d'acqua nei loro spettri nel vicino infrarosso, il che ricorda molto quello di Issione.

( lo spettro di Sila e Nunam è indicato dalla sigla CS29 ).

Le due superfici sono ricoperte dalle eiezioni reciproche causate dagli impatti che entrambi hanno subito rendendole omogenee.
Hanno una magnitudine assoluta (H) combinata di +5,2 mag , e rispettivamente di +6,2 e +6,3 per i due corpi risolti singolarmente, che quindi presentano un albedo di 0,086.
Orbitano sincronamente uno rispetto all'altro intorno ad un comune centro di massa con un'orbita quasi circolare, difatti la curva di luce corrisponde al periodo orbitale.
Asse semi-maggiore: 2.777 ± 19 km
Periodo orbitale:12.50995 ± 0.00036 d
Eccentricità:0,020 ± 0,015 °
Inclinazione:103,51 ± 0,39 °

Parametri orbitali:
Il centro di massa del sistema, ruota intorno al Sole in 289,42 anni su un'orbita quasi circolare che presenta un'eccentricità di 0,0109456 , ed ha una bassa inclinazione di soli 2,255° rispetto al piano dell'eclittica.
Semiasse-maggiore = 43,75396 UA
Argomento del perielio = 248,31578°
Longitudine del nodo ascendente = 304,441666°

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(523764) 2014 WC510

Introduzione:
(523764) 2014 WC510 , è un oggetto binario stretto trans-nettuniano scoperto l'8 settembre 2011 dagli astronomi con il sondaggio Pan-STARRS1 all'Osservatorio di Haleakalā alle Hawaii . 
Inizialmente è stato trovato da Pan-STARRS il 20 novembre 2014, ma è stato annunciato successivamente solo il 17 luglio 2016 dopo ulteriori osservazioni e identificazioni preliminari al rilevamento. 
Si trova nella fascia di Kuiper , una regione di oggetti ghiacciati che orbitano oltre Nettuno nel sistema solare esterno. È classificato come un plutino , una classe dinamica di oggetti in una risonanza orbitale 2:3 con Nettuno . 

Dati fisici:
Il 1° dicembre 2018, un team di astronomi ha osservato un'occultazione stellare da parte dell'oggetto, che ha rivelato che si tratta di un sistema binario compatto costituito da due componenti separati in orbita ravvicinata l'uno intorno all'altro. 
Si stima che i due componenti primario e secondario abbiano rispettivamente diametri di circa 181 km e 138 km.
Il sistema ha una magnitudine assoluta (H) di +7,2 mag.
Caratteristiche fisiche
Diametro medio
181 ± 16 km (primario)
138 ± 32 km (secondario)
Albedo geometrico
0,051 ± 0,017
Magnitudine apparente
22,0 
Magnitudine assoluta  (H)
7,2 ± 0,3
Ricostruzione grafica by INSA ).

Studio:
A scoprire la natura binaria di (523764) 2014 WC510 è stato un team di astronomi e scienziati attraverso l’occultazione di una stella, a sua volta binaria. 
Ciò che Rodrigo Leiva ed i suoi collaboratori hanno fatto è stato svelarne la natura, differente dalla maggior parte degli oggetti trans-nettuniani conosciuti. 
Quello che più ha sorpreso il gruppo di ricerca è la configurazione gravitazionale dell’oggetto. 
«La maggior parte dei Tno binari sono molto distanti tra loro, di solito 1000 chilometri o più» spiega Leiva. «In questo Tno binario i due componenti sono abbastanza vicini, a soli 350 chilometri di distanza. Questa vicinanza rende questo tipo di Tno binario difficile da rilevare. È per questo che è stato realizzato il progetto Recon».
Rispetto a qualsiasi altra osservazione di un’occultazione stellare da parte di un Tno binario, quella di (523764) 2014 WC510 si è rivelata però particolare. «In questo caso» dice Marc Buie «anche la stella occultata si è rivelata un sistema binario. Le stelle binarie non sono insolite, e non lo sono nemmeno gli oggetti binari» continua lo scienziato del SwRI. «Ma osservare un Tno binario che occultava una stella binaria è insolito».

Risultato dell'occultazione tra il TNO binario e la stella binaria ).

L'analisi statistica dei dati della prima occultazione stellare da parte dell'oggetto risonante 2014 WC510 privilegia un modello di un oggetto binario con un primario di diametro dp = 181 km e un secondario di diametro ds = 138 km. 
La forma proiettata dei componenti dell'oggetto è circolare con variazioni statistiche deboli rispetto a forme proiettate ellittiche, forme che potrebbero essere confermate con dati migliori nelle occultazioni future o dai dati sulla curva di luce rotazionale. 
Questo oggetto è tra gli oggetti più oscuri misurati con occultazioni stellari con un albedo geometrico nella banda visibile del 5%. 
Questo albedo è chiaramente inferiore a quello di Arrokoth e sembra essere paragonabile ai valori tipici dei Troiani di Giove. 
Questa misurazione dell'albedo potrebbe essere soggetta a un errore sistematico a seconda delle sue proprietà della curva di luce. 
Conosciamo solo la luminosità media e la forma circolare proiettata derivata dall'occultazione. 
Se la forma tridimensionale dei componenti dell'oggetto è sferica, la nostra misurazione dovrebbe essere accurata. Se è presente una curva di luce rotazionale o secolare dovuta alla non sfericità o agli effetti di fase, sarà necessario ricalibrare in futuro l'albedo una volta che sarà disponibile una fotometria migliore. 

La distanza tra i due corpi è di 349 ± 26 km (16 ± 1 mas) e l'angolo di posizione è di 6° ± 5°, misurato da nord verso est.


Parametri orbitali:
2014 WC510 orbita attorno al Sole a una distanza tra 29,5 e 48,9 UA , una volta ogni 245,8 anni (89.768 giorni), con un semiasse-maggiore di 39,24 UA. 
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,25 e un'inclinazione di 19,5° rispetto all'eclittica.
Questo oggetto è anche in una risonanza secolare Kozai con un'ampiezza di librazione di circa 18°.
Afelio48.936 UA
Perielio29.535 UA
Semiasse maggiore
39.236 UA
Eccentricità0.24724
Periodo orbitale
245.77
Media anomalia
342,994°
Movimento medio
0° 0m 14.437s/giorno
Inclinazione del piano orbitale19,542 °
Longitudine del nodo ascendente
194,464 °
Argomento del perielio
289,173 °
Grafico dell'orbita - JPL ).
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Degni di nota con più di 600 km di diametro, e non citati tra i Plutoidi più sotto, ci sono anche i seguenti:
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(208.996) 2003 AZ84

Introduzione:
Si tratta di un grosso oggetto della fascia di Kuiper in risonanza 2:3 con Nettuno, quindi un plutino.
Le sue dimensioni e la sua massa sono inferiori ai limiti per considerarlo un Pianeta Nano.

Forma e dimensioni:
Le osservazioni di varie occultazioni stellari da parte di 2003 AZ84, suggeriscono si tratti di un ellissoide triassiale di 940x766x490 km, la sua magnitudine assoluta è di H = +3,6 con un albedo abbastanza bassa di 0,097 quindi con una superficie scura.
Anche la sua densità è ritenuta molto bassa, di circa 0.87±0.01 g/cm3 , calcolata assumendo che il corpo sia in equilibrio idrostatico, quindi è solo una supposizione.

Occultazioni stellari:
Pubblicato in Preprint (ARXIV) http://arXiv.org/ABS/1705.10895
(Alex Dias-Oliveira et al.):
 "Studio dell'oggetto Plutino (208996) 2003 AZ84 dalle occultazioni stellari: dimensioni, forma e caratteristiche topografiche ".
Sintetizzando i risultati di 4 occultazioni stellari: 8/1/2011 (singolo), 3/2/2012 (multipli), 2/12/2013 (singolo) & 15/11/2014 (multipli), si evince che il modello di ellissoide di Jacobi (in equilibrio idrostatico) appare come la migliore soluzione per far collimare le 4 occultazioni osservate.
Dimensioni rispettive degli assi A-B-C: 940 x 766 x 490 km, equivalente ad una sfera del diametro di  772 ± 12 km, che rimane nella barriera di errore delle misure termiche fatte con i telescopi spaziali Spitzer & Herschel corrispondenti a: D = 727 + 62/-67 km .



L'8 gennaio 2011, a San Pedro de Atacama i telescopi avevano una rilevazione positiva dell'evento, mentre l'osservazione dal TRAPPIST, a 610 km da San Pedro, non mostrava alcuna traccia. La linea di corda, derivata dalla curva di luce, risultava di 21,7 +/- 0,8 secondi, centrata su 06h29m59s dell'8 gennaio 2011. Questa durata corrisponde a una lunghezza di 573 +/- 21 km, che può essere paragonata al diametro di 686 +/- 95,5 km derivato da, i dati di SPITZER e alla stima di 910 +/- 60 km, dai dati di HERSCHEL. Il nostro risultato fissa un limite inferiore al diametro di 2003 AZ84. Anche se era prevedibile, possiamo affermare che nessuna firma evidente di un'atmosfera può essere rilevata nella curva di luce che ha subito un calo netto e senza gradualità.

Dai suddetti studi ipotizzano che ci sia sulla sua superficie o un canyon largo 23km e profondo 8km oppure una depressione di circa 80km profonda 13km. (vedi sotto).


Curva di luce:
Il suo periodo di rotazione di 6,75 h, molto veloce, e la sua forma, farebbero risultare la sua densità molto bassa pari a 0,87 kg/dm3, inferiore a quella del ghiaccio d'acqua con una massa corrispondente a 0,000026 Mt.


Analisi spettrali:

( SOPRA - In grafica, l'analisi spettrale del pianetino in tre differenti periodi ).
( SOTTO - I risultati delle osservazioni di Spitzer ed Herschel ).

Tipo spettrale
BB   · 
B – V =0,67 ± 0,05 
V – R =0,38 ± 0,04 

Ipotesi satellite:
Un osservazione di Hubble fece ipotizzare la presenza di un satellite con un diametro tra 68 e 72 km, ma ad oggi non si ha riscontro della sua reale esistenza.

( L'oggetto è stato misurato con una separazione di 0,22 arcsec e una magnitudine apparente con una differenza di +5.0. ).

Parametri orbitali:
Essendo un plutino, orbita a 39,36216 UA dal sole con un'eccentricità di 0,18272 ed un corrispondente periodo di rivoluzione di 246,96 anni. (fonte: JPL).
Ha un'inclinazione dell'orbita di 13.588° rispetto all'eclittica
Mediamente riceve dal Sole 0,876 W/m2 di radianza superficiale.
Afelio46,555 UA
Perielio32,170 AU

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Varda e Ilmare


VARDA

Introduzione:
L'asteroide è dedicato a Varda Elentári, la dea regina creatrice delle stelle nella mitologia dell'universo immaginario di Arda creata da J. R. R. Tolkien. Il satellite, denominato Ilmarë, è dedicato ad un'ancella di Varda.

Scoperta:
Scoperto da Jeffrey A. Larsen il 21 giugno 2003, inizialmente conosciuto con la sigla 2003 MW12, utilizzando immagini del telescopio Spacewatch nell'ambito di un progetto Trident Scholar dell'Accademia navale degli Stati Uniti.
La sua luna , è stata scoperta nel 2009.

( Immagini di pre-scoperta, utili per determinare con maggiore precisione i parametri orbitali ).

Dati fisici:
174567 Varda è un oggetto transnettuniano con una magnitudine assoluta di +3,4 quindi di notevoli dimensioni con un diametro di 716,6 km ( determinato tramite occultazione stellare con un incertezza di +/- 4 km - vedi sotto ) , mentre il suo satellite Ilmare è circa la metà 361 km.

Da determinare se esso sia un pianeta nano, attualmente non rientra in nessuno dei parametri limite per averne la certezza. Varda presenta un albedo superficiale di 0,102 e dalla sua curva di luce si ricava un valore per il periodo di rotazione di 5,91 h.

(Risultato dell'occultazione stellare che ne ha determinato il diametro, e da cui si può evincere una forma tendenzialmente sferica).

Masse:
Dai parametri orbitali della coppia è stato possibile calcolare la massa complessiva del sistema che corrisponde a ( 2.66×1020  kg ) cioè: 0,000044 Mt (Masse Terrestri) , ripartite in 0,000041 per Varda e 0,000003 per Ilmare, ipotizzando per entrambi, un eguale densità di 1,27 kg/dm3.

Superfici:
Le superfici sia del primario che del satellite sembrano rosse nelle parti visibili e nel vicino infrarosso dello spettro (classe spettrale IR), con Ilmarë leggermente più rosso di Varda. Lo spettro del sistema non mostra l'assorbimento d'acqua ma mostra l'evidenza del ghiaccio metanolico .
Tipo spettrale
B − V =0,892 ± 0,028
V − I =1,133 ± 0,034
B − V =0,857 ± 0,061

Orbita:

Il sistema, orbita a 46,0466 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,1403 ed un periodo di rivoluzione pari a 312,47 anni, con un'inclinazione orbitale sull'eclittica di 21,52104°.
La sua orbita spazia da un perielio di 39,589 UA , fino ad un afelio di 52,505 UA.

Afelio52,505 UA
Perielio39,589 UA
semiasse-maggiore
46,047 UA
Eccentricità0,1403
Periodo di rivoluzione
312,47 anni (114.129 giorni)
Anomalia media
271,85 °
Moto medio
0 ° 0 m  11,52 s / giorno
Inclinazione orbitale21,498 °
Longitudine del nodo ascendente
183,98 °
Argomento del perielio
180,71 °
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Ilmare 

E' stato scoperto grazie alle immagini del telescopio spaziale Hubble il 26 Aprile 2009 e confermato nel 2011.
Ilmare ruota a 4.809 km da Varda in 5,75 giorni con una minima eccentricità di 0,0215.
Il periodo di rotazione del satellite si ipotizza sincrono.

Superficie:
Le superfici sia del primario che del satellite sembrano essere rosse nel visibile e nel vicino-infrarosse dello spettro (classe spettrale IR), con Ilmarë che si presenta leggermente più rosso di Varda.

Indici colore:
V − I =1,266 ± 0,052

semiasse-maggiore (km)EccentricitàPeriodo orbitale (d)Inclinazione (°)
4809 ± 390,0215 ± 0,00805,75058 ± 0,0001582-100
( Evoluzione del piano orbitale visto dalla Terra ).

LINK (PDF): https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1505/1505.00510.pdf 
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(55.565) 2002 AW197

Classificazione:
2002 AW197 , è un classico oggetto trans-nettuniano non risonante proveniente dalla fascia di Kuiper nella regione più esterna del Sistema Solare , classificato anche come cubewano (cKBO) .

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta di H +3,156 e le osservazioni combinate delle emissioni termiche del Telescopio spaziale Herschel e del telescopio spaziale Spitzer danno un diametro di 768 +39 −38 km e un'albedo geometrica di 0.112 +0.012 −0,011.
Ha un periodo di rotazione, derivato dalla sua curva di luce, di 8,86 h.
Attualmente non conosciuta la sua Massa e densità.
Dall'analisi della sua curva di luce, senza particolari picchi o asperità si ipotizza che l'oggetto abbia forma sferoidale e possa essere quindi in equilibrio idrostatico.

( Le varie curve di luce, la prima indica il valore più corretto ).

Parametri orbitali:
(55565) 2002 AW197  appartiene alla fascia di Kuiper, la sua distanza dal Sole oscilla fra le 41,186 UA del perielio e le 53,741 UA dell'afelio. È classificato come oggetto transnettuniano di tipo cubewano, quindi non si trova in risonanza orbitale con Nettuno.
Il suo semiasse maggiore dell'orbita è di 47,3466 UA  con un'eccentricità di 0,1323 quindi ha un periodo di rivoluzione intorno al sole pari a 325,79 anni.
Arriverà al suo perielio nel maggio del 2077.

( A lato i diagrammi dell'orbita visti da sopra e di traverso ).

Struttura:
Le osservazioni  fotometriche  suggeriscono che si tratta di uno sferoide con un albedo basso e piccole macchie di albedo più chiare. Tuttavia, il suo basso albedo suggerisce che non ha attività geologica planetaria. Ha un colore moderatamente rosso .
L'analisi dell'ESO sugli spettri rivela una pendenza rossa e nessuna presenza di acqua ghiacciata (a differenza di Quaoar , anch'esso rosso) che suggerisce materiale organico.

( Sotto, l'analisi spettrale della sua superficie ).


( Una ricostruzione artistica di come potrebbe presentarsi la sua superficie tenendo conto delle analisi spettrali e degli indici di colore ottenuti ).

Scoperta:
fu scoperto il 10 gennaio 2002 dagli astronomi dell'Osservatorio di Palomar in California. 
Gli astronomi coinvolti nella scoperta furono Michael Brown , Chad Trujillo , Eleanor Helin , Michael Hicks, Kenneth Lawrence e Steven H. Pravdo.

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(28978) Issione

Orbita:
Issione segue un'orbita per molti aspetti simile a quella di Plutone, con un semiasse maggiore di 39,664 UA ed un'eccentricità di 0,2418 che percorre in 249,80 anni, ma orientata in maniera diversa ed inclinata di  19,6134°.
Il perielio di Issione si trova al di sotto dell'eclittica, ed abbastanza insolitamente, l'asteroide si avvicina periodicamente a Plutone a meno di 20° di distanza angolare. Attualmente Issione sta attraversando l'eclittica in direzione del proprio perielio, che raggiungerà nel 2070.

Dati fisici:
Il colore di Issione è moderatamente rossastro, la sua albedo, pari a 0,141, è superiore rispetto alla media degli altri corpi celesti della fascia di Kuiper, e con una magnitudine assoluta di +3,6 ne deriva un diametro di circa 617 km, con un'incertezza di 20 km.

Superficie:
Lo spettro infrarosso di Issione è piatto, sono assenti le linee di assorbimento caratteristiche dell'acqua (1,5 e 2 µm), e recenti studi spettroscopici indicano che la sua superficie potrebbe essere composta in larga parte di depositi di carbonio particolarmente scuri e di tolina, un eteropolimero che si forma in seguito all'irraggiamento di clatrati d'acqua e composti organici, per questi motivi appare quindi piuttosto scuro e rossastro.

( SOPRA - l'immagine che ne ha permesso la scoperta dal gruppo della Deep Ecliptic Survey il 22 maggio 2001 ).

( Grafico dell'orbita di Issione visto da sopra ).
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2010 RF43

2010 RF43 orbita attorno al sole ad una distanza di 37.1 – 61.7 UA una volta ogni 347,49 anni (126.922 giorni con semiasse maggiore di 49,4263 AU). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,2488 e un'inclinazione di 30,702° rispetto all'eclittica.
In base alla magnitudine assoluta di +3,9 assumendo un albedo di 0,10, risulterebbe un diametro di 735 km.
Non si conoscono massa, densità e periodo di rotazione.
Indici di colore: r' 20.78±0.01 - g' 21.58±0.03 - i' 20.38±0.02
g'-r' = 0.80±0.03 - g'-i' = 1.21±0.04 - r'-i' = 0.41±0.03

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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2010 KZ39


Parametri orbitali:
2010 KZ39 orbita attorno al Sole ad una distanza di 42.965 – 47.825 UA una volta ogni 305,86 anni (111.504 giorni), simile a Makemake, Chaos e altri corpi. Si trova in risonanza 6:11 con Nettuno.
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,0535 e un'inclinazione di 26,032° rispetto all'eclittica.
Utilizzando i dati della sua orbita, si prevede il passaggio al perielio nel 2109.
Il corpo è stato osservato parecchie volte in oltre 3 opposizioni e per i dati orbitali ha un parametro di incertezza di 5.

Dati fisici
Il tipo spettrale del corpo così come il relativo periodo di rotazione rimane sconosciuto, mentre la sua magnitudine assoluta (H) è di +4 , comunque si ipotizza un diametro di 702 km.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(90568) 2004 GV9


Scoperta:
(90568) 2004 GV9 , è un oggetto trans-nettuniano che è stato scoperto il 13 aprile 2004 dal NEAT. Ed è stato elencato come Cubewano dal Minor Planet Center.

Dati fisici:
Ha un diametro di 680 ± 34 km che è stato calcolato grazie alle osservazioni combinate dei telescopi spaziali Herschel e Spitzer. L'analisi della ampiezza della sua curva di luce, mostra soltanto le piccole deviazioni, che suggeriscono che potrebbe essere un sferoide con i piccoli punti con albedo variabile. Finora è stato osservato varie volte, e ritrovato in varie immagini dal 1954.
Il suo periodo di rotazione corrisponde a 5,86 +/- 0,03 h.
Ha un albedo superficiale di 0,077 ed una magnitudine assoluta (H) di +4,0.
Analisi spettrale : B−V=0.95 / V−R=0.52 / B0−V0=0.843
Dati di Herschel: (blu) F70 = 16,9 +/- 1,0 . (verde) F100 = 19,3 +/- 1,9 . (rosso) F160 = 18,3 +/- 2,9 .

( Nel grafico l'analisi spettrale con i dati di HERSCHEL in NERO e dello SPITZER in GRIGIO ).

Curva di luce:
( Nel grafico sopra la curva di luce che ne ha determinato il periodo di rivoluzione ).

Parametri orbitali:
Orbita da un perielio di 38,7281 UA fino ad un afelio di 45.618 UA, quindi con un semiasse maggiore di 42,173 ed un eccentricità di 0.081681 , mentre la sua inclinazione orbitale sull'eclittica è pari a 21.9718° , infine ne risulta un periodo di rivoluzione attorno al Sole in 273,88 anni.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(455502) 2003 UZ413

(455502) 2003 UZ413, è un grande oggetto trans-nettuniano (TNO) con una magnitudine assoluta (H) di +4,38. Si trova in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno, fatto che lo rende un Plutino.
Il 21 ottobre 2003 è stato scoperto da un team di astronomi composto da Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Osservatorio Gemini) e Dave Rabinowitz (Yale University).
E' stato riscoperto su lastre fotografiche del 27 luglio 1954 , che hanno permesso di calcolarne l'orbita con maggiore precisione.


Dati fisici:
E' probabilmente abbastanza grande, con un diametro stimato in oltre 600 km.

(a lato foto HUBBLE).

L'oggetto ruota molto velocemente. Infatti, con un periodo di 4.13 ± 0.05 ore, è il rotatore più veloce conosciuto nella cintura di Kuiper dopo Haumea.
Data la sua rapida rotazione, deve avere una densità superiore a 0,72 g/cm3. Gli ellissoi di Jacobi stabili con un rapporto asse di a/b ≥ 1,13 ± 0,03, come implicito nell'ampiezza della curva di luce di ΔM = 0,13 ± 0,03, esistono per le densità nell'intervallo di 2.29 − 3,00 g/cm3 , va detto che le variazioni di magnitudine della curva di luce, possono essere imputate anche a variazioni di albedo superficiale, quindi la densità la possiamo intendere compresa tra i due limiti ( 0,72 > densità > 2,29/3,00 ).


Parametri orbitali:
2003 UZ413 orbita con un semiasse maggiore di 39,184 UA spaziando da un perielio di 30,316 UA, fino ad un afelio di 48,0526 UA, quindi con un'eccentricità di 0,22632 ed un'inclinazione orbitale di 12,0516° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole è di 245,29 anni (89.591,32 giorni).

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Superficie:
In luce visibile, questo oggetto è di colore neutro o leggermente rosso e ha uno spettro di riflettanza piatta e priva di elementi. (vedi sotto).
Tipo spettrale : V−R=0.46 ± 0.06 / R−I=0.37 ± 0.06 .

( Abbiamo osservato 2003 UZ413 durante 3 diverse esecuzioni: lo spettro etichettato "a" è del 2008 settembre, "b" del 2008 novembre, e "c" del 2007 dicembre. Gli spettri sono spostati di 0,5 per chiarezza. Anche gli indici di colore convertiti in riflettanza spettrale sono mostrati su ogni spettro con dei punti neri ).
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ESPLORATO dalla New Horizons:

(486958) ARROKOTH - 2014 MU69 

(il paragrafo sarà aggiornato in tempo reale, con l'arrivo di foto e dati)
Si tratta del secondo corpo della Fascia di Kuiper esplorato dalla New Horizons il 01/01/19.


Nome:
(486958) ARROKOTH è il nome ufficiale di 2014 MU69
Un appropriato tributo al flyby più lontano mai condotto da un'astronave, l'oggetto Kuiper Belt 2014 MU69 è stato ufficialmente chiamato Arrokoth, un termine nativo americano che significa "cielo" in lingua Powhatan / Algonquian.
Con il consenso degli anziani e dei rappresentanti di Powhatan Tribal, il team New Horizons della NASA - la cui navicella spaziale ha eseguito la ricognizione da record di Arrokoth a quattro miliardi di miglia dalla Terra - ha proposto il nome all' International Astronomical Union e al Minor Planet Center, l'autorità internazionale per nominare gli oggetti della Cintura di Kuiper. Il nome è stato annunciato ieri durante una cerimonia presso la sede della NASA a Washington.
"Il nome 'Arrokoth' riflette l'ispirazione di guardare al cielo e di interrogarsi sulle stelle e sui mondi oltre il nostro", ha affermato Alan Stern, ricercatore principale di New Horizons del Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. "Quel desiderio di apprendere è al centro della missione New Horizons e siamo onorati di unirci alla comunità Powhatan e al popolo del Maryland in questa celebrazione della scoperta."
LINK : http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20191112 

(486958) 2014 MU69 (designato come obiettivo della missione New Horizons con la sigla PT1) è un corpo celeste appartenente alla fascia di Kuiper.

Dati:
Scoperto nel 2014, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 44,4117510 UA e da un'eccentricità di 0,0381544, inclinata di 2,45301° rispetto all'Eclittica.
Ha una magnitudine assoluta di +11.1 ed una superficie scura, con un albedo di circa 0,10 , come conferma la foto qui a lato dove si va da aree con un minimo di 0,05 ad un massimo di 0,13. I due lobi hanno le dimensioni di 19 e 14 km rispettivamente.
Supponendo che entrambi i lobi di 2014 MU69 siano vincolati dall'autogravità, l'oggetto viene stimato per avere una densità molto bassa simile a quella delle comete, con una stima minima di 0,28 g/cm3, con questa stima minima della densità, la gravità reciproca dei due lobi avrebbe superato le forze centrifughe che altrimenti separerebbero i lobi, indicando che la regione del collo tra i due lobi è compressa dalla loro gravità reciproca.
Una densità maggiore di circa 0,5 porterebbe ad un distaccamento dei lobi.

Colore:
Sin dalle prime immagini ottenute dal sorvolo dalla New Horizons si è dedotto che il colore della superficie di ARROKOTH è risultato tendente al rosso, come tanti altri corpi più grandi in quella zona della Fascia di Kuiper, sui quali sono stati effettuati studi spettrali.

Il colore rossastro della sua superficie, è dovuto alla presenza di composti organici tra cui le toline, che hanno interagito con la radiazione solare e con i raggi cosmici.

Attualmente è il più piccolo corpo di cui è stato definito il colore della superficie, che conferma che questo tipo di colorazione è molto diffuso e quindi lo è pure la composizione delle superfici di questi corpi.

(vedi grafico a lato e le immagini composite qui sotto)

( Immagine ripresa dalla New Horizons da 6.700 km - NASA/JHUAPL/SwRI/Trachenko ).

Analisi spettrale:
Vi riportiamo l'analisi dello spettro di 2014 MU69, impossibile da Terra, fatta dalla sonda New Horizons con gli strumenti MVIC e LEISA (Vedi foto a lato), mentre qui sotto, vi riportiamo 2 grafici, uno ''pulito'' (a sinistra), con i risultati ottenuti dai due strumenti nelle loro rispettive lunghezze d'onda di lavoro, ed uno con le varie righe di assorbimento ed il confronto con lo spettro del Centauro Folo (a destra), nel grafico potete vedere le molte similitudini tra i due oggetti, entrambi ritenuti primordiali, i vari trattini indicano la presenza delle righe di assorbimento più importanti, quella rossa indica la presenza dei composti organici detti Toline, le due blu corrispondono al ghiaccio d'acqua e quella gialla al CH3OH (Metanolo).

( Nel grafico l'analisi spettrale di ARROKOTH ).

Forma:
La sonda conferma l'ipotesi con i due lobi a contatto.


I due lobi non sono sferici.
Questa immagine raffigura un modello di forma di ARROKOTH creato dal team scientifico della New Horizons basato sulle analisi di tutte le immagini pre-flyby inviate sulla terra fino ad ora. La prima ipotesi imitava la vista dalla navicella New Horizons mentre si avvicina a ARROKOTH con la classica forma a "pupazzo di neve" che è stata così frequentemente menzionata nei giorni che circondano il 2019 flyby di Capodanno.
La vista laterale illustra ciò che la New Horizons avrebbe potuto vedere se le sue telecamere erano rivolte verso ARROKOTH solo pochi minuti dopo l'approccio più vicino. Gli scienziati della missione sono stati in grado di unire un modello di questa vista laterale, che è stato almeno parzialmente confermato da una serie di immagini a mezzaluna di ''ARROKOTH''. C'è ancora una notevole incertezza nelle dimensioni di "ultima" (la sezione più grande ) e "Thule" (il più piccolo) nella dimensione verticale, ma ora è chiaro che ''Ultima'' assomiglia più a una frittella che a una sfera, e che ''Thule'' non è sferica.
LEGGI QUI : https://www.media.inaf.it/2019/02/12/ultima-thule-formazione/

( La comprensione degli scienziati di ARROKOTH è cambiata mentre esaminavano i dati aggiuntivi. La  "vecchia vista " in questa illustrazione si basa su immagini scattate entro un giorno all'approccio, suggerendo che entrambi  "ultima " (la sezione più grande) e  "Thule " (il più piccolo) erano quasi perfetti sfere appena si toccano a malapena. La vista inferiore è il miglior modello attuale della forma di ARROKOTH, ma persiste ancora qualche incertezza in quanto un'intera regione era essenzialmente nascosta alla vista, e non illuminata dal sole, durante il flyby della New Horizons. Le linee blu tratteggiate abbracciano l'incertezza in quell'emisfero, il che dimostra che ARROKOTH potrebbe essere più o meno piatta di come raffigurato in questa figura ).

Nel 2014, l'oggetto è stato stimato per la prima volta con un diametro di 30 – 45 km, in base alla sua luminosità e distanza.

Le osservazioni fatte nel 2017 hanno concluso che 2014 MU69 non è superiore a 30 km di lunghezza ed ha una forma molto allungata.

Durante un'occultazione di una stella il 17 luglio 2017 rivelò una forma a due lobi, con diametri rispettivamente di 19 e 14 km, quindi significa che 2014 MU69 è un sistema binario a contatto nella fascia di Kuiper, formato nelle fasi iniziali del sistema solare.
Le dimensioni dedotte dalla prima immagine della New Horizons sono di due lobi a contatto e confermano i parametri dedotti dalle occultazioni.

Tra il 25 giugno e il 4 luglio 2017, il telescopio spaziale Hubble trascorse 24 orbite osservando 2014 MU69, nel tentativo di determinare il suo periodo di rotazione e di ridurre ulteriormente l'incertezza dell'orbita.
( Foto a lato - riprese HUBBLE ).

I primi risultati mostrano che la luminosità di 2014 MU69 varia da meno del 20% mentre ruota. Questo pone vincoli significativi sull'asse di 2014 MU69 ipotizzando una vista equatoriale, il rapporto è < di 1,14 ed insieme al fatto che la sua forma ha dimostrato di essere molto irregolare, la piccola ampiezza indica che il suo polo è puntato verso la terra.

Questo significa che per la tempistica del Fly-by non c'è stato bisogno di essere regolato per guardare l'asse maggiore dell'oggetto, semplificando significativamente l'ingegnerizzazione del sorvolo.
La piccola ampiezza della curva di luce, rendeva difficile identificare da Terra il periodo di rotazione che i dati della sonda, adesso ci indicano in circa 16 h.

Superficie:
Il colore della superficie di 2014 MU69 è rosso. Il suo colore e lo spettro è stato misurato per la prima volta dal telescopio spaziale Hubble, che ha rivelato la sua pendenza spettrale rossa. Difatti il colore di 2014 MU69 si abbina strettamente ai colori rossastri di altri oggetti noti della cintura di Kuiper, ed è particolarmente più rosso del pianeta nano Plutone. Quindi a causa del suo colore, 2014 MU69 è considerato un oggetto ' ultra rosso ' dal team di New Horizons. 
Lo spettro osservato di 2014 MU69 Mostra una forte pendenza spettrale rossa che si estende dallo spettro visibile rosso, fino all'infrarosso a lunghezze d'onda da 1,2 a 2,5 μm.

( vedi immagine MVIC a lato ).

Le misurazioni spettrali dello strumento LEISA di New Horizons hanno rivelato la presenza di metanolo, ghiaccio d'acqua e molecole organiche sulla superficie di 2014 MU69. Lo spettro di 2014 MU69 condivide somiglianze con quelli di 2002 VE95 e del Centauro 5145 Pholus, poiché i loro spettri mostrano forti pendenze spettrali rosse intorno a gamme di lunghezze d'onda simili insieme a segni di metanolo presenti sulle loro superfici.
Il colore rosso di 2014 MU69 è causato dalla presenza di un mix di composti organici (noti come toline) sulla superficie di 2014 MU69. Si ritiene che le Toline siano state prodotte da radiazioni solari ultraviolette che elaborano metano e altri composti.

Dal colore e dalle immagini spettrali di 2014 MU69, la superficie mostra una sottile variazione di colore tra le sue caratteristiche superficiali. Le immagini spettrali di 2014 MU69 mostrano che la regione del collo e le caratteristiche di linee appaiono meno rosse mentre la regione centrale del lobo più piccolo appare più rossa. Il lobo più grande mostra anche le regioni più rosse, che sono state soprannominate  "thumbprints " dal team di New Horizons, queste  "impronte digitali " si trovano vicino al bordo del lobo più grande. L'albedo superficiale o la riflettività di 2014 MU69 varia dal 6% al 14% a causa di varie caratteristiche luminose sulla sua superficie, la sua albedo geometrica, la quantità di luce riflessa nello spettro visibile, è misurata a 16,5 %, che è un valore tipico per la maggior parte degli oggetti della Fascia di Kuiper. L'albedo di Bond complessivo (la quantità di luce riflessa di qualsiasi lunghezza d'onda) di 2014 MU69 è misurato al 6,1%.

( La geologia di 2014 MU69, con cometa 67P in scala. Vengono evidenziate le caratteristiche di superficie notevoli. Le otto subunità del lobo più grande, etichettati da ma a MH, sono unità di topografia Rolling che potrebbero essere  "blocchi di costruzione " del lobo più grande ).

Le superfici di ogni lobo di 2014 MU69 hanno varie regioni di diversa luminosità, sono state identificate varie caratteristiche geologiche, tra cui fosse e colline, queste caratteristiche geologiche si pensa abbiano avuto origine dall'aggregazione di sub-unità più piccole durante la formazione di 2014 MU69. La gravità superficiale sulle cime delle colline di 2014 MU69 è più debole rispetto alla gravità superficiale più vicina tra i due lobi, quindi il materiale rischia di rotolare verso quote più basse, dove la gravità della superficie è più forte, questo potrebbe creare delle aree luminose sulla sua superficie, in particolare le caratteristiche linee luminose dove tale materiale può essere depositato.

Il lobo più piccolo di 2014 MU69, è caratterizzato da una grande depressione le sue dimensioni sono di 7 km x 8 km , la profondità della depressione è stimata in circa 2 km , in base all'analisi stereografica, si crede che sia un possibile cratere di impatto formato da un oggetto di 700 m di dimensioni. Due strisce luminose di dimensioni simili sono presenti in particolare nella depressione, e possono essere associate a valanghe dove il materiale luminoso scorre verso il basso nella depressione. Quattro altre depressioni sono state identificate lungo il terminatore del piccolo lobo, insieme a due possibili crateri d'urto di dimensioni chilometriche sul bordo della grande depressione.

La superficie del piccolo lobo presenta aree scure e larghe (etichettate DM nell'immagine sopra) che separano le regioni più luminose. Queste regioni scure e larghe sono probabilmente depositi di ghiaccio volatili ricoperti da uno strato di materiale più scuro. Un'altra regione luminosa (denominata RM nell'immagine sopra), situata all'estremità equatoriale del piccolo lobo, espone terreni accidentati insieme a diverse caratteristiche identificate che possono essere fossette, crateri o tumuli. Ma a differenza del lobo più grande, il lobo piccolo non sembra mostrare sub-unità . Questa assenza di sub-unità si ipotizza essere il risultato del resurfacing causato dallo stesso evento di impatto che ha creato la grande caratteristica di depressione del lobo piccolo.

Il lobo più grande di 2014 MU69, si ipotizza essere costituito da otto sotto-unità più piccole, ognuna di dimensioni simili a circa 5 km , ogni sub-unità distintiva sembra essere separata da regioni di confine con alte riflettività. Le dimensioni simili delle sub-unità del lobo grande suggeriscono che ogni sub-unità erano singoli piccoli planetesimi che si sono uniti a formare il grande lobo di 2014 MU69 a bassa velocità (impatto dolce).

La regione del 'collo' che collega entrambi i lobi è considerevolmente più luminosa e meno rossa rispetto alle superfici di ogni lobo ed è probabilmente composta da un materiale più riflettente diverso dalle superfici dei lobi. Un'ipotesi suggerisce che il materiale luminoso nella regione del collo è probabilmente originato dalla deposizione di piccole particelle che erano cadute dai lobi nel passare del tempo. Il centro di gravità si trova tra i due lobi, qindi le piccole particelle rischiano di rotolare giù per i pendii ripidi verso il centro tra ogni lobo. Ma un'altra proposta suggerisce che il materiale luminoso è prodotto dalla deposizione di ghiaccio di ammoniaca, il vapore di ammoniaca presente sulla superficie di 2014 MU69 si solidifica intorno alla regione del collo, dove i gas non possono sfuggire a causa della sua forma concava.



Interno:
L'interno di ARROKOTH - 2014 MU69 si crede possa essere composto di ghiaccio d'acqua per lo più amorfo e materiale roccioso. Le tracce di metano e altri gas volatili sotto forma di vapori si ritiene che siano presenti all'interno di 2014 MU69, intrappolati in acqua ghiacciata.

Formazione e Struttura:

Ipotesi Satelliti:
Di questa ipotesi ad oggi non si trova conferma, la possibile esistenza di un piccolo satellite era data dalla breve interruzione di una traccia durante un'occultazione stellare.


Altri satelliti lontani di 2014 MU69 sono stati esclusi ad una profondità di > +29 di magnitudo, ma i risultati di varie occultazioni stellari, hanno fornito un interruzione di luce di una stella di fondo in una traccia del 10/7/17 che porterebbero a far pensare all'esistenza di un possibile piccolo satellite di 5-7 km di dimensione, e che potrebbe essere al di sotto della magnitudine limite di HUBBLE.
Attualmente la New Horizons non ha trovato traccia del satellite.

Avvicinamento:
( Nel diagramma sono indicate le 4 correzioni di rotta che sono state necessarie per intercettate ''ARROKOTH'' ).

IMMAGINE DEL 21/12/18

IMMAGINE DEL 24 DICEMBRE 2018:

LA PRIMA IMMAGINE DELLA NEW HORIZONS:
La prima immagine oltre a confermare l'ipotesi dei due lobi, ci indica anche l'asse di rotazione, con un periodo di circa 15 h.

(la seconda immagine)

( Immagine pubblicata il 15/01/19 - Tutte le immagini in sequenza (7h), sono state perfezionate utilizzando tecniche scientifiche che migliorano i dettagli. La scala dell'immagine iniziale è di 2,5 km/px , e di 0,14 km/px nell'ultimo fotogramma ripreso da circa 28.000 km dall'oggetto. Il periodo di rotazione di ARROKOTH è di circa 16 ore, quindi la sequenza copre un po' meno della metà della sua rotazione. Tra le altre cose, il team della New Horizons utilizzerà queste immagini per contribuire a determinare la forma tridimensionale di Ultima Thule, al fine di comprendere meglio la sua natura e l'origine ).

( nella striscia superiore la fasi di avvicinamento in dimensioni reali , in quella inferiore gli ingrandimenti ).

( Immagine del 24/01/19 by NASA / JHUAPL / SwRI ).

Nuovi dettagli in questa immagine del 24/01/19, di (486958) 2014 MU69, scattata dalla sonda New Horizons della NASA, lo scorso primo gennaio, nel corso di un sorvolo ormai storico. Si tratta del corpo celeste più lontano che sia mai stato osservato da una sonda costruita dall’uomo, i dati alla velocità della luce hanno impiegato circa sei ore ed un quarto per giungere fino a noi (la sonda attualmente si trova a 6,64 miliardi di chilometri dalla Terra - 44,41 UA).
La foto è stata ottenuta grazie allo strumento MVIC (Multicolor Visible Imaging Camera) da una distanza di 6700 km da ''ARROKOTH'' nella Fascia di Kuiper. Ha una risoluzione di 135 m/px.
La New Horizons ha ripreso dettagli topografici inediti, compresa la linea giorno-notte (detta “terminatore“). Depressioni profonde e picchi non molto alti appaiono chiaramente in questo scatto. Una caratteristica interessante ma ancora misteriosa è il “collare” luminoso che avvolge la strozzatura tra i due lobi.
L'illuminazione obliqua di questa immagine rivela nuovi dettagli topografici lungo il contorno giorno-notte, vicino alla parte superiore. Questi dettagli includono numerosi piccoli pozzi fino a circa (0,7 chilometri) di diametro. La grande caratteristica circolare, di circa 7 chilometri di diametro, sul più piccolo dei due lobi, sembra essere una profonda depressione. Non è chiaro se questi pozzi sono crateri di impatto o caratteristiche risultanti da altri processi, come "pozzi di collasso" o l'antica via di uscita di materiali volatili.
Entrambi i lobi mostrano anche molti intriganti segni sia luminosi oppure scuri di origine sconosciuta, che possono rivelare indizi su come questo corpo sia stato assemblato durante la formazione del sistema solare 4,5 miliardi anni fa. Uno dei più sorprendenti di questi è il luminoso  "collare" che separa i due lobi.
Alan Stern del SwRI, ha detto : "Questa nuova immagine sta iniziando a rivelare le differenze nel carattere geologico dei due lobi di ARROKOTH, e ci presenta anche nuovi misteri, nel prossimo mese di febbraio 2019, ci saranno foto co un colore migliore e migliori immagini ad alta risoluzione che speriamo contribuiranno a svelare i molti misteri di ARROKOTH. "

Il massimo avvicinamento della sonda è stato di circa 3.500 km, quindi nei prossimi mesi si attendono immagini ancora più dettagliate ed interessanti.

Allontanamento:
( la New Horizons che se ne va..... ).

La New Horizons ha preso questa immagine di 2014 MU69 (nominato ARROKOTH) il 1 gennaio 2019, quando la navicella spaziale della NASA era a 8.862 km al di là di esso.
L'immagine a sinistra è una  "Media " di dieci immagini scattate da LORRI, la mezzaluna è sfocata nei fotogrammi grezzi perché ha un tempo di esposizione relativamente lungo  che è stato utilizzato durante questa scansione rapida per aumentare il livello di segnale della  fotocamera.
Gli scienziati della missione sono stati in grado di elaborare l'immagine (a destra), rimuovendo la sfocatura del movimento per produrre una visione più nitida e luminosa della mezzaluna sottile di ARROKOTH.
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DOCUMENTI:
Analisi preliminari: http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/Press-Conferences/2019-01-02/Jan2_Presser-MASTR_V2.1.pdf
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I Pianeti Nani

La definizione pianeta nano è stata introdotta ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006 da un'assemblea dell'Unione Astronomica Internazionale, fra molte discussioni e polemiche.
E' detto pianeta nano un corpo celeste di tipo planetario orbitante attorno a una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma quasi sferica (equilibrio idrostatico), ma che non è stato in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili ad esso.

Secondo la IAU un corpo è chiaramente in equilibrio idrostatico quando la sua Mag. Ass. (H) è inferiore a +1 , ma anche quando ha un diametro superiore a 800 km oppure ha una massa superiore a 0,0000844 Mt.
Secondo Mike Brown un corpo può essere in equilibrio anche con diametri molto inferiori, fino a circa 400 km.
Per confronto Mimas (396) e Miranda (471) sono in equilibrio, mentre Proteo (414), Iperione (340) e Nereide (340) non sono in equilibrio, e questo tra i corpi ghiacciati, mentre tra i corpi rocciosi Vesta e Pallade entrambi di circa 530 km non sono in equilibrio mentre Cerere (939,4 km) lo è.
Va detto che Mimas è composto quasi per intero di ghiaccio e Miranda sembra aver avuto un riscaldamento di origine mareale che ha modellato il satellite di Urano, Proteo con una maggiore densità e presenza di roccia e in una zona più fredda che riceve un decimo della radianza che ricevono i satelliti di Saturno non lo è, quindi per gli oggetti trans-nettuniani forse il limite potrebbe essere tra 500 e 600 km di Diametro, tipo (28978) Issione , (19521) Chaos , (90568) 2004 GV9 , 2010 KZ39 , (38628) Huya , (278.361) 2007 JJ43 , (145.452) 2005 RN43 .

Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no), per esempio il satellite di Saturno Giapeto è uno sferoide schiacciato ai poli e sarebbe in equilibrio solo con una rotazione di 10 h, mentre attualmente ruota sincronamente in 79,33 giorni, quindi non può essere considerato in equilibrio idrostatico, con i suoi 1.471 km di diametro.
Comunque, era necessario creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali, ed è probabile che il nome resti.

L'UAI riconosce attualmente cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.
Quelli che si trovano oltre Nettuno vengono definiti Plutoidi.
Sono candidati ad essere inseriti anche:
Orco, 2000 MS4, Salacia, Varuna, Quaoar, 2007 OR10, Sedna. (vedi sotto)

SCHEDA dei PIANETI NANI e CANDIDATI TALI:
La scheda contiene anche CERERE che fa parte della fascia principale di asteroidi tra Marte e Giove.
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Plutone e Caronte 

e le piccole lune


                                                  




Plutone e Caronte fotografati dalla sonda New Horizons
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Plutone

Dati fisici ed orbitali:
(39,7672 UA) è un pianeta nano, ed è il più grande oggetto conosciuto della fascia di Kuiper (2376,6 km), ha una massa di 0,00218 Mt ed una densità di 1,854 kg/dm3, con una gravità di 0,61 m/s2 ed una velocità di fuga di 1,230 km/s.
Il suo asse di rotazione è inclinato di 57,5° rispetto al suo piano orbitale, quindi per lunghi periodi, durante il suo percorso orbitale, Plutone volge al Sole lo stesso emisfero così come avviene nel caso di Urano.
Come dimensioni è fino ad oggi l'oggetto più grande degli oggetti transnettuniani, ma è il secondo per massa superato da Eris di circa il 27%.
Plutone ha un'orbita relativamente eccentrica, inclinata di 17 gradi rispetto al piano dell'eclittica, e il suo perielio si trova a 29,7 UA dal Sole, all'interno dell'orbita di Nettuno, mentre l'afelio è situato a 49,5 UA dal Sole.
Ricevendo dal Sole rispettivamente da 1,54 a 0,55 W/m2 di energia.


Baricentro:
Il baricentro del sistema dei due pianeti non si trova in nessuno dei due corpi (vedi scheda sotto su Caronte), ma cade nello spazio, e per questo Plutone-Caronte è ritenuto un sistema binario, inoltre Plutone e Caronte si rivolgono entrambi sempre la solita faccia in rotazione sincrona, pari a 6,38723 giorni.
Attorno al loro baricentro orbitano anche altre quattro piccole lune : Stige, Notte, Cerbero e Idra.


Orbita risonante:
Plutone è un corpo classificato come oggetto risonante della fascia di Kuiper, e ha una risonanza orbitale di 2:3 con Nettuno, ovvero Plutone orbita due volte intorno al Sole ogni tre orbite di Nettuno. Gli oggetti della fascia di Kuiper che condividono questo rapporto di risonanza sono chiamati plutini.
La risonanza delle orbite è stabile per periodi di di milioni di anni, e Plutone non si avvicina mai a Nettuno a meno di 17 UA, al contrario è possibile che si avvicini maggiormente a Urano (11 UA).
Nel lungo periodo, in realtà, l'orbita di Plutone potrebbe risultare caotica. Le varie simulazioni al computer possono essere utilizzate per prevedere la sua posizione solo per alcuni milioni di anni (sia in avanti che indietro nel tempo), tuttavia su scale temporali superiori ai 20 milioni di anni, i calcoli diventano speculativi.


Scoperta e classificazione:
Quando venne scoperto, nel 1930, da Clyde Tombaugh, fu ritenuto il nono pianeta del sistema solare, ma nel 2006, in seguito alla scoperta di altri corpi simili, è stato riclassificato in pianeta nano, dopo l'adozione, da parte della IAU, di una definizione formale di pianeta.
Non è ancora chiaro se Caronte, la luna più grande di Plutone, continuerà a essere classificato come tale o verrà riclassificato come pianeta nano.

( Le foto che nel 1930 hanno portato alla scoperta di Plutone ).

Plutone osservato da HUBBLE, le migliori immagini prima dell'arrivo della New Horizon, nei fotogrammi dei 150° e 180° si può notare ciò che nelle immagini odierne è la Sputnik Planitia, cioè il ''cuore'' di Plutone ).

Struttura:
Formazione:
Plutone potrebbe essere considerato uno dei tanti corpi formatesi nel disco protoplanetario , ma il suo accrescimento non fu sufficiente perché divenisse un vero e proprio pianeta. Come altri oggetti della fascia di Kuiper sarebbe stato allontanato dal Sole oltre l'orbita di Nettuno per l'influenza gravitazionale dei pianeti giganti che migravano verso l'esterno, e mentre alcuni di questi corpi furono espulsi nel sistema solare esterno altri come Plutone risentirono meno degli effetti gravitazionali e formarono la fascia di Kuiper. Caronte potrebbe essersi invece formato a causa di una collisione tra Plutone ed uno dei tanti planetesimi di quella affollata proto-fascia di Kuiper, i resti del cataclisma possono essere identificati nelle lune minori Notte, Idra, Cerbero e Stige, che sarebbero in pratica membri di una famiglia collisionale.
È possibile che Plutone avesse un'orbita quasi circolare, intorno ai 33 UA dal Sole, prima che la migrazione di Nettuno la perturbasse. Il modello di Nizza richiede che ci fossero circa un migliaio di corpi delle dimensioni di Plutone, in origine, nel disco di planetesimi, tra cui Tritone ed Eris.

La sua densità suggerisce che la sua composizione interna sia circa il 50-70% di roccia e da circa il 30-50% di ghiacci, d'acqua e di altri elementi. La struttura interna di Plutone è probabilmente differenziata, con il materiale roccioso depositato in un nucleo denso circondato da un mantello di ghiaccio. Il diametro del nucleo è ipotizzato essere di circa 1700 km, ossia il 70% del diametro di Plutone.
Se il nucleo roccioso contiene almeno 75 parti per miliardo di potassio radioattivo, il calore prodotto sarebbe sufficiente a mantenere dell'acqua liquida sotto la superficie e se tale riscaldamento continua oggi, potrebbe creare un oceano sub-superficiale di acqua liquida 100 a 180 km di spessore tra il bordo del nucleo ed il confine del mantello. Nel settembre del 2016, gli scienziati della Brown University simularono l'impatto pensato per aver formato lo Sputnik Planitia, e dimostrarono che avrebbe potuto essere il risultato di una fuoriuscita di acqua liquida da sotto la crosta dopo la collisione, il che implicava l'esistenza di un oceano sub-superficiale almeno 100 km di profondità.
(alcune ipotesi per Plutone e Caronte).

Secondo uno studio pubblicato sulla rivista Nature Geoscience, al di sotto della superficie ghiacciata di Plutone potrebbe trovarsi un oceano allo stato liquido. Questo sembra possibile grazie alla presenza di uno strato di gas isolante che, in base alle simulazioni presentate nello studio, potrebbe impedirne il congelamento.
Gli studiosi hanno cercato di capire se ci potrebbe essere qualcosa che tiene al caldo questo oceano, evitando che congeli, pur mantenendo la superficie interna del guscio che ricopre Plutone ghiacciata. Il team ha ipotizzato che al di sotto della superficie ghiacciata della Sputnik Planitia esista uno strato isolante di gas idrati.
Questi gas idrati sono composti solidi (clatrati) formati da acqua e gas naturali di basso peso molecolare (generalmente metano), che si formano in ambienti caratterizzati da bassa temperatura, alta pressione e sufficiente concentrazione di gas. Sono altamente viscosi, hanno una bassa conduttività termica e potrebbero quindi avere proprietà isolanti.

Le simulazioni hanno dimostrato, che senza uno strato isolante di gas idrati, l’oceano si sarebbe congelato completamente centinaia di milioni di anni fa; ma in presenza dello strato di gas idrati non congela per nulla. Inoltre, hanno verificato che ci vorrebbe circa un milione di anni perché una crosta di ghiaccio uniformemente densa si formi sull’oceano, ma con uno strato isolante di gas idrati ci vuole più di un miliardo di anni. I risultati della simulazione supportano quindi la presenza di un oceano liquido molto vecchio al di sotto della crosta ghiacciata della Sputnik Planitia.
Gli scienziati ritiengono che il gas più probabile, presente all’interno dello strato isolante, sia il metano, originario del nucleo roccioso di Plutone. Questa teoria, in cui il metano è intrappolato come gas idrato, è coerente con l’insolita composizione dell’atmosfera di Plutone, povera di metano e ricca di azoto.

LINK (EN) : https://phys.org/news/2019-05-gas-insulation-ocean-pluto.html

Atmosfera:
Plutone possiede una debole atmosfera, composta prevalentemente da metano, azoto e monossido di carbonio, la cui pressione varia da 6,5 a 24 microbar, a causa dell'eccentricità della sua orbita che ha un importante effetto sulla pressione che varia sensibilmente al variare della distanza del corpo dal Sole e con il ciclo delle stagioni, difatti quando Plutone si allontana dal Sole, la sua atmosfera gradualmente si congela e cade sulla superficie, mentre quando si avvicina al perielio, la temperatura aumenta e i ghiacci sublimano in gas. Alan Stern, del SwRI e direttore del gruppo di ricerca della New Horizons, ha sostenuto che anche un piccolo aumento della temperatura superficiale di Plutone può portare ad aumenti esponenziali della densità atmosferica, da 18 mBar fino anche a 280 mBar, (da tre volte quella di Marte a un quarto di quella della Terra). A tali pressioni, l'azoto potrebbe scorrere sulla superficie in forma liquida, l'azoto ha il punto triplo a ( -210°c / 126 mBar ).

Questo provoca un effetto serra al contrario, poiché la sublimazione dei ghiacci di Azoto in primis, sulla superficie di Plutone abbassa ulteriormente la temperatura.
Nel 2006, le osservazioni compiute con il Submillimeter Array hanno permesso di scoprire che la temperatura di Plutone risulta essere di circa −230 °C, vale a dire 10°C più fredda di quanto ci si aspetterebbe per un corpo posto a quella distanza dal Sole e con quelle caratteristiche fisiche, di contro, invece, la presenza di metano, seppur in tracce, costituisce un potente gas serra nell'atmosfera di Plutone e porta ad un'inversione termica con temperature medie di 36°C più calde, a circa 10 km sopra la superficie.


Molti costituenti dell'atmosfera, seppur in tracce, possono raggiungere la pressione di vapore di saturazione nell'atmosfera attuale di Plutone. Come tale, descriviamo una ricerca di caratteristiche nuvole nell'atmosfera di Plutone utilizzando i dati ottenuti il 14 – 15 luglio 2015, durante l'avvicinamento di Plutone. Segnaliamo che il panorama è almeno in gran parte (> 99% dall'area di superficie) esente dalle nubi, ma segnaliamo anche alcune caratteristiche che possono plausibilmente essere nubi, che sono state rilevate in obliquo e ad alta fase d'angolo. Non sono stati identificati le candidate nubi lontano dai terminatori o nelle immagini in bassa fase d'angolo.


La sua atmosfera è molto rarefatta, ma a causa della bassa gravità è anche molto più estesa, vedi sotto il confronto con il limite dell'atmosfera terrestre.
leggi anche :
(https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103517302609?via%3Dihub in Inglese)


Interazione dell'atmosfera di Plutone con il vento solare, il fronte d'onda si trova a circa 5 raggi planetari da Plutone (5.900 km), per estendersi con una coda dietro al pianeta nano.


Nebbia su Plutone:
Osservazioni del pianeta nano condotte con il telescopio aereo Sofia della Nasa, combinate con i dati di New Horizons, hanno mostrato che il sottile strato di vapore costituente l’atmosfera di Plutone è formato da particelle molto piccole che rimangono nell’atmosfera più a lungo del previsto, anziché collassare verso la superficie man mano che il corpo si allontana dal Sole.

Con l'osservatorio volante a bordo di un Boeing 747 sono andati alla ricerca della posizione perfetta per osservare l’allineamento di Plutone con una stella.
L’evento, reso piuttosto raro dalla magnitudine particolarmente brillante della stella coinvolta, avrebbe messo in risalto l’atmosfera del pianeta nano, consentendone uno studio dettagliato.
Quello che gli scienziati a bordo di Sofia e anche dagli osservatori terrestri dell’Australia e della Nuova Zelanda, hanno scoperto è che l’atmosfera di Plutone è rimasta essenzialmente invariata fra il 2011 e il 2013, contrariamente a quel che ci si aspettava con il progressivo allontanamento dal Sole del pianeta nano.
Un fenomeno legato, a quanto dicono gli scienziati, alla composizione chimica dell’atmosfera e alla sua interazione con la superficie del corpo.

Appena due settimane più tardi, dopo 9 anni 5 mesi e 25 giorni di viaggio, la sonda New Horizons avrebbe raggiunto il punto più vicino del suo flyby di Plutone. Tempismo perfetto. Sofia ha osservato gli strati intermedi dell’atmosfera di Plutone, alle lunghezze d’onda dell’infrarosso e del visibile, e subito dopo la sonda New Horizons ha campionato gli strati più alti e più bassi nel radio e nell’ultravioletto.
La combinazione dei dati ha fornito l’immagine più completa dell’atmosfera di Plutone mai ottenuta prima. Le curve di luce analizzate hanno portato gli scienziati a concludere che l’atmosfera di Plutone sia dotata di uno strato di vapore, con serie implicazioni sui processi fotochimici innescati dall’illuminazione solare.


Vicino alla superficie ghiacciata, la pressione di vapore mantiene l’atmosfera in equilibrio con i ghiacci; salendo un po’, il metano agisce come un termostato e regola la temperatura attorno ai 170 gradi sottozero. L’atmosfera però è solo debolmente legata alla superficie, e viene spazzata via dal vento solare, proprio come accade alle comete quando si avvicinano alla nostra stella. Il continuo rifornimento di materiale proveniente dai ghiacci superficiali mantiene vivo il processo, ma si stima che abbia causato a Plutone una perdita da 0.5 fino a 3 km di spessore in 4.5 miliardi di anni. Infine, particelle di vapore si formano negli strati più alti dell’atmosfera, a più di trenta chilometri dalla superficie, dall’interazione del metano e altri gas con la luce solare, per poi lentamente piovere giù verso la superficie ghiacciata.

Man mano che il pianeta si muove lungo la sua orbita di 248 anni nello spazio progressivamente più freddo, e l’insolazione decresce, la pressione atmosferica diminuisce e l’atmosfera subisce, secondo i modelli, un vero e proprio collasso verso la superficie.
Gli scienziati a bordo di Sofia hanno sfruttato l’occultazione di una stella brillante da parte di Plutone per osservare l’atmosfera retroilluminata del pianeta nano, riuscendo, con un dettaglio di 2 km, a campionare fittamente i 60 km di altezza dell’atmosfera. La tecnica usata si basa sul fatto che il flusso in arrivo dalla stella decresce, durante la fase di occultazione, in modo dipendente dalla temperatura e dal peso molecolare degli elementi chimici presenti.
I dati raccolti da Sofia hanno mostrato che le particelle componenti il vapore atmosferico di Plutone sono estremamente piccole, solamente 0.06-0.1 micron di spessore, circa mille volte più sottili di un capello. A causa delle loro dimensioni, esse riflettono e diffondono maggiormente la luce a lunghezze d’onda blu, creando il colore osservato.

LINK : Haze in Pluto’s atmosphere: Results from SOFIA and ground- based observations of the 2015 June 29 Pluto occultation” 

Venti e circolazione atmosferica:
Un “cuore pulsante” di azoto ghiacciato sarebbe alla base dell’origine della circolazione dei venti che soffiano sul pianeta nano, dai quali dipendono anche alcune caratteristiche che si osservano sulla sua sua superficie.
Lo svela l’analisi delle immagini catturate dalla sonda New Horizons della Nasa.
L'atmosfera di Plutone è principalmente azoto ed è in equilibrio di gas solido con il ghiaccio di azoto superficiale.
Il meccanismo proposto dai ricercatori è questo: durante il giorno, un sottile strato di questo ghiaccio d’azoto si riscalda e si trasforma in vapore. Di notte, al contrario, il vapore si condensa e forma nuovamente ghiaccio. Si crea così un vero e proprio ciclo dell’azoto che funge da motore dei venti che sferzano sul pianeta nano, spingendo l’atmosfera a circolare.
Di conseguenza, la distribuzione globale del ghiaccio di azoto e i flussi di condensazione-sublimazione di azoto indotti controllano fortemente la circolazione atmosferica.
È quindi essenziale che i modelli climatici globali (GCM) tengano conto in modo accurato della distribuzione globale del ghiaccio di azoto per simulare realisticamente l'atmosfera di Plutone.
Qui presentiamo una serie di nuove simulazioni numeriche dell'atmosfera di Plutone del 2015 eseguite con un GCM usando una risoluzione orizzontale di 50 km (3,75° × 2,5°) e prendendo in considerazione i dati più recenti della topografia e della distribuzione del ghiaccio, osservati dalla New Horizons. Al fine di analizzare l'evoluzione stagionale della dinamica dell'atmosfera di Plutone, abbiamo anche eseguito simulazioni a una risoluzione più grossolana (11,25° × 7,5°) ma copre tre anni di Plutone.

Il modello prevede una corrente di confine occidentale quasi superficiale all'interno del bacino di Sputnik Planitia, che è coerente con le strisce di vento scure osservate in questa regione. Scopriamo che questa corrente atmosferica potrebbe spiegare le differenze nella composizione e nel colore del ghiaccio osservate nelle regioni nord-occidentali dello Sputnik Planitia, influenzando in modo significativo il tasso di sublimazione del ghiaccio di azoto in queste regioni attraverso processi che potrebbero comportare un flusso di calore conduttivo dall'atmosfera, il trasporto di materiali scuri dai venti e aumenti dell'albedo di superficie.
Inoltre, troviamo che questa corrente controlla la circolazione atmosferica generale di Plutone, che è dominata da una retro-rotazione, indipendentemente dalla distribuzione del ghiaccio di azoto al di fuori dello Sputnik Planitia.

Il gruppo di ricercatori ha scoperto che i venti di Plutone sopra i quattro km soffiano da est verso ovest, e questo durante la maggior parte dell’anno: una direzione opposta rispetto alla rotazione verso oriente del pianeta nano. Un fenomeno unico chiamato retro-rotazione. Ciò è dovuto al fatto che l’azoto all’interno della regione Tombaugh Regio vaporizza a nord e diventa ghiaccio a sud. È questo movimento di masse d’aria a innescare i venti occidentali.
Una circolazione dei venti che secondo i ricercatori ne determina sia il clima che la morfologia. Infatti, mentre l’aria si muove vicino alla superficie, essa trasporta calore, granelli di ghiaccio e foschia, creando pianure lungo le regioni nord e nord-ovest del corpo celeste. Se i venti sul pianeta nano ruotassero in direzione diversa, i suoi paesaggi potrebbero apparire completamente diversi.

Il collasso dell'atmosfera:
La strana atmosfera di Plutone è appena collassata.
Il drammatico calo della pressione atmosferica su Plutone è molto più grande di quanto si aspettassero gli astronomi.
L'atmosfera di Plutone è difficile da osservare dalla Terra e può essere studiata solo quando Plutone passa davanti a una stella lontana, permettendo agli astronomi di vedere l'effetto che l'atmosfera ha sulla luce delle stelle. Quando ciò è accaduto nel 2016, ha confermato che l'atmosfera di Plutone stava crescendo, una tendenza che gli astronomi avevano osservato dal 1988, quando l'hanno notato per la prima volta.
Ora tutto è cambiato e l'atmosfera di Plutone sembra essere crollata. L'ultima occultazione nel luglio dello scorso anno è stata osservata da Ko Arimatsu all'Università di Kyoto in Giappone e colleghi. Dicono che la pressione atmosferica sembra essere diminuita di oltre il 20 percento dal 2016. Innanzitutto, alcuni retroscena. Gli astronomi sanno da tempo che l'atmosfera di Plutone si espande mentre si avvicina al sole e si contrae mentre si allontana. Quando il sole riscalda la sua superficie ghiacciata, sublima, rilasciando azoto, metano e anidride carbonica nell'atmosfera. Quando si allontana, si pensa che l'atmosfera si congeli e cada dal cielo in quella che deve essere una delle più spettacolari tempeste di ghiaccio nel sistema solare.
Plutone ha raggiunto il suo punto più vicino al sole nel 1989, e da allora è stato allontanarsi.
Ma la sua atmosfera ha continuato ad aumentare a un livello pari a circa 1/100.000 di quello terrestre. Gli astronomi pensano di sapere perché, grazie alle immagini inviate dalla navicella spaziale New Horizons che ha sorvolato Plutone nel 2015. Queste immagini hanno rivelato una superficie inaspettatamente complessa con colori molto diversi. Un misterioso cappuccio rossastro sul polo nord si rivelò colorato da molecole organiche.
E un grande bacino bianco coperto di ghiaccio chiamato Sputnik Planitia si estendeva su gran parte di un emisfero. I geologi planetari ritengono che lo Sputnik Planitia svolga un ruolo importante nella regolazione dell'atmosfera di Plutone. Questo perché, quando si affaccia sul sole, rilascia gas nell'atmosfera. Le simulazioni suggeriscono che questo è il motivo per cui l'atmosfera di Plutone ha continuato a crescere, anche se ha iniziato ad allontanarsi dal sole. Le simulazioni sono complicate dal colore di Sputnik Planitia, che determina la quantità di luce che assorbe, e questo a sua volta è influenzato dalla formazione di ghiaccio in modi difficili da prevedere.
Tuttavia, queste stesse simulazioni suggeriscono che, dal 2015, Sputnik Planitia avrebbe dovuto iniziare a raffreddarsi, facendo condensare l'atmosfera nel ghiaccio. Arimatsu e colleghi affermano che è probabilmente ciò che sta dietro la loro nuova osservazione. Tuttavia, c'è un problema. I modelli suggeriscono che l'atmosfera di Plutone avrebbe dovuto ridursi di meno dell'1% dal 2016, non del 20% osservato dal team giapponese. Quindi potrebbero esserci altri fattori all'opera che stanno accelerando il collasso atmosferico di Plutone.
Il risultato deve essere trattato con cautela.
L'effetto dell'atmosfera di Plutone sulla luce stellare distante è piccolo e difficile da osservare con il telescopio riflettore da 60 centimetri che il team ha usato. Dicono che le varie fonti di errore nella loro misurazione lo rendono solo marginalmente significativo. Sono assolutamente necessarie osservazioni migliori da telescopi più grandi. Ma è improbabile che ciò accada presto. Oltre ad allontanarsi dal sole, Plutone si sta allontanando dal piano galattico, rendendo le occultazioni stellari molto più rare e con stelle meno luminose.

Composizione superficiale:
La composizione superficiale è composta per quasi il 98% da azoto ghiacciato, con altri ghiacci le cui concentrazioni sono riportate negli schemi qua sotto:

Nello schema sotto in falsi colori la concentrazione del ghiaccio d'acqua sulla superficie di Plutone:

La concentrazione del ghiaccio di Metano in superficie:

La concentrazione superficiale del monossido di carbonio su Plutone:

Il ciclo dell'Azoto:
Il paesaggio di Plutone è plasmato dagli infiniti cicli di condensazione e sublimazione dei ghiacci volatili che ne coprono la superficie. In particolare, la lastra di ghiaccio di Sputnik Planitia, che si ritiene essere il principale serbatoio di ghiaccio di azoto, Mostra una grande diversità di terreni, con pianure luminose e scure, piccoli pozzi e fosse, depressioni topografiche e testimonianze del recente passaggio glaciale Flussi. Al di fuori dello Sputnik Planitia, la New Horizons ha anche rivelato numerosi giacimenti di ghiaccio di azoto, nella parte orientale del Tombaugh Regio e alle latitudini medio settentrionali.

Queste osservazioni suggeriscono una storia complessa che coinvolge processi volatili e glaciali che si verificano su diverse scale temporali. Utilizzando simulazioni numeriche di trasporto volatile su Plutone eseguita con un modello progettato per simulare il ciclo di azoto nel corso di milioni di anni, tenendo conto dei cambiamenti di obliquità, longitudine solare di perielio e eccentricità come sperimentato da Plutone, esploriamo in primo luogo come l'attività volatile e glaciale dell'azoto all'interno dello Sputnik Planitia è stata influenzata dai cicli diurni, stagionali e astronomici di Plutone.
I risultati mostrano che l'obliquità domina il ciclo dell'Azoto e che durante un ciclo, alle latitudini dello Sputnik Planitia tra 25 ° S e 30 ° N sono dominate dalla condensazione di Azoto, mentre le regioni settentrionali tra 30 ° N e 50 ° N sono dominate dalla sua sublimazione. Si è scoperto che un importo netto di 1 km di ghiaccio è sublimato al margine settentrionale dello Sputnik Planitia durante gli ultimi 2 milioni di anni e deve essere stato compensato da un flusso viscoso della lastra di ghiaccio spessa. Confrontando questi risultati con la geologia osservata dello Sputnik Planitia, possiamo mettere in relazione la formazione dei piccoli pozzi e la luminosità del ghiaccio al centro dello Sputnik Planitia, con la sublimazione e ricondensazione di ghiaccio che si verificano alla scala cronologica annuale, mentre i flussi glaciali al suo bordo orientale e l'erosione delle montagne di ghiaccio d'acqua, sono invece legati alla scala temporale astronomica. Eseguendo anche altre simulazioni , tra cui un sistema di flusso glaciale, possiamo dimostrare che la lastra di ghiaccio di Sputnik Planitia è attualmente nella sua misura minima ai bordi nord e sud.
Osservando anche la stabilità dei depositi di ghiaccio di Azoto al di fuori delle latitudini e delle longitudini del bacino Sputnik Planitia, i risultati mostrano che il tale ghiaccio, non è stabile ai poli, ma piuttosto nelle regioni equatoriali, in particolare nelle depressioni, dove i depositi spessi possono persistere per decine di milioni di anni, prima di essere intrappolati nello Sputnik Planitia. Infine, un altro risultato fondamentale è che le pressioni superficiali minime e massime ottenute nel corso dei milioni di anni simulati rimangono nella gamma di Milli-Pascal e Pascal, rispettivamente. Ciò suggerisce che Plutone non ha mai incontrato condizioni che permettono all'azoto liquido di fluire direttamente sulla sua superficie. Invece, suggeriscono che le numerose evidenze geomorfologiche del passaggio di un flusso liquido osservato sulla superficie di Plutone sono il risultato di azoto liquido che scorreva sotto la base di grossi ghiacciai di azoto, che da allora sono scomparsi.


Topografia:

Superficie:
Le prime immagini della New Horizon, rivelano una brillante e vasta regione la Tombaugh Regio, di forma simile ad un cuore, e nell'area equatoriale una grande catena montuosa relativamente giovane (epoche geologiche), con cime di circa 3.500 m. Da un primo riscontro risulta che siano formate da acqua ghiacciata, che alle temperature del pianeta nano è resistente come la roccia sulla Terra.
Analisi spettroscopiche hanno rivelato che la superficie di Plutone risulta composta per il 98% da ghiaccio d'azoto, con tracce di metano e monossido di carbonio sempre ghiacciati.

(risultato dell'analisi spettrale della superficie, albedo geometrica i funzione delle varie lunghezze d'onda).


Criovulcanismo:
Su Plutone, ci sono numerose indicazioni che una sorta di criolava fredda e fangosa si è riversata sulla superficie in vari punti.

Wright Mons e Piccard Mons, sono due grandi montagne a sud dello Sputnik Planitia, ognuna reca una profonda fossa centrale che gli scienziati ritengono possano essere le bocche dei criovulcani differenti da qualsiasi altre trovate nel sistema solare.

A lato immagine sovraesposta per mettere in evidenza le zone in ombra della fossa centrale del monte Wright ).

A ovest di Sputnik si trova Viking Terra, con le sue lunghe fratture e graben che mostrano tracce di criolava che un tempo fluiva su tutta la superficie.
E più a ovest dello Sputnik Planitia si trova la regione di Virgil Fossae, dove la criolava ricca di ammoniaca sembra essere esplosa in superficie ed ha rivestito un'area di diverse migliaia di chilometri quadrati con molecole organiche di colore rosso non più di 1 miliardo di anni fa, se non addirittura più recentemente.

In evidenza nel riquadro il monte Wright, un possibile criovulcano ).

Grande varietà di terreni:
Una nuova e dettagliata serie di immagini in mosaico di Plutone, divisa in sette pezzi, ognuno dei quali rappresenta un campione di un terreno diverso, è stato rilasciato dalla NASA.
Include tutte le immagini ad alta risoluzione prese dalla sonda New Horizons della NASA mentre sorvolava Plutone.
Si estende attraverso l'emisfero che ha affrontato la navicella spaziale New Horizons durante il flyby e risolve le caratteristiche fino a soli 80 metri per pixel, ed include tutte le immagini ad alta risoluzione prese dalla sonda NASA.


La vista si estende dalla zona di Plutone nella parte superiore della striscia, quasi fino alla linea giorno/notte, chiamata terminatore, nel sud-est dell'emisfero dell'incontro, nella parte inferiore della striscia. La larghezza della striscia va da più di 90 chilometri alla sua estremità settentrionale a circa 75 chilometri alla sua estremità meridionale.
La prospettiva cambia notevolmente lungo la striscia: alla sua estremità settentrionale, la vista si affaccia orizzontalmente su tutta la superficie, mentre alla sua estremità meridionale, la vista si affaccia direttamente sulla superficie.


Nel film, la telecamera esegue una panoramica del mosaico dall'alto verso il basso, offrendo nuove vedute di molti paesaggi distinti di Plutone lungo la strada.
Le foto nel mosaico sono state scattate a circa 15.850 chilometri da Plutone, circa 23 minuti prima dell'avvicinamento massimo di New Horizons.


L'estremo primo piano di New Horizons sulla superficie di Plutone

Al di la del ''Cuore'':
Segni allettanti della geologia su Plutone sono rivelati in questa immagine da New Horizons, presa il 9 luglio 2015 da 5,4 milioni di chilometri di distanza. Le caratteristiche descritte nel testo includono un globo di riferimento che mostra l'orientamento di Plutone nell'immagine, con l'equatore e il meridiano centrale in grassetto. A questo intervallo, Plutone inizia a rivelare i primi segni di discrete caratteristiche geologiche. Questa immagine mostra il lato di Plutone che è di fronte sempre alla sua luna più grande, Caronte, e include la cosiddetta "coda" della caratteristica a forma di balena scura lungo il suo equatore. (L'immensa, brillante caratteristica a forma di cuore era ruotata alla vista quando questa immagine è stata catturata. Tra le strutture provvisoriamente identificate in questa nuova immagine ci sono quelle che sembrano essere fratture poligonali; una complessa fascia di terreno che si estende da est a nord-est del pianeta, lunga circa 1.600 km; e una regione complessa in cui terreni luminosi incontrano i terreni scuri della ''balena'' - Credito: NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute ).

L'11 luglio 2015, New Horizons ha osservato un mondo che sta diventando sempre più affascinante di giorno in giorno. Per la prima volta su Plutone, questa vista rivela caratteristiche lineari che potrebbero essere scogliere, nonché una caratteristica circolare che potrebbe essere un cratere da impatto. Ruotando in vista è la caratteristica brillante a forma di cuore che sarà vista più in dettaglio durante l'approccio più vicino a New Horizons il 14 luglio. La versione annotata include un diagramma che indica il polo nord, l'equatore e il meridiano centrale di Plutone - Credito: NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute ).

I terreni opposti alla Sputnik Planitia sembrano presentare i caratteristici segni di terreni caotici e fratturati, testimonianza del forte impatto che ha causato la formazione della stessa, un enorme cratere che poi si è riempito di volatili congelati che ha dato origine alla caratteristica forma di cuore.

Dettagli della superficie:

Pozzi di Sublimazione:
Campi di pozzi, sia grandi che piccoli, li troviamo in Tombaugh Regio (Sputnik Planitia, e le Uplands che degradano a est), ed anche lungo la scarpata di Piri Rupes, questi sono tipi di paesaggi su Plutone dove concludiamo che è la sublimazione che guida la loro formazione ed evoluzione. I modelli euristici hanno imitato molto la reale forma, la spaziatura e la disposizione di una varietà di pozzi che si trovano in Tombaugh Regio, oltretutto nei vari modelli, l'evoluzione temporale delle superfici è tale che inizialmente passa un sacco di tempo dove accade ben poco, mentre alla fine, lo sviluppo è più veloce con una sublimazione molto rapida.
I piccoli pozzi su Sputnik Planitia sono coerenti con una formazione da materiali Azoto-dominati. Come il ghiaccio d'Azoto sublima, prontamente, qualche altro composto ghiacciato più rigido volatile può svolgere un ruolo di sostegno del rilievo che resta dopo la sublimazione ed un candidato forte è il Metano, che è anche stato spettroscopicamente osservato in loco, ma lo stato attuale delle conoscenze reologiche per questo tipo di ghiaccio nelle circostanze ambientali di Plutone è insufficiente per una valutazione esaustiva.
(vedi foto sotto).

Colline galleggianti:
Sulla superficie ghiacciata di Plutone ci sono delle colline fluttuanti. E’ quanto scoperto dalla sonda spaziale statunitense New Horizons che ha mandato sulla Terra una imponente quantità di immagini che hanno lasciato gli astronomi della Nasa senza parole. Dall’agenzia spaziale spiegano si tratti di rilievi composti di ghiaccio d'acqua che scivolano quasi per magia sullo strato sottostante composto di ghiaccio di azoto, più denso.
Queste colline, che gli scienziati stimano possano misurare ciascuna svariati chilometri, si trovano nell’area nota come “Sputnik Planum”. La Nasa ritiene che, proprio come gli iceberg dalle calotte artiche terrestri, le colline di Plutone si siano staccate dalle catene montuose situate nelle vicinanze.


La Sputnik Planitia:
La Sputnik Planitia, è situata nel lobo occidentale del ''Cuore'' (Tombaugh Regio), è un bacino di circa 1.000 chilometri composto da azoto e monossido di carbonio ghiacciati, suddiviso in cellule poligonali del diametro di circa 33 km, che presenta segni evidenti di flussi glaciali sia dentro che fuori dal bacino.


La Sputnik Planitia è stata probabilmente creata circa 4 miliardi di anni fa dall'impatto di un oggetto della Cintura di Kuiper da 50 a 100 chilometri, che ha scavato una grossa fetta della crosta ghiacciata di Plutone e ha lasciato solo uno strato sottile e debole sul pavimento del bacino.

La sonda New Horizons in questa area non ha trovato crateri, il che fa ipotizzare che la sua superficie abbia meno di 10 milioni di anni, difatti gli ultimi studi geologici suggeriscono che la superficie abbia un'età di solo 180.000 anni circa, con un incertezza tra +90.000 e -40.000 anni.
Nella zona occidentale della Sputnik Planitia ci sono aree con dune trasversali formate da venti che soffiano dal centro del bacino in direzione delle montagne di ghiaccio circostanti. La lunghezza delle dune è compresa tra 0,4-1 km e sono probabilmente costituite da particelle di metano della dimensione di 200-300 μm.

( Mappa geologica della Sputnik Planitia )

Secondo i due team di scienziati che hanno firmato gli articoli, guidati uno da James Keane dell’Università dell’Arizona l’altro da Francis Nimmo dell’Università della California a Santa Cruz, il riempirsi di ghiaccio del bacino, nel corso del tempo, ha ri-orientato Plutone rispetto ai suoi assi di rotazione e orbitale (vedi animazione qua sotto). Un riposizionamento dovuto alle forze di marea fra il pianeta nano e la sua luna Caronte, e che sarebbe all’origine, combinato con la presenza di un oceano sotterraneo, delle varie fratture che si osservano sulla crosta.
Mano a mano che il bacino intrappolava ghiacci volatili (ghiacci di azoto, metano e monossido di carbonio), ipotizzano gli autori dell’articolo, le interazioni mareali facevano sì che Plutone ruotasse su se stesso di circa 60 gradi, riposizionando Sputnik Planitia in direzione sudest e dando origine – a causa degli stress generati sulla litosfera del pianeta dal dislocamento – alle faglie che hanno poi prodotto i canyon e le montagne fotografate da New Horizons.

( Animazione di James Tuttle Keane - NASA/JHUAPL/SwRI ).

Questa animazione mostra come Plutone si sia riorientato a seguito del riempimento di Sputnik Planitia (il lobo sinistro del “cuore” di Plutone) con ghiacci volatili. Sputnik Planitia in origine era spostato a nord ovest rispetto alla sua posizione attuale di circa 60°. Riempendosi di ghiaccio, la forza mareale esercitata da Caronte (la più grande luna di Plutone) ha prodotto un riorientamento dell’intero pianeta nano, fino ad allinearlo Sputnik Planitia con l’asse di marea di Plutone

Il ''ragno'' della Sleipnir fossa:
Collegate a questa fossa, se ne trovano altre messe a ''ragno'' , l'insolita caratteristica è costituita da almeno sei fratture estensionali che convergono in un punto. L'anomalia lasciato sconcertati gli scienziati che ad ora non ha spiegazioni plausibili.
La caratteristica è costituita da diverse fratture in superficie – le immagini attuali ne mostrano almeno sei. La lunghezza varia tra le diverse fratture. Il più lungo, informalmente chiamato Sleipnir fossa, è di +580 km di lunghezza, mentre il più breve corre per circa 95 km.

( In foto la Sleipnir fossa ed le altre che formano il ''ragno'' ).

Nomenclature IAU di Plutone:
Questa mappa, compilata da immagini e dati raccolti dal veicolo spaziale New Horizons della NASA durante il suo volo attraverso il sistema Pluto nel 2015, contiene nomi di caratteristiche Pluto approvati dall'Unione Astronomica Internazionale. I nomi delle ultime nomination sono in giallo. (Crediti: NASA / JHUAPL / SwRI / Ross Beyer) ).

8 agosto 2019
L'Unione Astronomica Internazionale approva il secondo set di nomi per le caratteristiche di Plutone

Le designazioni sono state proposte dal New Horizons Mission Team della NASA.

Diverse persone e missioni che hanno spianato la strada all'esplorazione storica di Plutone e della Cintura di Kuiper - i mondi più lontani mai esplorati - sono stati onorati nella seconda serie di nomi ufficiali di Plutone approvati dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU), l'autorità internazionale riconosciuta che nomina i corpi celesti e le loro caratteristiche superficiali.
I nuovi nomi sono stati proposti dal team New Horizons della NASA, che ha effettuato la prima ricognizione di Plutone e delle sue lune con la navicella spaziale New Horizons nel 2015. Insieme a un breve elenco di nomi ufficiali che la IAU aveva già approvato (in bianco), il team aveva usato questi e anche altri nomi di luoghi in modo informale per descrivere le numerose regioni, catene montuose, pianure, vallate e crateri scoperti durante il primo sguardo ravvicinato alla superficie di Plutone.
L'IAU ha approvato il primo set di 14 nomi di funzionalità per Plutone nel 2017, nonché un set di nomi per la luna più grande di Plutone, Caronte, nel 2018. Il team ha raccolto molte delle idee di denominazione durante una campagna online nel 2015.
I 14 nomi delle nuove funzionalità di Plutone sono elencati in ordine alfabetico di seguito qua sotto. I nomi rendono omaggio alla mitologia degli inferi, alle pionieristiche missioni spaziali che hanno portato alla capacità di condurre a nuovi orizzonti, ad esploratori storici che hanno attraversato nuovi orizzonti nell'esplorazione della Terra e scienziati e ingegneri associati allo studio e all'esplorazione di Plutone e della Cintura di Kuiper.

ELENCO:
  • Alcyonia Lacus , un possibile lago di azoto ghiacciato sulla superficie di Plutone, prende il nome dal lago senza fondo nella o nelle vicinanze di Lerna, una regione della Grecia nota per sorgenti e paludi; il lago Alcyonia era uno degli ingressi agli inferi nella mitologia greca.
  • Elcano Montes è una catena montuosa in onore di Juan Sebastián Elcano (1476–1526), ​​l'esploratore spagnolo che nel 1522 completò la prima circumnavigazione della Terra (un viaggio iniziato nel 1519 da Magellano).
  • Hunahpu Valles è un sistema di canyon chiamato in onore di uno dei gemelli eroi nella mitologia Maya, che ha sconfitto i signori degli inferi in una partita a baseball.
  • Il cratere Khare onora lo scienziato planetario Bishun Khare (1933–2013), un esperto di chimica delle atmosfere planetarie che ha svolto un lavoro di laboratorio portando a diversi documenti di studio sulle tholine - le molecole organiche che probabilmente rappresentano le regioni più scure e più rosse di Plutone.
  • Il cratere Kiladze rende omaggio a Rolan Kiladze (1931–2010), l'astronomo georgiano (Caucaso) che fece le pionieristiche prime ricerche sulle dinamiche, l'astrometria e la fotometria di Plutone.
  • Lowell Regio è una grande regione in onore di Percival Lowell (1855–1916), l'astronomo americano che ha fondato l'Osservatorio Lowell e organizzato una ricerca sistematica di un pianeta oltre Nettuno.
  • Mwindo Fossae è una rete di lunghe e strette depressioni che prendono il nome dall'eroe epico di Nyanga (Est Dem. Rep. Congo / Zaire) che viaggiò negli inferi e dopo il ritorno a casa divenne un re saggio e potente.
  • Piccard Mons è una montagna e un sospetto crio-vulcano che onora Auguste Piccard (1884–1962), un inventore e fisico del XX° secolo noto per i suoi voli in mongolfiera pionieristici nell'atmosfera superiore della Terra.
  • Pigafetta Montes onora Antonio Pigafetta ( ITALIA - 1491 ca.-1531 ca.), studioso ed esploratore italiano che ha raccontato le scoperte fatte durante la prima circumnavigazione della Terra, a bordo delle navi di Magellano.
  • Piri Rupes è una lunga scogliera in onore di Ahmed Muhiddin Piri (1470-1553 circa), noto anche come Piri Rais, navigatore e cartografo ottomano noto per la sua mappa del mondo. Ha anche disegnato alcune delle prime mappe esistenti del Nord e Centro America.
  • Il cratere Simonelli onora l'astronomo Damon Simonelli (1959–2004), le cui ricerche ad ampio raggio includevano la storia della formazione di Plutone.
  • Wright Mons onora i fratelli Wright, Orville (1871–1948) e Wilbur (1867–1912), pionieri dell'aviazione americana accreditati per aver costruito e pilotato il primo aereo di successo del mondo.
  • Vega Terra è una grande massa terrestre chiamata in onore delle missioni sovietiche Vega 1 e 2, il primo veicolo spaziale che sorvola e lancia piccole mongolfiere su un altro pianeta (Venere) e fotografa il nucleo di una cometa (1P / Halley).
  • Venera Terra prende il nome dalle missioni Venera inviate su Venere dall'Unione Sovietica dal 1961 al 1984; includevano il primo dispositivo creato dall'uomo per entrare nell'atmosfera di un altro pianeta, fare un atterraggio morbido su un altro pianeta e restituire immagini da un'altra superficie planetaria.
SCHEDA RIASSUNTIVA DELLA SUPERFICIE DI PLUTONE:
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Caronte

Caronte è stato scoperto il 22 giugno 1978 da Jim Christy , su delle lastre fotografiche di allora, riprese dall'osservatorio di Flagstaff in Arizona, ed era visibile come una protuberanza del disco di Plutone. Tuttavia la periodicità e la posizione di tale protuberanza fecero ben presto ipotizzare la presenza di un satellite .


Dati:
Ha un diametro di 1.207,6 km con una massa di 0,00026 Mt ed una densità di 1,702 kg/dm3, una gravità di 0,288 m/s2 ed una velocità di fuga pari a 0,58 km/s.
Orbita a 19.591 km in 6.38723 giorni con un'eccentricità di 0,0002.
Caronte ruota su se stesso con un movimento sincrono in circa 6,39 giorni, presentando sempre la stessa faccia a Plutone, come la Luna con la Terra. Tuttavia, a differenza della Terra, il blocco mareale vale anche per Plutone che rivolge quindi anch'esso il medesimo emisfero a Caronte.

Superficie:
Mentre Plutone è ricoperto di ghiaccio di azoto e metano, la superficie di Caronte appare ricoperta dal meno volatile ghiaccio d'acqua e sembra priva di atmosfera.
Osservazioni effettuate nel 2007 dai telescopi Gemini su chiazze di idrati d'ammonio e cristalli d'acqua presenti sulla superficie fecero ipotizzare la presenza di crio-geyser o attività criovulcanica, ma la sonda New Horizons non ne ha trovato traccia, ma nel settembre 2016, gli astronomi hanno annunciato che la calotta bruno-rossastra che ricopre il polo nord di Caronte è composta da toline, macromolecole organiche che possono essere ingredienti per la vita, e che, rilasciate dall'atmosfera di Plutone, precipitano su Caronte a 19.000 km di distanza.


Il fatto che il ghiaccio fosse ancora in forma cristallina suggeriva che fosse stato depositato di recente, perché altrimenti la radiazione solare lo avrebbe degradato ad uno stato amorfo in circa trentamila anni, su Caronte ci sono anche depositi che provengono dall'atmosfera molto estesa, a causa della bassa gravità, di Plutone.

La mappatura fotometrica della superficie mostra una dipendenza dell'albedo in base alla latitudine, con un equatore più chiaro e poli più scuri. Inoltre la regione del polo sud sembra più scura di quella settentrionale. La sonda statunitense New Horizons ha individuato anche un lunghissimo canyon profondo circa nove chilometri.
Caronte è moderatamente craterizzato, il più grande dei quali è ∼ 250 km di diametro e ∼ 6 km di profondità.
LINK : Craters on Charon: Impactors From a Collisional Cascade Among Trans-Neptunian Objects.
Caronte ha una gamma topografica dell'emisfero osservato dal punto più basso al più alto di ∼ 19 km, la più grande ampiezza topografica di qualsiasi corpo di medie dimensioni ghiacciato a parte Giapeto.


MAPPA ALTIMETRICA:

Mentre nell'emisfero a nord dell'equatore (la terra di Oz) è suddiviso in grandi blocchi poligonali da una rete di ampie fosse con profondità mediamente di 3 – 6 km, il più profondo di questi si trova vicino al polo illuminato ed è profondo fino a 13 km rispetto al raggio medio globale di Caronte.
Le pianure del sud di Vulcan Planitia, sono depresse ∼ 1 km sotto l'altezza media dei terreni nordici, queste pianure degradano verso il basso delicatamente verso il sud con una gamma topografica di ∼ 5 chilometri. I margini esterni di Vulcan Planitia lungo il confine con la terra di Oz formano una depressione profonda di 2-3 km, suggerendo un flusso viscoso lungo i margini esterni. I massicci isolati 2 – 4 km di altezza, anch'essi fiancheggiati da fossati anulari, si trovano all'interno della Planitia stessa.
Le pianure possono essere formate da reflusso vulcanico di fluidi criogenici, ma i blocchi inclinati lungo i margini esterni e i massicci isolati e inclinati all'interno di Vulcan Planitia, suggeriscono che gran parte di Caronte è stato suddiviso in blocchi di grandi dimensioni, alcuni dei quali sono stati ruotati e alcuni dei quali sono affondato nel mantello di Caronte.

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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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Senza Atmosfera:
Caronte non presenta un propria atmosfera, come si evince dai risultati dell'occultazione, fatta con lo strumento ALICE della sonda New Horizons.


Struttura:
Attualmente, come spiegato nella scheda sotto, non sappiamo se l'interno di Caronte sia differenziato in nucleo, mantello e crosta, oppure se è omogeneo e quindi non differenziato, la sua densità indica che sia composto in egual misura di ghiaccio e roccia.

( in foto la Mordor macula presso il polo nord di Caronte ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI CARONTE:
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I Satelliti minori

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Stige

Precedentemente conosciuto come S/2012 (134340) 1 o informalmente P5, è un satellite naturale di Plutone, la cui scoperta è stata annunciata l'11 luglio 2012 da un team di astronomi capeggiato da Mark Showalter.

Dopo le misurazioni fornite dalla sonda New Horizons si è scoperto che la luna ha una forma piuttosto irregolare di 5 km × 7 km.

Si ipotizza che il processo di formazione della luna abbia prodotto un corpo composto principalmente da ghiaccio d'acqua.

Il satellite percorre la sua orbita circolare, il cui raggio è circa 45 000 km, in 20,2 giorni. Così come per Cerbero, l'inclinazione orbitale è di circa 0°. 

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Notte

E' un satellite naturale di Plutone, scoperto il 15 giugno 2005 grazie all'analisi di fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble nel maggio dello stesso anno. Il suo nome deriva da quello di Notte, o Nyx, personaggio femminile della mitologia greca. Il satellite era precedentemente noto attraverso la designazione provvisoria S/2005 P 2.
Ha le dimensioni di 53 x 41 x 36 km, una massa di (4.5±4.0)×1016 kg, un periodo di rotazione caotico di 1.829 ± 0.009 giorni, al fly-by, cresciuto del 10% rispetto alla sua scoperta.
Il satellite orbita attorno al baricentro del sistema plutoniano sullo stesso piano orbitale di Caronte e di Idra, ad una distanza di circa 48 600 km. Il suo periodo orbitale di 24,9 giorni è prossimo ad una risonanza orbitale di 1:4 con quello di Caronte, tuttavia la discrepanza nei tempi del 2,7% indica che non si tratta di una vera risonanza. Un'ipotesi per spiegare tale quasi-risonanza è che si sia originata prima della migrazione di Caronte verso l'esterno in seguito alla formazione dei tre satelliti, e che sia mantenuta in atto dalla periodica fluttuazione locale del campo gravitazionale del sistema Plutone-Caronte.

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Cerbero

Precedentemente conosciuto come P4 o S/2011 (134340) 1, è un satellite naturale di Plutone, la sua scoperta è stata annunciata il 20 luglio 2011.
È la quarta luna conosciuta di Plutone. Prende nome da Cerbero, il cane tricefalo a guardia dell'Ade.
Le osservazioni indicano un'orbita equatoriale circolare con un raggio di circa 58.000 km. Cerbero orbita tra Notte e Idra e fa un'orbita completa intorno a Plutone approssimativamente ogni 32,1 giorni, questo periodo è vicino ad una risonanza orbitale 1:5 con Caronte, con la discrepanza di temporale che è circa dello 0,7%.
Le sue dimensioni sono di 19 × 10 × 9 km, ed ha un periodo di rotazione caotico di 5.31 ± 0.10 giorni, quindi non è in rotazione sincrona.
Ha una massa di 1.65×1016 kg , ed un albedo pari a 0.56 ± 0.05 .
La colorazione superficiale di Cerbero risulta essere grigia, come per gli altri satelliti minori.
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Idra

Si tratta di un satellite di Plutone scoperto il 15 giugno 2005 grazie all'analisi di fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble nel maggio dello stesso anno. Il suo nome deriva da quello dell'Idra, il mostruoso serpente policefalo che secondo la mitologia greca era a guardia dell'Oltretomba. Il satellite era precedentemente noto attraverso la designazione provvisoria S/2005 P 1.
Le sue dimensioni sono di ≈ 65 km × 45 km × 25 km, ed ha una massa di (4.8±4.2)×1016 kg, inoltre ha un periodo di rotazione caotico di 0.4295 ± 0.0008 giorni.
Il satellite orbita attorno al baricentro del sistema plutoniano sullo stesso piano orbitale di Caronte e di Notte, ad una distanza di circa 65 000 km, ma a differenza degli altri satelliti, tuttavia, possiede un'orbita lievemente eccentrica (0.005862±0.000025). Il suo periodo orbitale, pari a 38,2 giorni terrestri, è prossimo ad una risonanza di 1:6 con quello di Caronte, e lo scarto è di appena lo 0,3% , quindi si ritiene che la causa della discrepanza sia una fluttuazione periodica del campo gravitazionale del sistema Plutone-Caronte dovuto alle diverse configurazioni spaziali dei due corpi.
Il periodo di rotazione di Idra non è costante, così come quello di una luna di Saturno Iperione, e di Notte, perciò essa è definita una rotazione "caotica". Ciò è dovuto principalmente al fatto che, essendo un sistema binario, l'interazione con il campo gravitazionale è variabile. Un'altra causa di questo strano periodo di rotazione, tra l'altro molto breve, è la strana forma di Idra, che può avere una differenza di dimensioni, tra un asse e l'altro, anche del 30%.

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Analisi spettrali di Notte, Cerbero e Idra:
Il 14 luglio 2015, la navicella spaziale della NASA incontrò il sistema Pluto. Utilizzando il dispositivo di immagini spettrali Near-Infrared, New Horizons ha ottenuto i primi spettri di Notte, Idra e Cerbero e ha rilevato le bande di 1,5 e 2,0 µm di ghiaccio d'acqua su tutti e tre i satelliti. Su Notte e Idra, la sonda ha anche rilevato bande a 1,65 e 2,21 µm che indicano ghiaccio d'acqua cristallino e una specie di composti ammoniacali, rispettivamente. Una fascia simile collegata a idrato di ammoniaca è stata rilevata precedentemente su Caronte. Tuttavia, non rileviamo l'altra banda a µm 1,99 del solito composto. Consideriamo quindi i seguenti composti, NH4Cl (cloruro di ammonio), NH4NO3 (nitrato di ammonio) e (NH4) 2CO3 (carbonato di ammonio) come potenziali candidati, ma mancano le misure di laboratorio sufficienti di queste e altre specie di  ammoniacali per fare una conclusione definitiva. Sono state usate le osservazioni di Notte e Idra per stimare la temperatura della frazione superficiale e cristallina del ghiacchio d'acqua e sono state trovate temperature di superficie < 20 K (< 70 K con errore 1-σ) e 23 K (< 150 K con errore 1-σ) per Nix e Hydra, rispettivamente, quindi i risultati indicano che le frazioni cristalline di ghiaccio d'acqua sono di 78% per Notte e  > 30% per Idra. La New Horizons li ha osservati due volte, e per circa 2 – 3 ore, o 5 e 25% dei loro rispettivi periodi di rotazione e non risultano prove di varie differenze in base alla rotazione, negli spettri fra le due osservazioni di Notte o di Idra.
Eseguendo un'analisi pixel per pixel degli spettri risolti dalla superficie di Notte, troviamo che essa è coerente con una frazione cristallina di ghiaccio d'acqua uniforme, ed una variazione di ∼ 50% la troviamo nell'area della banda normalizzata a 2,21 µm con un minimo associato alla macchia rossa visibile in alcune immagini a colori di Notte. Infine, sono state trovate le prove per bande su Notte e Idra a 2,42 micrometri, e possibilmente anche a 2,45 µm, che non possiamo identificare, anche se non sembrano essere associati con le specie ammoniacali.
Non sono stati rilevati altri ghiacci, come CO2, CH3OH e HCN.
Non è stato possibile avere dati spettrali dell'altro satellite Stige, troppo lontano dalla traiettoria della sonda New Horizons.
Tradotto da :
 https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103517304979?via%3Dihub
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Un Quasi-Satellite di Plutone:

(15.810) Arawn

15.810 Arawn (1994 JR1), per questo oggetto della Fascia di Kuiper si è ipotizzato che sia un quasi-satellite intorno a Plutone, con un'orbita che si trasforma in quella di un quasi-satellite di plutone ogni 2 milioni di anni, e rimanente in quella fase per quasi 350.000 anni.

Le misurazioni effettuate dalla sonda New Horizons nel 2015 hanno permesso di calcolare il moto di 15.810 Arawn molto più accuratamente e questi calcoli confermano le dinamiche generali descritte nelle suddette ipotesi.

Tuttavia, non c'è accordo fra gli astronomi se Arawn dovrà essere riclassificato come Quasi-satellite di Plutone, poiché la relativa orbita è controllata principalmente da Nettuno con soltanto piccole perturbazioni occasionali causate da Plutone.

( Immagine della New Horizons ).

Dati fisici ed orbitali:

15.810 Arawn orbita mediamente a 39.480 UA con un'eccentricità di 0,1206 ed un inclinazione sull'eclittica di 3.8074° in 248,07 anni.
Come per Plutone si trova in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno.
L'orbita varia da un perielio di 34,720 UA, fino ad un afelio di 44.241 UA.
Questa orbita fa sembrare che questo corpo giri intorno al sistema di Plutone, anche se ad una distanza notevole.

Le sue dimensioni sono di circa 133km, con una magnitudine assoluta di H +7,6 ed un albedo stimato in 0,10, il suo periodo di rotazione è di 5.47±0.33 h.

( Nel grafico la curva di luce di Arawn - ottenuta dalla New Horizons ).
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI PLUTONE, CARONTE e LUNE MINORI:
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Plutoidi della Fascia di Kuiper


Pianeti nani della fascia di Kuiper
                                                                                                                                           

I più grandi sono:
Haumea (43,218 UA), e Makemake (45,675 UA) sono i più grandi oggetti conosciuti della fascia di Kuiper classica.
Originariamente erano designati rispettivamente come 2003 EL61 e 2005 FY9, i due nomi ufficiali e lo status di pianeta nano sono stati loro concessi nel 2008.
Le loro orbite sono molto più inclinate rispetto a quella di Plutone (28° e 29°), e a differenza di Plutone non sono influenzati da Nettuno; fanno quindi parte degli oggetti classici della fascia di Kuiper.
Poi ci sono pure Quaoar, Orco, Salacia, Varuna, 2002 MS4.
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Haumea con Hi'iaka e Namaka

Dati fisici:
Haumea è un oggetto della fascia di Kuiper, con la forma di un ellissoide triassiale, con due lune (2.322 x 1.704 x 1.138 km), con una magnitudine assoluta di +0,2 ed un albedo di 0,506.
Ha una massa di 0,00066 Mt, con una densità di 1,885 kg/dm3.
(ringrazio Paolo Bacci per la consulenza).
Haumea è caratterizzata da una velocissima rotazione di 3.9155±0.0001 h.
(in foto ricostruzione artistica).

( Curva di luce di Haumea - la freccia indica la posizione della macchia rossa scura ).

( Curva di luce termica di Haumea a 100 micrometri (verde) e 160 micrometri (rosso). La correlazione con la curva di luce ottica (nero) indica che queste curve di luce sono dovute alla forma allungata dell'oggetto. © Lellouch et al. 2010 ).

( Determinazione del periodo di rotazione sul proprio asse ).

Temperature:
( Haumea è un oggetto ellittico scaleno [triassiale], la sua sezione trasversale osservata dalla Terra differisce mentre ruota. Queste due immagini mostrano Haumea al minimo (a sinistra) e al massimo (a destra); la scala dei colori indica la temperatura della superficie (in Kelvin). Al momento dell'occultazione stellare, Haumea era vicino al minimo (a sinistra). ).

Parametri orbitali:
Si trova ad orbitare a 43,218 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,19126 ed un periodo di rivoluzione di 284,12 anni (103.774 giorni), ricevendo dal Sole mediamente 0,73 W/m2.
L'inclinazione orbitale corrisponde a 28,20370° rispetto all'eclittica.
La distanza dal Sole varia da un perielio di 35,1431693 UA fino ad un afelio di 51,5649715 UA.
L'orbita di Haumea ha un'eccentricità orbitale leggermente più elevata di quella degli altri membri della sua famiglia collisionale (famiglia di Haumea - vedi sotto). Si ritiene che questo sia dovuto alla debole risonanza orbitale del quinto ordine 12:7 con Nettuno, che lo porta gradualmente a modificare la sua orbita nel corso di milioni di anni attraverso il meccanismo di Kozai che permette uno scambio tra l'inclinazione e l'eccentricità orbitale.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Occultazione stellare:

Anello:
Osservando Haumea il 21 gennaio 2017 durante un'occultazione stellare sul centro Europa, mentre passava davanti alla stella URAT1 533-182543, e misurando la diminuzione della luce della stella, è stato scoperto che Haumea è circondato da un anello di polveri, come un Saturno in miniatura, scoperta a cui ha collaborato, assieme ad altri, anche l'osservatorio di San Marcello Pistoiese del gruppo GAMP. ( Leggi: QUI ).
Questa struttura ha un raggio di circa 2.287 chilometri e una larghezza di 70 chilometri, e possiede un'opacità di 0,5. È ben all'interno del limite Roche di Haumea, che sarebbe a circa 4.400 km se fosse sferico (essendo non sferico il limite è più lontano). Il piano dell'anello coincide approssimativamente con il piano equatoriale di Haumea ed anche con il piano orbitale della sua più grande: Hi'iaka. l'anello è anche vicino alla risonanza 3:1 con la rotazione di Haumea (che sarebbe ad un raggio di 2.285 ± 8 km). L'anello contribuisce intorno al 5% alla luminosità totale di Haumea.

LINK:
(PDF-EN) On the location of the ring around the dwarf planet Haumea 
(PDF-EN) Dynamics of Haumea’s dust ring 


Struttura interna:
La rotazione e l'ampiezza della curva di luce di Haumea sono state argomentate per porre forti vincoli sulla sua composizione. Se Haumea era in equilibrio idrostatico e aveva una bassa densità come Plutone, con un mantello denso di ghiaccio su un piccolo nucleo roccioso, la sua rapida rotazione lo avrebbe allungato in misura maggiore rispetto alle fluttuazioni della sua luminosità. Tali considerazioni hanno limitato la sua densità a una gamma di 2,6 – 3,3 g/cm3, mentre recenti studi hanno considerato una densità di circa 1,9 g/cm3, visto che i risultati di un'occultazione hanno fornito dimensioni maggiori di quelle considerate in precedenza.
La possibile alta densità di Haumea aveva fatto ipotizzare dei minerali silicati come l'olivina e il pirossene, che costituiscono molti degli oggetti rocciosi del sistema solare. Questo ha anche suggerito che la maggior parte di Haumea era ricoperta di roccia con uno strato relativamente sottile di ghiaccio. Un manto di ghiaccio spesso più tipico degli oggetti della cintura di Kuiper potrebbe essere stato fatto saltare durante l'impatto che ha formato la famiglia di collisionale, mentre ad oggi si ritiene che la componente ghiacciata sia nettamente superiore, e che la famiglia collisionale sia in realtà formata da un impatto distruttivo con un preesistente satellite.
Stranamente la sua superficie presenta in abbondanza il ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, che quindi prevede un processo di rinnovamento continuo.


Satelliti:

Hi'iaka

Hiʻiaka (precedentemente noto mediante la sua designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 1) è il primo satellite scoperto in orbita intorno a Haumea. Orbita intorno al corpo madre in 49,12 ± 0,03 giorni ad una distanza media di 49.880 km, con una eccentricità di 0,050 ± 0,003 ed una inclinazione di 234,8 ± 0,3° Occultazioni reciproche sono avvenute nel 1999, ma non si ripeteranno prima del 2138.
Hi'iaka non è in rotazione sincrona e ruota su se stessa in 9,71141 h.
La luminosità misurata (H=3,25) è pari al 5,9% (±0,5%) di quella di Haumea, il che, assumendo un'albedo simile per i due corpi, si traduce di un diametro pari al 22% di quello del corpo primario, ossia prossimo ai 320 km, ma potrebbe essere più grande.
La massa di Hiʻiaka è stimata in (1,79 ± 0,11) × 1019 kg utilizzando una precisa astrometria relativa con l'Hubble Space Telescope e Keck Telescope e applicando il modello dei 3 corpi al sistema Haumeano.
Anche Hi'iaka sembra coperto di ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, ed è più facile in questo caso ipotizzare un albedo di 0,80 , simile ad Haumea.

Namaka

Namaka (precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 2) è il secondo satellite, più piccolo ed interno rispetto al primo, individuato in orbita attorno a Haumea; l'annuncio della sua scoperta risale al 29 novembre 2005.
Il satellite ha un semiasse maggiore della sua orbita pari a circa 25.657±91 km e con una eccentricità variabile con un valore di (0.249±0.015 nel 2009), orbita intorno al corpo primario in 18.2783±0.0076 giorni, con una inclinazione variabile, inizialmente di (39 ±6°), e di (13.41°±0.08° nel 2008), rispetto all'orbita del satellite maggiore.
Il satellite è soggetto all'effetto Kozai il meccanismo che modifica eccentricità ed inclinazione dell'orbita.
Il calcolo della sua massa presenta un elevatissima incertezza.
La luminosità misurata (H=4,74) è pari all'1,5% (±0,5%) di quella Haumea, che si traduce in un diametro approssimativo pari al 12% di quello del corpo madre, pari a circa 170 km, nell'ipotesi (non verificata) che abbia anch'esso un'albedo simile.
Namaka sembra però presentare una superficie più scura, e quindi potrebbe essere più grande.

( diagramma in scala del sistema di Haumea, vicino al pianeta nano si trova l'anello (in verde), e poi i due satelliti ).

Famiglia collisionale:

Introduzione:
Il pianeta nano Haumea ha una combinazione intrigante di proprietà fisiche uniche:

(1) - Periodo di rotazione vicino alla rottura.
(2) - Due satelliti regolari . 
(3) - Un anello.
(4) - Una famiglia inaspettatamente compatta. 

Mentre, lo studio di queste proprietà indicano la formazione per collisione, non esiste alcuna ipotesi di formazione autoconsistente e ragionevolmente probabile che possa collegare la rotazione insolitamente rapida e le basse velocità relative dei membri della famiglia Haumea ("Haumeani"). Uno studio ha esplorato e testato la formazione proposta dell'ipotesi collisione catastrofica, riaggregazione e fusione e successiva collisione satellitare.
Parametrizzando in modo flessibile le proprietà della collisione (ad esempio, la posizione della collisione) e utilizzando modelli semplici per il campo di espulsione della velocità tridimensionale
atteso da ciascun modello per generare famiglie simulate.
Questi poi sono stati confrontati con gli oggetti della Fascia di Kuiper osservati usando l'inferenza dei parametri bayesiani, incluso un modello di miscela che consente interazioni con la popolazione di sfondo, trovando che la migliore corrispondenza con gli haumeani osservati è un campo di espulsione isotropo con una velocità tipica di 150 m/s
Le ipotesi di dispersione e fusione e di collisione satellitare sono sfavorevoli.
Confermiamo che gli haumeani hanno una distribuzione delle dimensioni ridotta rispetto a quanto ritenuto inizialmente dove veniva ipotizzato un basso albedo, mentre sembra che i componenti siano molto brillanti con albedo simile a quello di Haumea.


Membri:
Haumea è il più grande membro della sua famiglia collisionale , un gruppo di oggetti astronomici con caratteristiche fisiche e orbitali simili che si pensava si formassero quando un progenitore più grande fu distrutto da un impatto.
Questa famiglia è la prima ad essere identificata tra i TNO e comprende, accanto ad Haumea e alle sue lune, tra i più grandi :
(55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) e (145453) 2005 RR43 (≈252 km).
Ci sono inoltre :
(86047) 1999 OY3 (192km) - (416400) 2003 UZ117 (138km) - (308193) 2005 CB79 (158km) - (386723) 2009 YE7 (200km) - 2003 SQ317  - ed altri corpi.

TABELLE:


ORBITE:

Ipotesi sulla formazione:
Dalla scoperta della famiglia di Haumea sono state proposte diverse ipotesi di formazione. Per la maggior parte, concentrate sulle ipotesi di formazione che tentano di spiegare la rotazione veloce, i satelliti e la famiglia in un singolo evento o in una probabile sequenza di eventi, oppure invocando meccanismi di formazione completamente separati indicanti una frequenza di centrifuga e una rara collisione.
Ma limitiamo la nostra attenzione alle ipotesi che collegano il gruppo di oggetti dinamicamente stretto con spettri di ghiaccio unici che hanno con il pianeta nano Haumea, uno spettro simile, ed era
plausibilmente situato vicino al centro di questa collisione (prima della diffusione nella sua attuale risonanza 12: 7, Ragozzine e Brown 2007), e che mostra segni di una collisione unica (vicino a una rapida rottura e due satelliti distanti).
La molteplicità delle ipotesi deriva dall'obiettivo di identificare un modello che corrisponda a tutti i vincoli osservati, è ragionevolmente probabile e dimostrato fisicamente plausibile attraverso simulazioni (o almeno stime approssimative). Molte variazioni correlate sono ora disponibili in letteratura.
Ma il nostro obiettivo principale in questo documento è quello di fornire nuovi vincoli basati sulla forma della famiglia.

Ipotesi collisione catastrofica:
Nel documento di scoperta della famiglia Haumea, Brown et al. (2007) suggeriscono che gli haumeani potrebbero derivare da una collisione catastrofica "standard" tra due grandi corpi, sebbene riconosciamo che questo non corrisponderebbe al compatto DeltaV della distribuzione dei membri della famiglia proposti.
Levison et al. (2008) hanno sottolineato che la collisione richiesta tra due corpi di grandi dimensioni nell'attuale Fascia di Kuiper erano molto improbabili a causa delle basse densità di numero.
Hanno proposto che la collisione di due oggetti potrebbe provocare la formazione della famiglia osservata, solo permettendo loro di invocare il fatto che questa popolazione era ∼100 volte più alta, rendendo ragionevolmente probabile una collisione così grande.
Questi modelli non possono ragionevolmente spiegare i bassi valori di ∆v osservati per Haumea. Collisioni catastrofiche come questa creano velocità di espulsione paragonabili alla velocità di fuga del bersaglio (ad es. Leinhardt & Stewart 2012) con velocità tipiche di ∼3 volte superiori alla velocità di fuga.
Con velocità di circa 0,1 volte la velocità di fuga della proto-Haumea, quindi gli haumeani noti non possono essere spiegati in nessun modello di collisione standard. Un primo argomento di principi
supporta anche questa conclusione:
- per gli haumeani finire con un valore così basso implica che molti oggetti avevano le loro velocità iniziali (quasi Haumea) in un intervallo di ∼1,0-1,1 volte la velocità di fuga, che richiedono un'incredibile messa a punto.
Le simulazioni di collisioni catastrofiche mostrano che si traducono in una distribuzione essenzialmente isotropica di frammenti dal centro della cornice di massa. Quindi, tali collisioni formano una grande famiglia isotropa.

Ipotesi collisione satellitare:
Per spiegare la dispersione a bassa velocità degli Haumeani, Schlichting & Sari (2009) propongono che la famiglia Haumea si sia formata dalla distruzione di un ex-satellite di Haumea (chiamato "Ur" di Ćuk et al. 2013). Un piccolo il satellite avrebbe una velocità di fuga inferiore e i valori di ∆v non sono dissimili dalle velocità orbitali dei noti satelliti (70-90 m/s, Ragozzine & Wolf 2009).
Ćuk et al. (2013) Lo preferisce il modello di collisione satellitare, anche come il primo passo per formare gli attuali satelliti di Haumea.
Schlichting & Sari (2009) propongono che Ur sia stato distrutto da un impattatore eliocentrico KBO e dimostrano che tale collisione è plausibile con le densità di popolazione con i numeri attuali oltre l'età del sistema solare. Ciò creerebbe un'unica forma nelle velocità di espulsione della famiglia di Haumea dalla distruzione di un satellite mentre era in orbita attorno a Haumea e porta a un aumento di velocità e interazioni degli oggetti con Haumea.
Ortiz et al. (2012) e Campo Bagatin et al. (2016) propongono variazioni su questa ipotesi, dove si trova Ur formato attraverso lo spargimento del momento angolare in eccesso indotto da una collisione.
Lo svantaggio principale dell'ipotesi di collisione satellitare è che la formazione del grande satellite Ur è generalmente incompatibile con la rapida rotazione nella modellazione collisionale.

Ipotesi dispersione e riaggregazione:
Leinhardt et al. (2010) propongono che una collisione dispersiva a bassa velocità tra due oggetti di grandi dimensioni porterebbe questi oggetti a fondersi in un singolo oggetto con un tale momento angolare di rotazione che farebbe perdere massa al corpo triassiale con relativamente basse velocità, formando così la famiglia Haumea. Questo modello collega naturalmente la rotazione di Haumea con la piccola famiglia e si dimostra fisicamente coerente nelle simulazioni SPH di Leinhardt et al.
(2010). Un difetto critico dell'ipotesi di dispersione e riaggregazione è che aggrava molto il problema di avere una probabilità che tale collisione avvenga nell'attuale fascia di Kuiper perché richiede una velocità di impatto irragionevolmente bassa tra due oggetti molto grandi. Tuttavia, Marcus et al. (2011) affermano che il proto-Haumea avrebbe potuto iniziare come un binario di massa quasi uguale
che si forma nel disco primordiale. Il meccanismo di Kozai con frizioni mareali (KCTF) (Porter & Grundy 2012) potrebbe naturalmente destabilizzare il binario proto-Haumea una volta posizionato (grazie a Nettuno) nella sua orbita ad alta inclinazione, consentendo una formazione familiare che si verifica separatamente la formazione binaria. Le velocità di impatto di un binario associato sono
simile alle collisioni di velocità relativa vicine allo zero simulate da Leinhardt et al. (2010). Questa variazione proto-binaria su l'ipotesi di dispersione e riaggregazione rende plausibile la collisione con ragionevole probabilità di verificarsi nell'effettiva Fascia di Kuiper.

Conclusioni:
Lo studio di cui vi allego il link qua sotto, comunque non è stato capace di trovare una soluzione univoca che spiegasse i parametri di Haumea abbinati a quelli della sua famiglia, ritenendo che servono ulteriori e più dettagliati studi andando a cercare anche altri membri ancora rimasti ignoti, al fine di avere una modellazione più precisa.
LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1904.00038.pdf 
LINK: (PDF-EN) The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family 
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI HAUMEA:
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Makemake e MK2

Makemake è l'oggetto più luminoso nella fascia di Kuiper dopo Plutone di (1502x1440 km), è il quarto pianeta nano per dimensioni del sistema solare ed è appartenente alla classe dei plutoidi , ed ha una piccola luna.

Scoperta:
Fu osservato la prima volta il 31 marzo 2005 presso l'Osservatorio Palomar dal team di Mike Brown, e la sua scoperta fu annunciata ufficialmente il 29 luglio 2005. Noto inizialmente con la sigla 2005 FY9.
Era tuttavia sufficientemente brillante da poter essere visto da Clyde Tombaugh, all'epoca in cui scoprì Plutone. Ma a cavallo del 1930 Makemake si trovava in un regione del cielo ricchissima di stelle, al confine tra le costellazioni del Toro e dell'Auriga: fu molto probabilmente questa la ragione per cui, nonostante gli sforzi, Tombaugh non riuscì a scorgere questo fratello minore di Plutone.

Dati fisici:
Ha un periodo di rotazione di 22,8266 ± 0,0001 h , è risultato piuttosto laborioso misurare il periodo di rotazione di Makemake, perché la sua superficie esibisce variazioni fotometriche pari solo a due centesimi di magnitudine. È stato proposto, per giustificare l'incapacità di discernimento di variazioni fotometriche apprezzabili, che il pianeta nano potesse dirigere verso la Terra uno dei suoi poli. La distribuzione della temperatura superficiale rilevata durante l'occultazione stellare del 2011, concentrica rispetto alla direzione di osservazione, sembrerebbe confermare questa ipotesi.
Osservazioni nell'infrarosso del Telescopio spaziale Spitzer e dell'Herschel Space Observatory combinate con alcune similitudini nello spettro con Plutone avevano condotto a stimare il diametro di Makemake tra 1.360 e 1.480 km.
L'osservazione di un'occultazione stellare nell'aprile del 2011 ha prodotto misure dirette delle sue dimensioni, che risultano essere di 1.502 ± 45 (equatoriale) × 1.430 ± 9 (polare) km, con un diametro medio che si riteneva di circa 1.478 km .
Tuttavia, i dati di occultazione sono stati successivamente rianalizzati, ed hanno portato alla stima dimensionale di (1434 +48−18 km) × (1420 +18−24 km) senza vincolo di orientamento polare.
Ciò ha anche permesso di produrre una stima della sua densità, pari a (2,1 ± 0,3) kg/dm3 , con una massa di 0,000506 Mt.
La temperatura estremamente bassa (circa 30 K) che si registra sulla sua superficie fa sì che essa sia ricoperta da ghiacci di metano, etano e probabilmente azoto.
Makemake ha dimensioni leggermente superiori rispetto ad Haumea e ciò lo rende, per quanto è dato sapere, il terzo oggetto transnettuniano per dimensioni dopo Plutone ed Eris.

( Quattro curve di luce rilevate in differenti opposizioni ).

Occultazione:
Fin dal 2010 era stato calcolato che Makemake avrebbe occultato una debole stella di diciottesima magnitudine, catalogata dall'Osservatorio della Marina statunitense come NOMAD 1181-0235723 (dove la sigla NOMAD sta per "Naval Observatory Merged Astrometric Dataset"). Attraverso progressivi raffinamenti delle misurazioni astrometriche, si ebbe la certezza che il 23 aprile 2011, approssimativamente all'1,30 UT, l'ombra dell'occultazione avrebbe attraversato il Sud America. Fu così organizzata una campagna di osservazione dell'occultazione, che coinvolse sedici telescopi sparsi tra Cile, Argentina, Uruguay e Brasile. Nove telescopi non riuscirono a osservare l'evento o per la copertura nuvolosa locale o per problemi tecnici. Sette invece vi riuscirono perfettamente, tra i quali il Very Large Telescope e il New Technology Telescope dell'ESO.

( SOPRA: In grafico i risultati dell'occultazione stellare 23 aprile 2011 ).

Al momento dell'occultazione, Makemake era a 51,5 unità astronomiche dalla Terra e a 52,21 unità astronomiche dal Sole. Le estremità delle corde proiettate dal passaggio del pianeta nano davanti alla stella sono compatibili con un cerchio di 38,28 ± 0,22 milliarcosecondi di diametro, che, alla distanza di Makemake, corrispondono a 1.430 ± 9 km (circa un nono del diametro terrestre). Tuttavia le corde sono compatibili anche con un'ellisse di asse minore pari a 1.428 ± 17 km e rapporto tra gli assi di 1,15 ± 0,17, con l'asse maggiore ruotato di 9 ± 24° rispetto al polo nord celeste locale, così come indicato nella figura sopra.
Per una serie complessa di ragioni che riguardano il periodo di rotazione, la mancanza di un'atmosfera globale, la densità e i dati ottenuti in precedenza dai satelliti Spitzer e Herschel, il gruppo di Ortiz ritiene che la forma proiettata da Makemake sia una via di mezzo tra un cerchio perfetto e l'ellisse con rapporto tra gli assi di 1,15 ± 0,17. Il miglior compromesso è per i ricercatori un'ellisse con un rapporto tra gli assi di 1,05 ± 0,03, corrispondente a un asse minore di 1.430 ± 9 km e a un asse maggiore di 1.502 ± 45 km. Makemake appare, insomma, come uno sferoide oblato: una sorta di grossa palla di neve sporca, di forma leggermente schiacciata.

( SOTTO: I dati raccolti dai vari punti di osservazione ).

Osservazione:

Makemake è attualmente il secondo oggetto della fascia di Kuiper per luminosità dopo Plutone avendo raggiunto all'opposizione nel marzo del 2009 la magnitudine apparente di 16,7.
È sufficientemente luminoso da poter essere visibile, nella costellazione della Chioma di Berenice, con i migliori telescopi amatoriali.
Makemake presenta un'albedo molto elevato dal momento che riflette mediamente il 77% della luce incidente. Ciò suggerisce una temperatura media superficiale di circa -240°c. Sono state tuttavia individuate zone della superficie caratterizzate da un'albedo nettamente inferiore, pari a circa 0,12 , dove potrebbe essere raggiunta una temperatura di circa -223°c.

( Modello termico della superficie di Makemake ).

( La prima immagine del Telescopio Spaziale Hubble ).

Parametri orbitali:

Makemake è classificato tra gli oggetti classici della fascia di Kuiper o cubewani , e significa che la sua orbita giace abbastanza lontano da Nettuno da essere rimasta stabile nel lungo tempo.
Makemake orbita a 45,715 UA dal Sole con un'eccentrità di 0,15586 ed un inclinazione di 29.00685°, con un periodo di rivoluzione di 308,09 anni (112.897 giorni), con una Radianza media di 0,65 W/m2.
Passa da un perielio di 38.590 UA fino ad un afelio di 52,840 UA.

( In grafica il confronto fra le orbite di PLUTONE , HAUMEA e MAKEMAKE )

Superficie:
Alcune misurazioni relative allo spettro nel visibile e nel vicino infrarosso di Makemake, riportano dati che rivelano una superficie molto simile a quella di Plutone. Come Plutone, Makemake appare rosso nel visibile sebbene significativamente meno rispetto alla superficie di Eris . Lo spettro nel vicino infrarosso presenta una marcata banda di assorbimento del metano (CH4). Il metano è stato individuato anche su Plutone ed Eris nei cui spettri però la sua presenza è molto più flebile.
Osservazioni fotometriche condotte nel lontano infrarosso (24–70 μm) e nel submillimetrico (70–500 µm) attraverso i telescopi spaziali Spitzer ed Herschel hanno rivelato che la superficie di Makemake non è omogenea. Una porzione compresa tra il 3 ed il 7% del totale, infatti, è costituita da terreno scuro, caratterizzato da un'albedo molto bassa, compresa tra 0,02 e 0,12. La restante parte, ricoperta da ghiacci di azoto e metano, è invece notevolmente più riflettenze, caratterizzata com'è da un'albedo compresa tra 0,78 e 0,90.

( In grafico lo spettro di Makemake indicato con il codice 2005 FY9, confrontato con quello di Plutone e quello di riferimento del metano CH4 , e ne potete notare la molte similitudini ).

Atmosfera:
Le osservazioni condotte nell'aprile del 2011 durante l'occultazione della stella NOMAD 1181-0235723, tuttavia, escludono la presenza di un'atmosfera globale su Makemake. L'interruzione nella visibilità della stella è stata netta, senza il verificarsi di quei fenomeni di diffusione della luce che manifestano gli oggetti dotati di un'atmosfera. Ciò non esclude totalmente l'esistenza di un'eventuale atmosfera, ma pone un limite massimo alla pressione che questa potrebbe esercitare alla superficie di circa 4-12 nbar.

(In grafico si nota la repentina caduta di magnitudine avvenuta durante l'occultazione stellare, fatto che esclude la presenza di una significativa presenta atmosferica sulla superficie di Makemake).

Satellite:
Scoperta:
A scoprirla è stato l’astronomo Alex Parker, del Southwest Research Insitute di Boulder, in Colorado.
''MK2'' - Il telescopio spaziale Hubble nell'aprile del 2015 hanno condotto alla scoperta di un satellite naturale in orbita attorno a Makemake.

Dati fisici:
Denominato provvisoriamente come S/2015 (136472) 1, e informalmente come MK 2, è circa 1300 volte meno luminoso del pianeta nano, ed il suo diametro è stato stimato in circa 175 km, pari a circa un ottavo rispetto a quello di Makemake.
Il suo colore risulta molto scuro.

Parametri Orbitali:
La sua orbita non è ancora stata calcolata con precisione: la luna sembrerebbe trovarsi su un'orbita circolare, a circa 21.000 km dalla superficie del pianeta nano, che completerebbe in circa 12 giorni.

Superficie:
''MK 2'' differisce da Makemake in quanto è "nero come il carbone", dove il suo genitore invece è Bianco come la neve. Gli scienziati ritengono che questo può essere semplicemente dovuto alle sue piccole dimensioni, e che non possa trattenere gravitazionalmente i materiali leggeri più volatili sulla sua superficie. Questo lo rende simile ai più tipici degli oggetti della cintura di Kuiper, e sembra invitare a mettere in discussione esattamente quale sia la soglia di massa che potrebbe trattenere una certa composizione superficiale, probabilmente in funzione della temperatura superficiale e della velocità di rotazione.


Essendo così scuro, ''MK 2'' era in precedenza impossibile da rilevare, poiché il segnale debole della luna era facilmente coperto dal riflesso dalla superficie del primario. Ci sono volute attrezzature specializzate di Hubble per separarlo dal più luminoso e poterlo notare.


SCHEDA RIASSUNTIVA DI MAKEMAKE:
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Candidati a pianeta nano:

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Quaoar e Weywot

Quaoar

Quaoar fu scoperto il 4 giugno 2002 dagli astronomi Chad Trujillo e Michael Brown del California Institute of Technology, tramite immagini acquisite dall'Osservatorio Palomar. La scoperta venne annunciata il 7 ottobre 2002. La prima immagine di Quaoar in assoluto è tuttavia risultata essere una lastra fotografica ripresa il 25 maggio 1954 dall'Osservatorio di monte Palomar.

Parametri orbitali:
Possiede un'orbita quasi circolare con un'eccentricità di 0,0376, con un raggio di 43,618 UA, a differenza di quella molto eccentrica di Plutone, ed un periodo di rivoluzione di 288,07 anni, ricevendo dal Sole mediamente una radianza pari a 0,71 W/m2.
Ed ha una bassa inclinazione di 7,98667° rispetto all'eclittica
Similmente a Nettuno, Quaoar orbita costantemente fra il perielio e l'afelio dell'orbita di Plutone, di modo che periodicamente uno dei due oggetti viene a trovarsi più lontano dal Sole rispetto all'altro.


Dati fisici:
Con un diametro stimato di 1110+/-5 km, con uno schiacciamento di circa 0,0897 . Al momento della scoperta Quaoar era il più grande oggetto scoperto nel sistema solare dal 1930 (anno della scoperta di Plutone), ed anche il più grande oggetto della fascia di Edgeworth-Kuiper conosciuto (soppiantato più tardi da Sedna, Eris ed altri).
Il volume di Quaoar è paragonabile a quello di tutti gli asteroidi della fascia principale messi insieme.
Il valore del diametro è determinato dallo studio di due occultazioni stellari da parte di Quaoar e suggerisce la dimensione di 1110 km di diametro con un'incertezza di 5 km, con una massa di 0,002383 di quella terrestre, risulta avere una densità di 1,99 kg/dm3 , confuntando altri studi precedenti che erroneamente davano più del doppio.
Il periodo di rotazione, ricavato dalla sua curva di luce, risulta essere di 8,84 h .

Risultati delle occultazioni stellari: LEGGI QUI

( In grafica la predizione dell'occultazione stellare, i punti verdi hanno dato il risultato riportato qua di seguito, i punti blu hanno dato risultato negativo, cioè fuori dalla zona d'ombra, i punti bianchi avevano il cielo coperto ).

( In grafico: Sopra il risultato dell'occultazione stellare di Quaoar del 4 maggio 2011. Sotto il risultato dell'occultazione stellare del 17 febbraio 2012 ).

Superficie:
L'albedo superficiale, dai dati di diametro e di magnitudine assoluta (H 2.82±0.06), risulta quindi piuttosto scuro 0.109±0.007.
L'albedo di Quaoar quindi abbastanza basso. Questo può indicare che il ghiaccio fresco è scomparso dalla sua superficie, che risulta essere moderatamente rossa, il che significa che Quaoar è relativamente più riflettente nel rosso e vicino infrarosso che nel blu. I KBO più grandi sono spesso molto più luminosi perché sono coperti di ghiaccio più fresco e hanno un'albedo superiore, e quindi presentano un colore neutro.

( Analisi sprettrale della superficie di Quaoar ).

Atmosfera:
La massa di Quaoar (Fraser et al. 2013; Vachier et al. 2012) e il raggio equivalente di 555 km implicano una gravità superficiale di circa 0,4 m/s2. Questo è intermedio tra i valori di 0,64 e 0,30 m/s2 ottenuti per Plutone e Caronte rispettivamente, in base alle loro determinazioni di massa attuali (Tholen et al. 2008). Inoltre, la temperatura media di Quaoar è simile a quella di Plutone a causa delle loro rispettive albedo e Distanze eliocentriche. Pertanto, un'atmosfera simile a Plutone per Quaoar è plausibile, considerando la sua composizione superficiale, la temperatura e la gravità. In questo contesto, le occultazioni stellari a terra sono attualmente la tecnica più potente per rilevare (o mettere limiti superiori) atmosfere molto sottili  e tenue di qualche nanobar.
La struttura termica atmosferica di Quaoar è sconosciuta, ma ci aspettiamo che sia composta principalmente da CH4 (e/o N2, se presenti in superficie). La temperatura dell'atmosfera superiore può essere ottenuta dal metano  "modello termostatico " (Yelle & Lunine 1989), dove il riscaldamento nel vicino-IR è bilanciato attraverso l'emissione nella banda di metano 7,7 μm. Con un flusso solare in entrata a Quaoar due volte più debole di Plutone, questo modello prevede una temperatura dell'atmosfera superiore di Quaoar di circa 102 K (contro 106 K per Plutone) a circa 10 km sopra la superficie, e un rapido calo al di sotto di quella altitudine, collegando il profilo termico alla temperatura superficiale. Assumiamo una temperatura superficiale di equilibrio di Tsup. = 42 K. Questo rientra nell'intervallo di temperatura di un corpo rotatore lento o veloce. Questa stima approssimativa è sufficiente per il nostro studio.
Attualmente non possiamo escludere la presenza di un'atmosfera locale di metano, con un limite di 21 nanoBar.

( La linea nera, indica una curva di luce di occultazione sintetica per un'atmosfera di metano a 21 nBar, assumendo una distanza dal centro di 553 km. Punti verdi e rossi: i punti di ingresso e uscita, rispettivamente, ottenuti a San Pedro (telescopio da 0,5 m) ).

Determinazione della posizione:


( GRAFICO DELLA DISPERZIONE SPAZIALE - Un indice di dispersione (o indicatore di dispersione), serve per descrivere sinteticamente una distribuzione statistica quantitativa, e in modo particolare la misura con la quale i suoi valori sono distanti da un valore centrale (identificato con un indice di posizione, solitamente media o mediana).

Weywot

Il satellite di nome Weywot ha un diametro stimato in circa 81 km, con una magnitudine assoluta di (H +8,3).
Orbita a 14.500±800 km da Quaoar in 12.438±0.005 giorni, con un'eccentricità di 0.14±0.04.
L'inclinazione della sua orbita è di 14±4°.
Non sappiamo il periodo di rotazione ma si ritiene sincrono.
Ha un'albedo simile a Quaoar e il suo colore marrone è dato forse da collisioni con frammenti di Quaoar, che nel processo hanno formato il mantello di ghiaccio.
Dalle immagini di scoperta ACS originali, la luminosità apparente frazionata di Weywot rispetto a Quaoar era dello 0,6% (Brown 2008 ). Dalle immagini WFPC2, Weywot è risultato essere all'incirca 5 mag più debole di Quaoar, in accordo con le immagini ACS. Ciò implica un rapporto di dimensione di circa 12: 1 e un rapporto di massa di ~ 2000: 1 .


L'orbita di Weywot è difficile da spiegare con una genesi collisionale. Le eiezioni  formano dischi da cui un satellite potrebbe aggregarsi. Il satellite si evolve quindi verso l'esterno su un'orbita circolare piuttosto che su un'orbita ellittica come quella di Weywot.
L'orbita di Weywot potrebbe, tuttavia, essere spiegata se un altro satellite di massa simile fosse esistito una volta intorno a Quaoar. Le interazioni dinamiche potrebbero consentire ai due satelliti di disperdersi l'un l'altro, collocando Weywot sulla sua attuale orbita eccentrica e rimuovendo il secondo satellite dal sistema. Effettivamente, una stima dell'ordine di grandezza (Goldreich & Peale) implica che il tempo necessario a rendere circolare l'orbita di Weywot è approssimativamente quello dell'età del sistema solare, il che implica che, se imperturbato, una volta che Weywot si trova su un'orbita eccentrica, rimarrà in questo modo . Data l'esistenza di altri binari di Kuiper Belt formati collettivamente, questo meccanismo di formazione sembra plausibile.
( In grafico, la determinazione dell'orbita di Weywot ).
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Orco e Vanth

Orco
E' un grande plutino in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno di circa 910 km. (originariamente conosciuto con la designazione provvisoria di 2004 DW) è un corpo celeste appartenente alla Fascia di Kuiper (KBO).

Scoperta:
Fu scoperto il 17 febbraio 2004 da Michael E. Brown del California Institute of Technology, Chad Trujillo dei Telescopi Gemini e David Lincoln Rabinowitz dell'Università di Yale.
Le immagini della scoperta di questo oggetto furono acquisite il 17 febbraio 2004. Ma il corpo celeste è stato identificato successivamente in alcune immagini fotografiche in archivio risalenti all'8 dicembre 1951.

Fotogrammi della scoperta ).


Parametri orbitali:
L'orbita di Orco è di 246,94 anni a 39,359 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,2212, simile a quella di Plutone, ma con un orientamento diverso, e presenta un'inclinazione orbitale di 20,58242° rispetto all'eclittica.
(entrambi gli oggetti hanno il perielio al di sopra dell'eclittica).
Le simulazioni del Deep Ecliptic Survey (DES) mostrano che nei prossimi 10 milioni di anni Orco può acquisire, grazie alle interazioni gravitazionali, una distanza del perielio (q-min) che può ridursi fino a 27,8 UA.

Risonanza:
Ogni 14.000 anni Orco viene a trovarsi a 18 UA da Nettuno.
Per via della sua risonanza 2:3 con Nettuno, Orco e Plutone vengono a trovarsi in posizioni opposte, per questo Orco è detto "anti-Plutone".


Dati fisici:
Orco ha un diametro di circa 910+50
−40
 km oppure 917±25 km a seconda degli studi differenti, con una magnitudine assoluta (H) di 2.31±0.03 ed un'albedo superficiale di 0.231+0.018
−0.011
.


Le masse dei due corpi sono state determinate dallo studio dell'orbita del satellite e risultano essere di 0,000097 Mt per Orco e di 0,000011 Mt per Vanth, per una densità di 1,53 kg/dm3.
Orco riceve dal Sole un energia di 0,88 W/m2.

Flusso termico analizzato con i dati dei telescopi spaziali SPITZER ed HERSCHEL ).

Il periodo di rotazione del primario non è conosciuto con certezza, diverse indagini fotometriche hanno prodotto risultati diversi. Alcuni mostrano variazioni di ampiezza bassa con periodi che vanno da 7 a 21 ore, mentre altri non mostrano alcuna variabilità. Tuttavia, il valore ottenuto da Ortiz et al., di circa 10,5 ore, sembra essere quello più probabile (ha determinato un possibile periodo di rotazione di 10,08 +/- 0,01 h per Orco con un'ampiezza di 0,04 +/- 0,02 magnitudini), considerando solo un picco singolo.. I poli rotazionali di Orco probabilmente coincidono con i poli orbitali della sua luna, Vanth. Ciò significa che Orco è attualmente visto in direzione del suo polo, fatto che potrebbe spiegare la quasi assenza di qualsiasi modulazione rotazionale della sua luminosità.
Altri studi riportano il valore di 13,188 h.

Curve di luce - varie ipotesi dalla più probabile fino alla meno ).



Superficie:
In foto ricostruzione artistica, in base ai dati spettrali ).

Lo spettro di Orco fu rivisitato da de Bergh et al. (2005). Essi notano l'unicità dello spettro a causa del suo spettro visibile quasi neutro e i suoi relativamente forti righe di assorbimento del ghiaccio d'acqua che ricordano Caronte. Trujillo et al. (2005) hanno modellato uno spettro di Orco con ghiaccio d'acqua e poi calcolato il residuo sottraendo il modello e confrontato con il metano e hanno trovato un rilevamento entro un limite di (sigma3). Hanno trovato che la frazione di superficie massima più adatta a tale ipotesi di ghiaccio d'acqua è del 50% +/- 16%.
Una riga di assorbimento di 2,2 micron è stata rilevata per la prima volta da Barucci et al. (2008) in ottimi dati segnale-rumore che potevano essere attribuiti a NH3 o metano idratati. Hanno poi rilevato la riga di assorbimento a 1,65 micron che indica la presenza di ghiaccio d'acqua nella forma cristallina, e modellato lo spettro ipotizzando un 32% ghiaccio d'acqua (compresi sia cristallino e amorfo), 5% ammoniaca diluito nel ghiaccio d'acqua, e 63% di un componente blu neutralmente assorbente per riprodurre la tendenza complessiva al blu nelle lunghezze d'onda del vicino infrarosso. Hanno scoperto che l'Ammoniaca è probabilmente il componente principale che crea l'assorbimento a 2,2 micron, anche se piccole quantità di metano non possono essere escluse. Questa riga di assorbimento è stata anche provvisoriamente riportata a 2,23 micron da Cook et al. (2007), che hanno suggerito che potrebbe essere dovuto a una miscela di puro ghiaccio di ammoniaca e ammoniaca idrato.
Le varie ipotesi per mantenere questa composizione superficiale prevedono un continuo rinnovamento, che potrebbe essere spiegato da criovulcanismo, generato dal calore prodotto dalle maree causate da Vanth , un'altra possibilità è che l'irradiazione non è così efficiente come ci aspettiamo.


Nei grafici i risultati spettrali alle varie lunghezze d'onda wavelength ).

Vanth

Osservazioni compiute dal Telescopio Spaziale Hubble dal 13 novembre 2005 in poi, hanno permesso di scoprire un satellite orbitante attorno a Orco.
La scoperta è avvenuta ad opera di Mike Brown e T.A. Suer.
La scoperta del satellite di Orco venne riportata come IAUC 8812 il 22 febbraio 2007.
Il satellite così scoperto venne inizialmente indicato con la designazione provvisoria S/2005 (90482) 1; successivamente gli è stata data la designazione ufficiale di Vanth come la divinità Etrusca degli inferi, nome suggerito per la prima volta da Sonya Taaffe.
Un'occultazione stellare ha determitato un diametro di circa 442 km, ponendo che sia sferico. Analisi spettrali indicano che la sua superficie possiede un albedo di 0,08, ben tre volte più scuro di Orco.
La sua orbita è quasi circolare, con un'eccentricità orbitale di 0,0036, un periodo orbitale di 9,5406 giorni e una distanza di appena 9030 ± 20 km da Orco.
Il baricentro del sistema binario si trova appena fuori dalla superficie di Orco.
Vanth non assomiglia a satelliti collisionali noti perché il suo spettro è molto diverso da quello del suo primario e potrebbe essere un KBO catturato.

Le occultazioni 
stellari di Vanth:
La prima è stata il 3 gennaio 2014 in Giappone e si tratta comunque di un risultato eccezionale, essere riusciti a cogliere l'occultazione stellare di un satellite di un corpo nella fascia di Kuiper.
Però indicativamente, essendo una sola traccia, dice ben poco, in quanto data l'incertezza che ancora persiste sull'orbita di Vanth non possiamo dire in realtà dove passa questa traccia rispetto al centro del satellite, resta ovvio che è una traccia marginale, e non sappiamo se sopra o sotto, quindi non conferma ne smentisce le attuali ipotesi delle sue reali dimensioni.

Nei due grafici, sopra e sotto, vi sono riportati i risultati dell'occultazione stellare di Vanth il satellite del candidato a pianeta nano Orco, ottenuti in Giappone il 3 gennaio 2014 ).

La seconda occultazione è del 7 marzo 2017.
Sono state fatte osservazioni in cinque siti nel Nord e nel Sud America. Sono state scattate immagini ad alta velocità e a lunghezza d'onda visibile in tutti i siti, oltre alle immagini simultanee in banda K in un punto. Occultazioni del corpo solido sono state osservate da due siti. La ricostruzione post-evento ha suggerito un'occultazione di due diverse stelle osservate da due diversi siti. Il follow-up, l'imaging delle macchioline all'Osservatorio Gemini ha rivelato una seconda stella, che ha verificato che il corpo occulto in entrambi i casi era il satellite di Orco, Vanth.
I due rilevamenti di accordi singoli, con un ritardo di temporizzazione anomalo in un unico accordo, hanno una lunghezza di 291 +/- 125 km e 434,4 +/- 2,4 km.
Le osservazioni, combinate con una mancata rilevazione in un sito vicino, da consentire un vincolo stretto, forniscono un risultato di 443 +/- 10 km per la dimensione di Vanth (supponendo che sia sferico).
L'occultazione è stata rilevata a una distanza in proiezione di 5040 km da Orco.



LINK : https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1810/1810.08977.pdf 
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SCHEDA RIASSUNTIVA PER ORCO E VANTH:
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Salacia e Actaea

Salacia

E' un oggetto cubewano della fascia di Kuiper di natura binaria.

Dati fisici:
Salacia ha un diametro di circa 854 km con una massa di 0,0000705 Mt ed una densità di 1,26 kg/dm3.
Albedo 0.044±0.004, quindi molto scuro.
Ha un periodo di rotazione di 6,09 h , con una curva di luce con poche variazioni, che fanno ipotizzare una forma del pianetino, tendenzialmente sferoidale, in modo da poterlo inserire tra i pianeti nani.

Parametri orbitali:
Scoperto nel 2004, è un oggetto non risonante con Nettuno e presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 41,947 UA e da un'eccentricità di 0,1097, inclinata di 23,92700° rispetto all'eclittica con un periodo di rivoluzione di 271,68 anni.
Passa da un perielio di 37,346 UA , fino dal un afelio di 46,548 UA.
Riceve una radianza, mediamente, di 0,77 W/m2.

( Nel grafico le due viste dell'orbita di Salacia, Top da sopra e Side di lato ).

( Nel grafico la disperzione spaziale in arcsec - Un indice di dispersione (o indicatore di dispersione) serve per descrivere sinteticamente una distribuzione statistica quantitativa, e in modo particolare la misura con la quale i suoi valori sono distanti da un valore centrale (identificato con un indice di posizione, solitamente media o mediana ).

Struttura Interna e superficie:
La massa totale del sistema Salacia – Actaea è (4.38 ± 0,16) × 1020 kg, di cui circa 96% dovrebbe essere per Salacia, determinato dai diametri relativi. Salacia è abbastanza grande che è improbabile che abbia una porosità significativa ed è probabilmente differenziata in un nucleo roccioso (con una densità 2.77 – 3.66 g/cm3) che può avere il 0,4 – 0,65 del diametro totale di Salacia se il suo mantello di ghiaccio d'acqua non è poroso, e di 0,45 mentre sarebbe lo 0,7 del suo diametro totale se il suo mantello ha una porosità del 10%.
Con una magnitudine assoluta (H +4.476±0.013) , Salacia ha l'albedo di 0.044±0.004 e la densità più bassi conosciuti di qualsiasi grande oggetto trans-nettuniano conosciuto. Lo spettro infrarosso di Salacia è quasi privo di righe di assorbimento, indicando che l'abbondanza di ghiaccio d'acqua sia inferiore al 5% sulla superficie.
L'ampiezza della sua curva di luce è solo del 3% , testimoniando ulteriormente la sua uniformità.

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L'analisi del modello termico:
Per l'analisi dei parametri di Diametro ed albedo, Salacia è stata studiata tramite le osservazioni del telescopio spaziale Spitzer, Che ha fornito i seguenti risultati elencati nei grafici postati qua sotto.

( Nelle immagini a lato le riprese dello SPITZER, rispettivamente, a 24 nanometri a sinistra e a 70 nanometri a destra ).

Questo studio, ha dato una probabilità statistica, con dimensioni maggiori di quelle attualmente accettate, comunque i valori di Diametro ed albedo di Salacia rientrano nella zona del grafico di massima probabilità, come riportato dai segni rossi nel grafico qui sotto:

( I segni rossi riportano i valori attualmente ritenuti più plausibili di diametro ed albedo ).


 
( I risultati del modello Termofisico per Salacia. Albedo (pannelli superiori) e diametro
(pannelli inferiori) rispetto all'inerzia termica e per i periodi di rotazione.
il periodo probabile (3 h: pannelli di sinistra, 20 h: pannelli a destra).

Anche la griglia dei modelli ha incluso due ipotesi per la latitudine sub-solare: 0 (linee solide) e 40
(linee tratteggiate).

La rugosità superficiale è stata consentita per variare da una superficie liscia (senza ruvidità: linee nere), bassa ruvidità (linee rosse), ruvidità nominale (linee verdi) e molto ruvida (linee blu) ).

L'analisi di Herschel:

Mentre l'analisi effettuata con il telescopio spaziale HERSCHEL con lo strumento PACS che analizza le bande BLU (70 nanometri) - VERDE (100 nanometri) - ROSSO (160 nanometri) , ci ha consegnato i seguenti risultati:
F70 = 30,0 +/- 1,2 . F100 = 37,8 +/- 2.0 . F160 = 28,1 +/- 2,7 .
I risultati sono riportati nel grafico sottostante.

( Nel grafico l'analisi spettrale di Herschel in nero, confrontata con quella di Spitzer in grigio ).
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FONTE DATI:
Johnston archive http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-120347.html
Icarus http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/download?doi=10.1.1.398.6675&rep=rep1&type=pdf
Southwest Research Institute http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/120347.html
Jet Propulsional Laboratory http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2120347
Minor Planet Center http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K09/K09R09.html
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Satellite:
Analizzando immagini riprese dal telescopio Hubble (vedi foto sotto), è stato individuato nel 2006 un satellite che ha ricevuto la designazione provvisoria di S/2006 (120347) 1 , per poi essere ribattezzato Actaea.

( Il sistema di Salacia è stato osservato da Hubble in due programmi separati. Il primo è stato nel ciclo 14 programma 10514, che ha esaminato 68 TNO ricerca di binari. Questo programma ha ottenuto 4 immagini con filtro chiaro del sistema utilizzando la fotocamera ad alta risoluzione (HRC) della fotocamera avanzata per i sondaggi (ACS; Ford et al., 1996), che conduce alla scoperta iniziale del satellite (Noll et al., 2006).
Ulteriori osservazioni di follow-up sono state ottenute tramite il Ciclo 16 programma 11178, utilizzando la (WFPC2; Mcmaster 2008) per lo più con il filtro F606W (un filtro a banda larga con
lunghezza d'onda centrale 606 nm). Abbiamo ottenuto un'osservazione finale del sistema utilizzando lo strumento NIRC2 con ottiche adattive a stella guida laser (le Mignant et al., 2006) al telescopio W.M. Keck, in banda H. Le immagini di esempio sono mostrate nell'immagine superiore
).

Actaea

Dati fisici.
Il satellite ha un diametro di 286±35 km pari a circa un terzo di quello della componente principale per cui è stato stimato un diametro di 854±45 km, ed una massa di 0,00000283 Mt. (circa il 4% del sistema).
La densità quindi è stimata essere di 1,16 kg/dm3.
Ha una magnitudine assoluta di (H +6.850±0.053).

Parametri orbitali.
In termini di rapporto del semiasse maggiore al raggio della sfera di Hill, a/rH, (120347) Salacia-Actaea è il sistema binario più stretto dei TNO con un'orbita conosciuta.
Il satellite orbita ad una distanza di circa 5.619 ± 87 km, impiegando circa 5,49 giorni (5.49380 ± 0.00016), per completare una rivoluzione con un'eccentricità di 0,0084 ± 0.0076.
Non conosciamo il periodo di rotazione, anche se è probabile che sia sincrono .

( Nel grafico il piano orbitale è ricostruito dalle posizioni riprese nelle immagini dell'Hubble ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI SALACIA:
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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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(307261) 2002 MS4

( Immagine dell'HUBBLE SPACE TELESCOPE ).

Introduzione:
2002 MS4 è un grande oggetto classico (Cubewano), quindi con un'orbita non risonante con Nettuno, della fascia di Kuiper, attualmente il più grande nel sistema solare senza un nome, dopo che (225088) 2007 OR10 è stato nominato Gonggong, anche se 2018 VG18 potrebbe essere più grosso.
2002 MS4 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 ).

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 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:
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 di726 ± 123 km , mentre il team di Herschel ritiene che abbia un diametro di 934 ± 47 km, che lo renderebbe uno dei 10 TNO più grandi attualmente conosciuti e abbastanza grande da essere considerato un pianeta nano nell'ambito del progetto di proposta del 2006 dell'IAU.
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 multicorda osservata in Europa e soprattutto in Italia, del 8 agosto 2020 ha fornito un preliminare dato 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 più di 800 km.

Occultazione dell'8 agosto 2020 ).

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 arrivera al perielio circa nel 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 - 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:
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Corpi più piccoli di particolare interesse:
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(38628) Huya

Scoperta:
38628 Huya è un TNO, scoperto nel marzo 2000 da Ignacio Ramón Ferrín Vázquez, la cui scoperta è stata resa nota il 24 ottobre dello stesso anno.
All'epoca della scoperta, Huya era il più grande oggetto transnettuniano mai individuato.
L'Unione Astronomica Internazionale lo ha battezzato come Huya, divinità sudamericana della pioggia, nell'agosto 2003, ed in precedenza era noto tramite la designazione provvisoria 2000 EB173.

Dati fisici:
Il telescopio spaziale Spitzer ha stimato che Huya abbia un diametro di circa 530 chilometri con un basso albedo di circa 0,05.
La successiva terminazione, basata su una combinazione di misurazioni di Spitzer ed Herschel, ha prodotto una dimensione più piccola di 458,7 ± 9,2 km. Quindi dato che Huya è un'asteroide binario, il diametro primario è stimato a 406 ± 16 km, con un albedo di 0.083 ± 0.004.
Il suo periodo di rotazione è di 5,28 h.

( Nel grafrico l'analisi della densità di flusso, funzionale alla determinazione del diametro ).

Superficie:
Huya ha uno spettro di riflettanza moderatamente inclinato verso il rosso nel visibile e nel vicino infrarosso, suggerendo una superficie ricca di materiale organico come le toline.
C'è un'ampia caratteristica riga di assorbimento vicino a 2 micron, che probabilmente appartiene al ghiaccio d'acqua oppure a del materiale alterato per l'acqua.
Ulteriori caratteristiche di assorbimento possono essere presenti vicino a 0,6–0,8 micron, che possono essere causati da silicati anidri alterati dall'acqua.
I suoi indici di colore sono : B−V=0.95 ± 0.05 // V−R=0.57 ± 0.09.

( Tabella delle osservazioni fotometriche ).

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 39,794 UA con un'orbita che spazia da 28,536 UA al perielio, fino ad un afelio di 51,052 UA, quindi con un'eccentricità orbitale di 0,2829 , mentre l'inclinazione è di 15,466° rispetto all'eclittica.
Percorre la sua orbita in 251,03 anni (91.690 giorni).
Huya è attualmente a 28.5 UA dal Sole, ed è arrivato al perielio nel dicembre 2014. Ciò significa che attualmente si trova all'interno dell'orbita del pianeta Nettuno.
Huya sarà più vicino al Sole di Nettuno fino al luglio 2029 circa.
Le simulazioni del Deep Ecliptic Survey (DES) mostrano che, nei successivi 10 milioni di anni, Huya può acquisire una distanza del perielio (qmin) , fino a 27,28 UA.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Satellite:

Scoperta:
Un satellite, riportato nella circolare 9253 IAU del 12 luglio 2012, è stato scoperto da Keith S. Noll, William M. Grundy, Hilke E. Schlichting, Ruth Murray-Clay e Susan D. Benecchi tramite l' Hubble Space Telescope con le osservazioni ottenute il 6 maggio 2012 e confermate nel riesame di immagini dell' Hubble dal 30 giugno al 1 luglio 2002.

Dati:
Ha un diametro stimato di 213 ± 30 km. e una separazione di 1.800 chilometri dal primario.
La sua designazione provvisoria è S/2012 38628 Huya 1.

( Diagramma del sistema in scala ).
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(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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Elenco link di altri corpi interessanti della fascia di Kuiper:
(181708) 1993 FW , 2004 EW951996 TO66 , 2014 OS393 , 2014 PN702014 MT69 , (15789) 1993 SC , (24835) 1995 SM55 , 66652 Borasisi , 79360 Sila-Nunam , 88611 Teharonhiawako , 148780 Altjira , 341520 Mors-Somnus , (385185) 1993 RO , 385446 Manwë , 420356 Praamzius , (470308) 2007 JH43 ,(523671) 2013 FZ27 , ecc.
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A cura di ANDREOTTI ROBERTO, leggi anche:


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