CAPITAN FUTURO: SEDNA e SEDNOIDI, NUBE DI OORT, CONFINI e CORPI INTERSTELLARI. by Andreotti Roberto.

SEDNA e SEDNOIDI, NUBE DI OORT, CONFINI e CORPI INTERSTELLARI. by Andreotti Roberto.

________________________________________________________________
________________________________________________________________
Aggiornato al 13/10/2020

La Regione più lontana

Il punto in cui pensiamo possa terminare il sistema solare e inizia lo spazio interstellare non è definito con precisione, poiché i suoi confini possono essere tracciati tramite due forze distinte: il vento solare o la gravità del sole.
Il limite esterno tracciato dal vento solare giunge a circa quattro volte la distanza Plutone-Sole; questa eliopausa è considerata l'inizio del mezzo interstellare.
Tuttavia, la sfera di Hill del Sole, ovvero il raggio effettivo della sua influenza gravitazionale, si ritiene si possa estendere fino a un migliaio di volte più lontano.
___________________________________________________

2017 MB7

''Quello che arriva più lontano''
Attualmente tra i corpi conosciuti quello che si spinge più lontano di tutti, fino ad un afelio di 6081,84 UA è l'asteroide inusuale 2017 MB7 , con un periodo di rivoluzione di 167.878 anni.
Il suo perielio si trova al limite esterno della fascia principale a 4,4562 UA e quindi ne deriva un'eccentricità di 0,9985 , elevata è anche la sua inclinazione orbitale rispetto all'eclittica pari a 55.718°.
Le sue dimensioni invece sono molto contenute, a seconda delle varie ipotesi, vanno da 6 a 8 km soltanto, con una magnitudine assoluta (H) di +14,156.

( Grafico dell'orbita solo nei pressi di circa 100 UA - dal JPL ).
___________________________________________________

Eliosfera, Eliopausa
ed Elioguaina

L'entrata dei Voyager nell'elioguaina.

L'eliosfera è divisa in due zone distinte.

Il vento solare viaggia ad una velocità di circa 400 km/s fino a quando non attraversa il cosiddetto termination shock, che si trova tra 80 e 100 UA dal Sole in direzione sopravvento, e fino a circa 200 UA dal Sole sottovento. (del mezzo interstellare).
Qui il vento rallenta drasticamente, aumenta di densità e temperatura e diviene più turbolento, formando una grande struttura a forma di uovo, conosciuta con il nome di elioguaina (in inglese heliosheath), la quale pare che si comporti come la coda di una cometa, e si estende verso l'esterno per altri 40 UA sul lato sopravvento, mentre si estende molto meno nella direzione opposta.
Entrambe le sonde Voyager 1, nel 2004, e Voyager 2, nel 2007, hanno superato il termination shock e sono entrate nell'elioguaina, e distano rispettivamente nel 2017, 127 e 104 UA dal Sole.
Dopo l'attraversamento del termination shock, il vento solare continua a fluire fino a raggiungere il limite esterno dell'eliosfera, l'eliopausa, oltre la quale inizia il mezzo interstellare, anch'esso pervaso di plasma.
La forma del limite esterno dell'eliosfera è probabilmente influenzata dalla dinamica dei fluidi determinata dalle interazioni con il plasma del mezzo interstellare, nonché dal campo magnetico solare, prevalentemente a sud. Al di là dell'eliopausa, a circa 230 UA, nel plasma interstellare si forma un'onda d'urto stazionaria (bow shock), dovuta al moto del Sole attraverso la Via Lattea.

Nel 2012 la sonda spaziale Voyager 1, lanciata dalla NASA, ha attraversato l'eliopausa, scoprendo che è il "confine del sistema solare", quindi possiamo dire che il campo magnetico del Sole ha come limite questo punto dallo spazio interstellare.
Osservando le varie oscillazioni dell'ago della bussola interna della sonda si è appreso che col passare dei tempi molteplici strati magnetici del Sole si sono accumulati e perfino intrecciati tra loro, creando bolle magnetiche.
L'eliopausa è molto importante per la nostra stessa sopravvivenza, poiché, con l'enorme energia magnetica accumulata nel tempo, ci protegge da nocivi raggi cosmici.
Una squadra finanziata dalla NASA ha sviluppato il concetto di una "Vision Mission" dedicato all'invio di una sonda nell'Eliosfera.

Voyager 1 ha superato l'eliopausa intorno al 25 agosto 2012 a una distanza di 121,7 UA dal sole.
I dispositivi di misurazione hanno registrato un drammatico calo della velocità di conteggio delle particelle solari di oltre un fattore di 100 e un aumento significativo della radiazione cosmica ad alta energia.
Voyager 2 ha raggiunto dell'eliopausa il 5 novembre 2018 ad una distanza di 119,0 AE. Lo spettrometro al plasma ha registrato un forte calo della velocità delle particelle solari.
Nella direzione radiale (fuori dal sistema solare) il vento solare è stato fermato completamente.

( Nel grafico qui sotto in evidenza il passaggio nel mezzo interstellare tra 118 e 122 UA ).

La forma dell'Eliosfera:
Pare che il sistema solare sia circondato da un enorme campo magnetico di forma sferica dovuto alla presenza del Sole. A suggerirlo sono i dati raccolti dalla missione Cassini, dalle due sonde Voyager e dal satellite Interstellar Boundary Explorer (Ibex).

I risultati sono in contraddizione con la teoria attualmente più accreditata, secondo cui la magnetosfera solare ha una forma oblunga, simile alla scia di una cometa.
Il colpevole sarebbe il campo magnetico interstellare, molto più intenso di quanto previsto.
Per oltre 50 anni il dibattito circa la forma di questa struttura ha favorito l’ipotesi di una bolla di forma allungata, con una testa arrotondata e una coda.
I nuovi dati coprono un intero ciclo di attività solare (11 anni circa) e mostrano che la realtà potrebbe essere molto diversa: l’eliosfera sembra avere entrambe le estremità arrotondate, assumendo una forma quasi sferica.

Oltre a esplorare Saturno e il suo sistema di anelli e satelliti, la sonda Cassini ha studiato anche il comportamento del vento solare, indagando in particolare ciò che accade alle sue estremità. Quando le particelle cariche provenienti dal Sole incontrano gli atomi di gas neutro del mezzo interstellare, lungo la vasta area di confine chiamata eliopausa, possono avvenire scambi di cariche, e alcuni atomi possono essere spinti verso il sistema solare e venire misurati da Cassini.
Poiché le particelle che compongono il vento solare viaggiano a velocità pari a frazioni della velocità della luce, i loro tragitti dal Sole all’eliopausa richiedono anni. Con il variare del numero di particelle, ovvero con la modulazione dovuta all’attività solare, occorrono anni perché questa si rifletta nella quantità di atomi misurati da Cassini.
I dati recenti hanno mostrato qualcosa di inaspettato: le particelle provenienti dalla “coda” dell’eliosfera riflettono i cambiamenti del ciclo solare in modo molto simile a quelle provenienti dalla sua “testa”.

I dati raccolti dalle sonde Voyager hanno inoltre mostrato che il campo magnetico interstellare è più intenso rispetto alle stime fornite dai modelli. Questo significa che la forma arrotondata dell’eliosfera potrebbe essere dovuta all’interazione del vento solare con questo campo magnetico, che spingerebbe l’eliopausa verso il Sole. La struttura dell’eliosfera svolge un ruolo importante nel modo in cui le particelle provenienti dallo spazio interstellare, chiamate raggi cosmici, raggiungono il sistema solare interno, arrivando fino alla Terra.

APPROFONDIMENTO TECNICO:
http://www.treccani.it/enciclopedia/vento-solare-ed-eliosfera_(Enciclopedia-del-Novecento)/

Attraverso le misurazioni dei Voyager 1 e 2 , abbiamo misurato le diverse reazioni dello spazio interstellare al vento solare:
I veicoli spaziali Voyager 1 e 2 hanno, per la prima volta, studiato l’area esterna del Sistema Solare, nota anche come la regione dell’Eliosfera.
Tali misurazioni hanno consentito agli scienziati di calcolare la ''pressione'' esercitata dallo spazio esterno su questa vasta zona, attraverso l’attività Solare.
In pratica la nostra stella rilascia periodicamente esplosioni di particelle, note anche come espulsioni di massa coronale, che viaggiano nello spazio fino a raggiungere l’Eliosfera, dove si fondono in un unico ”fronte” che crea in pratica una gigantesca bolla magnetica. Appena uno di questi flussi ha raggiunto l’eliosfera nel 2012, ed è stata individuata da Voyager 2.
L’onda ha causato la riduzione temporanea del numero di raggi cosmici galattici, ovvero le radiazioni provenienti dallo spazio profondo rivelate dalla sonda.

Quattro mesi dopo, abbiamo visto una riduzione analoga delle osservazioni da parte del Voyager 1, che si trova proprio oltre il confine del Sistema Solare, nello spazio interstellare.
Conoscere la distanza tra i veicoli spaziali e la loro posizione, ha permesso di calcolare la pressione di radiazione nell’eliosfera e la diversa mutazione di tali raggi cosmici galattici nelle diverse zone in cui viaggiavano i veicoli spaziali.
Se nell’area di Voyager 2 che si trova ancora all’interno dell’eliosfera, la densità di raggi cosmici è diminuita in tutte le direzioni, per il Voyager 1,che ormai si trova al di fuori del Sistema Solare, abbiamo notato una diminuzione dei soli raggi cosmici galattici che viaggiavano perpendicolari al campo magnetico in quella regione.
Questa asimmetria suggerisce che qualche fenomeno accade mentre l’onda attraversa il confine del Sistema Solare. Ma il perché di questo cambiamento nei raggi cosmici tra la parte interna ed esterna dell’eliosfera rimane tuttora un mistero. Tenendo presente che il Voyager 2 si trovava nell’eliosfera e che il Voyager 1 era già fuori dal Sistema Solare, gli esperti collegano la differenza osservata a un tipo di fenomeno, ancora sconosciuto, che si produce nel momento in cui l’onda attraversa il limite del Sistema Solare.
Ulteriori studi sono in atto per comprenderne le dinamiche.

New Horizons conferma che il vento solare rallenta più lontano dal Sole:
La ricerca potrebbe aiutare a prevedere quando i veicoli spaziali attraverseranno lo shock di terminazione.
Le misure prese dallo strumento Solar Wind Around Pluto (SWAP) a bordo del veicolo spaziale New Horizons della NASA stanno fornendo importanti nuove intuizioni da alcune delle aree più lontane mai esplorate. In un articolo pubblicato di recente su The Astrophysical Journal, gli scienziati di New Horizons mostrano come il vento solare - il flusso supersonico di particelle cariche espulso dal Sole - si evolva a distanze crescenti dal Sole.
"In precedenza, solo le missioni Pioneer 10 e 11 e Voyager 1 e 2 hanno esplorato il sistema solare esterno e l'eliosfera esterna, ma ora New Horizons lo sta facendo con strumenti scientifici più moderni", ha affermato Heather Elliott, scienziata del Southwest Research Institute, vice investigatore principale dello strumento SWAP e autore principale dell'articolo. "L'influenza del nostro Sole sull'ambiente spaziale si estende ben oltre i pianeti esterni e SWAP ci sta mostrando nuovi aspetti di come l'ambiente cambia con la distanza."

Il vento solare riempie una regione di bolle simile allo spazio che abbraccia il nostro sistema solare, chiamato eliosfera. A bordo di New Horizons, SWAP raccoglie misurazioni quotidiane dettagliate del vento solare e altri componenti chiave chiamati "ioni di raccolta interstellare" nell'eliosfera esterna. Questi ioni di raccolta interstellare vengono creati quando materiale neutro proveniente dallo spazio interstellare entra nel sistema solare e viene ionizzato dalla luce del sole o dalle interazioni di scambio di carica con gli ioni di vento solari.
Il viaggio che New Horizons sta compiendo attraverso l'eliosfera esterna contrasta con quello di Voyager poiché questo ciclo solare è mite rispetto al ciclo solare molto attivo esplorato durante il passaggio di Voyager attraverso l'eliosfera esterna. Oltre a misurare il vento solare, SWAP è estremamente sensibile e misura simultaneamente i bassi flussi di ioni di raccolta interstellare con una risoluzione temporale senza precedenti e un'ampia copertura spaziale. Attualmente, New Horizons è l'unico veicolo spaziale nel vento solare oltre Marte e, di conseguenza, l'unico veicolo spaziale che misura l'interazione tra il vento solare e il materiale interstellare nell'eliosfera esterna.

Mentre il vento solare si sposta più lontano dal Sole, incontra una quantità crescente di materiale dallo spazio interstellare. Quando il materiale interstellare viene ionizzato, il vento solare raccoglie il materiale e, i ricercatori hanno teorizzato, rallenta e riscalda in risposta. SWAP ha ora rilevato e confermato questo effetto previsto.
Il team SWAP ha confrontato le misurazioni della velocità del vento solare di New Horizons da 21 a 42 unità astronomiche con le velocità a 1 UA di entrambe le navicelle spaziali Advanced Composition Explorer (ACE) e Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO). (Un'unità astronomica, o UA, è uguale alla distanza tra il Sole e la Terra.) A 21 UA, sembrava che SWAP potesse rilevare il rallentamento del vento solare in risposta alla raccolta di materiale interstellare. Tuttavia, quando New Horizons ha viaggiato oltre Plutone, tra 33 e 42 UA, il vento solare ha misurato il 6-7% più lentamente rispetto alla distanza di 1 UA, confermando l'effetto.

Oltre a confermare il rallentamento del vento solare a grandi distanze, la variazione della temperatura e della densità del vento solare potrebbe anche fornire un mezzo per stimare quando New Horizons si unirà al veicolo spaziale Voyager sull'altro lato dello shock di terminazione, il segno di confine dove il vento solare rallenta a meno della velocità del suono mentre si avvicina al mezzo interstellare. Voyager 1 ha attraversato lo shock di cessazione nel 2004 a 94 UA, seguito da Voyager 2 nel 2007 a 84 UA. Sulla base degli attuali livelli più bassi di attività solare e delle pressioni del vento solare più basse, si prevede che lo shock di terminazione si sia avvicinato al Sole dagli attraversamenti di Voyager.
Estrapolare le attuali tendenze nelle misurazioni di New Horizons indica anche che lo shock di terminazione potrebbe ora essere più vicino di quando è stato intersecato da Voyager. Al più presto, New Horizons raggiungerà lo shock di terminazione a metà del 2020. All'aumentare dell'attività del ciclo solare, l'aumento della pressione probabilmente espanderà l'eliosfera. Ciò potrebbe spingere lo shock di terminazione nella gamma 84-94 AU trovata dal veicolo spaziale Voyager prima che New Horizons abbia il tempo di raggiungerlo.

_____________________________________________________________
_____________________________________________________________

La Nube di Oort

Immagine artistica della fascia di Kuiper e dell'ipotetica nube di Oort.

Secondo la teoria elaborata da Jan Oort, i nuclei delle comete si trovano in una ipotetica di nube di detriti che avvolge il sistema solare. Questi nuclei hanno avuto origine con il sistema solare stesso.
L'ipotetica nube di Oort è una grande massa composta da miliardi di oggetti di ghiaccio che si crede essere la fonte delle comete di lungo periodo e che circondano il sistema solare a circa 50 000 UA (0,93 anni luce), e forse fino a 100 000 UA (1,87 anni luce).
Questa teoria spiega sia l'esistenza attuale delle comete che la continua distruzione delle stesse, nel Sole o nelle collisioni con gli altri pianeti del sistema solare.

Perché la nube di Oort è un'ipotesi:

La presenza della nube di Oort è soltanto ipotizzata poiché non è stato ancora possibile osservarla direttamente con i telescopi, a causa dell'eccessiva lontananza dal Sole è una zona dello spazio molto buia.
La sua esistenza è stata dimostrata soltanto indirettamente studiando il moto delle comete. Pur provenendo da ogni direzione, le comete sembrano seguire tutte una simmetria sferica. Da questa osservazione è possibile dedurre sia l'esistenza della nube di Oort che la sua forma sferoidale.

Si ritiene sia composto di comete che sono state espulse dal sistema solare interno da interazioni gravitazionali con i pianeti esterni.
Gli oggetti della nube di Oort sono molto lenti, e parlare di orbite, che possono avere periodi di decine di milioni di anni, ha poco senso, è più facile che possano essere turbati da eventi rari, ad esempio delle collisioni, dalla forza gravitazionale di una stella di passaggio, o dalla marea galattica, forza di marea esercitata dalla Via Lattea, anche se si trovano nella sfera di influenza del Sole.

( Nello schema la rappresentazione della ipotetica Nube di Oort ).

Una nube diversa da ciò che pensava Oort:
Quando ipotizzarono la Nube di Oort, non sapevano ciò che sappiamo oggi, cioè che ripetute volte altre stelle hanno sfiorato il sistema Solare, e di certo abbiamo la certezza che circa 78.500 anni fa, la piccola Stella di Scholz, accompagnata dalla sua Nana bruna è passata a 0,82 anni luce dal Sole, di sicuro avrebbe sconvolto una buona metà di questa ipotetica nube, e tra 1.280.000 anni la stella Gliese 710 passerà a soli 19.000 UA !!!

Quindi in 5 miliardi di anni , quanti di questi passaggi ci sono stati? Da un semplice calcolo statistico sarebbero circa 3.000 passaggi ravvicinati entro 1 anno luce..... io ritengo molto improbabile l'esistenza di questa Nube originaria, ma invece credo che ci siano dei residuali corpi più relativamente vicini simili a Sedna, e alcuni piccoli nuclei cometari residuali, che periodicamente fanno visita al sistema solare interno.

Sino a non molto tempo fa, si pensava comunemente che la Nube di Oort si fosse formata insieme al disco proto-planetario che circondava il Sole dopo la sua nascita. Tuttavia, i modelli più sofisticati e dettagliati sulla formazione del nostro sistema planetario mostrano che questo enorme inviluppo dovrebbe essere ben diverso da quella che si presume avrebbe circondato il Sole, nel caso in cui la nostra stella si fosse formata in un contesto isolato.

Il Sole potrebbe avere catturato un gran numero di piccoli corpi ghiacciati dalle stelle a cui questi appartenevano quando ancora faceva parte di un ammasso di stelle neonate, creandosi così un proprio enorme inviluppo di nuclei cometari.
si ritiene che il nostro astro si sia formato contestualmente a centinaia di altre stelle strettamente addensate all'interno di una nube di gas.
Questo nuovo modello mostra che successivamente il Sole avrebbe catturato gravitazionalmente una vasta nube di comete man mano che il giovane ammasso stellare si disperdeva.
la Nube di Oort contenga un miscuglio di campioni di materiali provenienti da un gran numero di stelle strette parenti del Sole.
si può concludere che più del 90% delle comete provenienti dalla nube potrebbe avere un'origine extrasolare.

Questa ipotesi spiega ancora meglio i corpi con orbite ad alta inclinazione e quelli con orbite retrograde, oltre alla presenza di asteroidi e comete di cui si ipotizza l'origine extra-solare, come Kamo'oalewa e la cometa Machholz.

______________________________________________________________
______________________________________________________________

SEDNA

Sedna, dal Telescopiospaziale Hubble

Introduzione:
Sedna (506.8 UA) è un grande oggetto simile a Plutone, con un'orbita estremamente ellittica, con un perielio a 76.0917±0.0087 UA e un afelio a circa 936 UA dal Sole (5,4 giorni-luce).
(vedi animazione a lato).

Scoperta:
Sedna è stato scoperto il 14 novembre 2003 da Michael Brown (California Institute of Technology), Chad Trujillo (Osservatorio Gemini) e David Rabinowitz (Università di Yale). Già al momento della scoperta si trovava alla distanza più grande a cui un qualsiasi corpo celeste del sistema solare fosse mai stato osservato.

Parametri orbitali:
Un'orbita così grande, con un semiasse maggiore di 506.8 UA, richiede circa 11.400 anni per il suo completamento, con un'eccentricità di ben 0.85491±0.00029 , ed una inclinazione orbitale di 11,92897° rispetto all'eclittica.
La Radianza specifica varia da 0,235 W/m2 al perielio e cala fino a 0,00157 W/m2 all'afelio dove la luce del Sole impiega circa 5 giorni e mezzo per arrivarvi.

Posizione:

( Posizione sulla volta celeste 2019 ).

Classificazione:
Mike Brown, scopritore dell'oggetto nel 2003, afferma che non può essere parte, ne del disco diffuso e nemmeno della fascia di Kuiper, poiché il suo perielio è troppo lontano per aver subito degli effetti dalla migrazione verso l'esterno dell'orbita di Nettuno.
Brown definisce questa nuova popolazione "nube di Oort interna", che si può essere formata attraverso un processo simile, anche se è molto più vicina al Sole.

Superficie:

Alcune osservazioni hanno evidenziato che Sedna è uno degli oggetti più rossastri del sistema solare, quasi quanto Marte.

( A lato ricostruzione artistica ).

Contrariamente a Plutone e Caronte, Sedna sembra possedere pochissimo metano ghiacciato o ghiaccio d'acqua sulla sua superficie. Chad Trujillo ed altri astronomi dell'Osservatorio Gemini hanno formulato un'ipotesi secondo cui la colorazione particolarmente rossastra della superficie di Sedna potrebbe essere dovuta alla presenza di un fango di idrocarburi, le toline, simile a quello identificato su uno dei centauri, Folo.
Trujillo e colleghi hanno posto limiti superiori nella composizione superficiale di Sedna del 60% per il ghiaccio di metano, e del 70% per il ghiaccio d'acqua. La presenza di metano sostiene ulteriormente l'esistenza di Toline sulla superficie di Sedna, perché sono prodotte dall'irraggiamento del metano. Barucci e colleghi hanno confrontato lo spettro di Sedna con quello di Tritone ed hanno trovato bande di assorbimento deboli appartenenti sia al metano e sia all'azoto. Da queste osservazioni, hanno suggerito il seguente modello della superficie: 24% di Toline tipo Tritone, 7% carbonio amorfo, 10% azoto ghiacciato, 26% metanolo, e 33% di metano. La rilevazione del metano e del ghiaccio d'acqua è stata confermata nel 2006 dalla fotometria a infrarossi del telescopio spaziale Spitzer.
La presenza di azoto sulla superficie suggerisce la possibilità che, almeno per un breve periodo, Sedna possa avere tracce di un'atmosfera tenue. Durante un periodo di 200 anni vicino al perielio, la temperatura massima su Sedna deve superare i − 237,6 ° c, che è la temperatura di transizione tra azoto solido in fase-alfa e la fase-beta osservata su Tritone. A -235°c, la pressione di vapore dell'azoto sarebbe 14 microBar (1,4 Pa o 0,000014 Atm). Il suo andamento spettrale nel rosso profondo è indicativo di alte concentrazioni di materiale organico sulla sua superficie, e le sue bande di assorbimento di metano sono deboli ed indicano che il metano sulla superficie di Sedna è antico, piuttosto che appena depositato. Ciò significa che Sedna è troppo freddo perchè il metano possa evaporare dalla sua superficie e poi ricadere come neve, come accade su Tritone e probabilmente su Plutone.

( Nei grafici i risultati dell'analisi spettrale che hanno permesso di fare alcune ipotesi sulla composizione superficiale di Sedna ).

LINK (EN): https://www.aanda.org/articles/aa/full/2007/16/aa7021-06/aa7021-06.right.html

( Ricostruzione Artistica di un panorama di Sedna, al centro il Sole ed il sistema solare, a sinistra la Via Lattea ).

Struttura:

Dati fisici:

Sedna è molto probabilmente un pianeta nano, anche se la sua forma deve essere ancora determinata con certezza, anche se sembra plausibile che sia in equilibrio idrostatico, e recenti studi ipotizzano un diametro di circa 995 km con un'incertezza di più o meno 80 km (vedi il grafico a lato - thermophysical model), determinato dall'albedo di 0,32 ottenuto da analisi spettroscopiche, e con una magnitudine assoluta di H +1,6.

Attualmente non è determinata la sua massa e quindi pure la densità ( Per adesso ipotizzata a 2,0 kg/dm3 come per lo schema qui a lato ), che vengono solo dedotte da confronti con altri corpi similari.
Attualmente Sedna non ha satelliti noti, la magnitudine limite dell'Hubble (+29), esclude grossi corpi, ma non quelli di pochi km.

Curva di luce:
I risultati dell'analisi della sua curva di luce ci dicono che Sedna ruota su se stesso in 10,273 h.

( SOPRA e SOTTO - le curve di luce ottenute per Sedna ).

Occultazione stellare:
Il 13 gennaio 2013 si è verificata un occultazione stellare con la linea d'ombra che passava su Indonesia, Papua Nuova Guinea, e sulla penisola di Carpentaria in Australia.
In molte zone il cielo risultava coperto e non vi è molta diffusione di osservatori astronomici, tant'è che solo nella cittadina Australiana di Cairns si è effettuata l'unica misurazione, Cairns si trovava a poco più di 505 km dalla linea centrale di occultazione, i dati di Joseph Brimacombe, riportano un calo di luminosità brevissimo, che però danno un idea della reale dimensione di Sedna, che sarebbe poco di più di 1010 km, comunque in linea con l'incertezza della misura di 995±80 km del modello termofisico.

( Sopra la predizione dell'occultazione con la posizione in giallo di Cairns nella penisola Australiana di Carpentaria - Sotto i risultati ottenuti dall'osservazione del fenomeno, a cura di Joseph Brimacombe ).

Approfondimenti (EN):
Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences.

ESPLORAZIONE:
Nel maggio 2018, l'astrofisico Ethan Siegel sostenne pubblicamente la missione di una sonda spaziale per studiare Sedna mentre si avvicina al perielio. Siegel ha caratterizzato Sedna come un bersaglio attraente grazie al suo status di possibile oggetto della nube di Oort interna. A causa del lungo periodo orbitale di Sedna, "non riavremo l'opportunità di studiarlo vicino al sole per molti millenni di nuovo. " Tale missione potrebbe essere facilitata da propulsori a ioni Dual-Stage 4-Grid che potrebbero ridurre considerevolmente i tempi di crociera se alimentati, per esempio, da un reattore a fusione.

SCHEDA RIASSUNTIVA DI SEDNA:

___________________________________________________________
___________________________________________________________

Altri corpi:

I Sednoidi e la nube di Oort interna

Un sednoide è un oggetto transnettuniano con un perielio maggiore di 50 UA e un semiasse maggiore più grande di 150 UA. Solo pochi oggetti sono classificati in questa categoria, 90377 Sedna, 2012 VP₁₁₃ e 2015 TG₃₈₇, ecc. (vedi sotto).
I primi due con un perielio maggiore di 75 UA, mentre il terzo un poco inferiore, ma si pensa ne esistano molti altri.
Questi oggetti si trovano in un'area apparentemente vuota del sistema solare, che parte da 50 UA dal Sole, e non hanno importanti interazioni con gli altri pianeti. Alcuni astronomi, tra cui Scott Sheppard, considerano i sednoidi appartenenti alla nube di Oort interna.
Dopo la scoperta di 2015 TG387 (vedi sotto), Sheppard et al. hanno ipotizzato che esista una popolazione di circa 2 milioni di oggetti, della nube di Oort interna, più grandi di 40 km, con una massa totale di circa 1×10²² kg (più della massa della cintura di asteroidi e circa 77% la massa di Plutone).

Brown ed altri astronomi ritengono che Sedna sia il primo oggetto di una popolazione completamente nuova, che può comprendere gli oggetti elencati qua sotto:
_______________________________________________

2000 CR105

(148209) 2000 CR105, ha un perielio di 44,286 UA (minore del limite che li identifica come sednoidi, ma di poco), ed un afelio di 411,62 UA ne risulta quindi un periodo orbitale di 3.441,69 anni (1.257.076 giorni), con una notevole eccentricità pari a 0,80572.
Inclinazione dell'orbita pari a 22.71773° rispetto all'eclittica.
La sua Magnitudine assoluta H +6,3 indica che non è un grande corpo che possa essere poi definito un pianeta nano, stimato tra 200 e 350 km di diametro.

Dati JPL
Dati MPC

APPROFONDIMENTO, PAGINA IN INGLESE:
Orbit Determination of 2000 CR105

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
______________________________________________________________
______________________________________________________________

2012 VP113

Orbita:
2012 VP113 E' un SDO ed ha un semiasse maggiore di 257,67 UA con un'eccentricità di 0,6878 e un periodo di rivoluzione pari a 4.136,24 anni.

Semiasse maggiore	257.671 UA
eccentricità	0,688
Perielio Afelio	80.424 UA 434.917 UA
Inclinazione del piano orbitale	24,1 °
Longitudine del nodo ascendente	90,7 °
Argomento del perielio	293.6 °
Periodo orbitale siderale	circa 4136,24 anni

Possiede il perielio più distante noto per un oggetto del sistema solare. L'ultimo passaggio è avvenuto attorno al 1979, a una distanza di 80 UA e al momento della scoperta si trovava a 83 UA dal Sole. Sono noti solo altri quattro oggetti del sistema solare aventi perieli superiori a 47 UA : 90377 Sedna (76 UA), 2004 XR190 (51 UA), 2010 GB174 (48 UA) e 2004 VN112(47 UA), ecc. La scarsità di corpi celesti con perieli compresi fra 50 e 75 UA non sembra essere un motivo legato alle osservazioni.

LINK: Sito del JPL.

(sopra, schema dell'orbita).

Classificazione:
2012 VP113 è probabilmente un membro di un'ipotetica Nube di Oort interna. Perielio, argomento del perielio e posizione attuale nel cielo sono simili a quelli di Sedna. Infatti, molti corpi celesti del sistema solare noti, aventi semiasse maggiore superiore alle 150 UA e perieli esterni all'orbita di Nettuno, possiedono argomenti del perielio raggruppati attorno ai 340°.
Il Johnston's Archive lo elenca specificamente come sednoide .

Posizione:

( Autunno 2019 ).

LINK: https://theskylive.com/2012vp113-info

Scoperta ed osservazione:
La scoperta di 2012 VP113 è stata effettuata il 5 novembre 2012 utilizzando il Víctor M. Blanco Telescope da 4 metri del NOAO, installato presso il Cerro Tololo Inter-American Observatory. Per determinare l'orbita e le proprietà superficiali di 2012 VP113 è stato utilizzato il Magellan telescope da 6,5 mt. della Carnegie Institution for Science del Las Campanas Observatory in Cile. Prima di essere annunciata la sua scoperta al pubblico, venne tracciato solamente dal Cerro Tololo Inter-American Observatory (807) e dal Las Campanas Observatory (304).

Dimensioni:
2012 VP113 è un corpo abbastanza grande, con una magnitudine assoluta di H +4,0 si ipotizza un diametro al massimo di circa 700km, ma le enormi distanze non permettono misurazioni precise ed accurate.
Allo stato attuale, si presume che abbia un diametro stimato di circa 571 km; questo valore si basa su una presunta riflettività del 9% e una luminosità assoluta (H) di +4,5 mag .

Superficie:
Si ritiene che la sua superficie abbia una tinta rosa, risultante da variazioni chimiche prodotte dagli effetti della radiazione sull'acqua ghiacciata, sul metano e sul diossido di carbonio.

__________________________________________________________
__________________________________________________________

(541132) LELEAKUHONUA

2015 TG387

Classificazione:
2015 TG387 - Leleakuhonua , è un oggetto trans-nettuniano estremo , dei sednoidi, nella parte più esterna del sistema solare .

Scoperta:
Leleākūhonua è stato osservato per la prima volta il 13 ottobre 2015 al Mauna Kea Observatory ( T09 ), dagli astronomi americani David Tholen , Chad Trujillo e Scott Sheppard durante il loro rilevamento astronomico per oggetti situati oltre la Fascia di Kuiper . La scoperta non ufficiale è stata annunciata pubblicamente il 1° ottobre 2018.
Il sondaggio utilizzava due telescopi principali: per l'emisfero settentrionale, il Subaru Telescope da 8,2 metri con la sua Hyper Suprime Camera presso gli osservatori Mauna Kea, Hawaii, e per l'emisfero australe, il telescopio Blanco di 4 metri e la sua Dark Energy Camera presso l'Osservatorio interamericano di Cerro Tololo in Cile.
Per osservazioni di follow-up per determinare l'orbita dell'oggetto, gli astronomi stanno usando i telescopi Magellan e Discovery Channel .

Nome:
Nel giugno 2020, è stato formalmente chiamato Leleākūhonua, presumibilmente una forma di vita menzionata nel canto della creazione hawaiana , il Kumulipo.

Dati fisici:
Il corpo ha dimensioni stimate di circa 300 km di diametro e risulta il terzo sednoide scoperto, dopo Sedna e 2012 VP113, con una magnitudine assoluta (H) pari a +5,5.
Assumendo un albedo di Bond di 0,15 (ossia che il corpo celeste rifletta nello spazio il 15% della radiazione solare), ci si aspetta un diametro di circa 300 km.
Un'occultazione stellare a corda singola a Penticton, in Canada, il 20 ottobre 2018 ha dato un valore di 220 km di diametro, che può essere usato come valore minimo, in quanto non sappiamo su quale parte del corpo la corda passava, mentre un'altra rilevazione ha dato valore negativo.
I 220 km di diametro minimo corrispondono ad un albedo massimo di 0,21.
Si tratta di un oggetto molto più piccolo di Plutone o anche di Sedna.

LINK : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ab8630/meta

Parametri orbitali:
Attualmente è uno dei corpi celesti più lontani conosciuti, difatti ha un perielio di circa 65,16 UA , (per confronto quello di Sedna è di 76 UA) e un'afelio estremamente lontano, di circa 2106 UA, arrivando ad un'eccentricità orbitale di circa 0,94, con un periodo di rivoluzione di circa 35.760 anni.

Afelio	2106 ± 216 UA
Perielio	65,16 ± 0,21 UA
semiasse-maggiore	1085 ± 111 UA
Eccentricità	0,93997 ± 0,00636
Periodo orbitale	35760 ± 5510 anni
Anomalia media	359,418 °
Moto medio	0° 0^m 0,099^s/giorno
Inclinazione	11,654 °
Longitudine del nodo ascendente	300,780 °
Argomento del perielio	117,778 °

( Grafici dell'orbita - JPL ).

Stabilità:
L’orbita di Leleakuhonua, resta stabile per un arco temporale paragonabile all’età del Sistema Solare, così come resta stabile quella degli altri TNO remoti.
L’orbita di 2015 TG387 è stabile anche se si considerano le perturbazioni gravitazionali dei pianeti noti e resta tale includendo anche le maree galattiche che diventano importanti solo oltre le 1000 UA.

APPROFONDIMENTO:
https://asteroidiedintorni.blog/2018/10/06/the-goblin-una-nuova-sonda-per-la-caccia-a-planet-x/
_________________________________________________________
_________________________________________________________

2000 OO67

Mentre è dibattuta la definizione di:
(87269) 2000 OO67 è un piccolo Oggetto transnettuniano (TNO) di ~28-87 km, scoperto da Deep Ecliptic Survey nel 2000.
Si distingue per la sua orbita fortemente eccentrica 0,9590667.
Il suo afelio è di 993,3998584 UA dal Sole, con un perielio di 20,7563808 UA, che attraversa abbondantemente l'orbita di Nettuno e per questo inizialmente fu classificato come Centauro.
Ha un periodo di rivoluzione superiore a quello di Sedna, pari a 11.418,28 anni.
2000 OO₆₇ ha raggiunto il perielio nel mese di aprile 2005.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
________________________________________________________
________________________________________________________

2013 SY99

Si tratta di un Sednoide con un semiasse maggiore dell'orbita di circa 690 UA, ha un perielio a 50,039 UA dal sole e si spinge, all'afelio, fino a 1331 UA, presenta un'eccentricità di 0.9274±0.0024 ed un'inclinazione orbitale di 4,228°±0.001° quindi quasi sull'eclittica.
2013 SY99 ha un periodo di rivoluzione di circa 18.142,4±886,5 anni.
Le sue dimensioni si possono ricavare dalla sua magnitudine assoluta (H) = +6,7 e dal suo albedo di 0.05±0.03 e quindi sono all'incirca di 250 km.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

________________________________________

Un oggetto particolare:

2013 AZ60

Classificazione:

2013 AZ60 è un oggetto trans-nettuniano (TNO) e può essere classificato sia come Centauro in base alla sua distanza più vicina dal Sole oppure come oggetto della nube di Oort interna, in base alla sua grande distanza media dal Sole.

Non presenta satelliti rilevabili dalle attuali osservazioni.

Scoperta:

E' stato scoperto il 10 gennaio 2013 , grazie al Mount Lemmon Survey.

( Immagini termiche di 2013 AZ60 ).

Dati fisici:

Le misurazioni ottiche di 2013 AZ60, mostrano che ha un periodo di rotazione di 9,39 ± 0,22 ore, con una variazione di luminosità di solo il 4,5% durante ciascuna rotazione.

( In grafica le curve di luce ottenute nelle bande g, r, i ).

Sono state effettuate anche misurazioni termiche di 2013 AZ60 , per stimare le dimensioni e la riflettività dell'oggetto, che ha una magnitudine assoluta (H) di +10,3 mag.

Il vantaggio delle misurazioni termiche è che possono distinguere se un oggetto è "grande ma debole" oppure "piccolo ma luminoso".

( Diagramma del flusso termico per stimarne le dimensioni ).

Dalle misurazioni termiche, si stima che 2013 AZ60 abbia un diametro di 62,3 ± 5,3 km e un albedo geometrico notevolmente basso di solo il 2,9%.

L'albedo basso indica che la superficie di AZ60 2013 è estremamente scura.

( Analisi spettrale ).

Parametri orbitali:

2013 AZ60 è un oggetto estremo in un'orbita altamente eccentrica (0.982044) attorno al Sole. Si avvicina a 7,9 UA dal Sole (cioè tra le orbite di Giove e Saturno) e oscilla fino a circa 875 UA dal Sole, con un'inclinazione del piano dell'orbita di 16,542° rispetto all'eclittica.

E' passato al perielio il 27 novembre 2014.

Trascorre la maggior parte del tempo lontano dal Sole, il periodo di rivoluzione di 2013 AZ60 è di circa 9274 anni.

Longitudine del nodo ascendente	349,20 ° (Ω)
Argomento del perielio	158,42 ° (ω)

( Grafici dell'orbita - JPL ).

Evoluzione orbitale:

Le simulazioni dell'orbita di 2013 AZ60 mostrano che la sua orbita attuale è altamente instabile.

C'è una probabilità del 50 percento che esso venga espulso dal Sistema Solare entro i prossimi 700.000 anni circa e una probabilità del 4 percento circa che venga perturbato in un'orbita che attraversa quella della Terra.

Date le sue dimensioni relativamente grandi, 2013 AZ60 , potrebbe diventare una super cometa se mai verrà perturbata nel Sistema Solare interno.

L'orbita altamente instabile di 2013 AZ60 , indica che l'oggetto è stato perturbato solo di recente nella sua orbita attuale ed è probabilmente un oggetto incontaminato proveniente dalla nube di Oort ma non ha mostrato attività cometaria.

LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1507.05468.pdf

________________________________________________________

________________________________________________________

I Sednoidi gemelli

In un articolo pubblicato sulla banca dati della Cornell University il 10 gennaio 2017 e presentato per la pubblicazione delle note mensili della Royal Astronomical Society , Julia de León del Instituto de Astrofisica de Canarias e il Departamento de Astrofisica presso l' Universidad de La Laguna e Carlos e Raul de la Fuente Marcos dell'Universidad Complutense de Madrid descrivono i risultati di uno studio degli spettri visibili di due oggetti transnettuniani estremi, (474640) 2004 VN112 e 2013 RF98, realizzati con la fotocamera OSIRIS -spettrografo presso il Gran Telescopio Canarias da 10,4m .
____________________________________________

(474640) 2004VN112

(474640) VN112 del 2004 è stato scoperto il 6 novembre 2004 dal Supernova Survey utilizzando il Blanco Telescope da 4 m presso l' Osservatorio Internazionale di Cerro Tololo,
Si stima che abbia un diametro compreso tra 130 e 300 km, per un'albedo ipotizzato nell'intervallo 0,25-0,05. , Con una magnitudine assoluta (H) di +6,4.

L'orbita ha un parametro di incertezza zero.
Il suo periodo orbitale è di 5629 anni (2056119 giorni ) 5918 anni (baricentrico) , e con un inclinazione di 25,5848° rispetto all'eclittica, portando l'asteroide da un perielio di 47.321 UA dal Sole al suo afelio a 586 UA (607 baricentrico) dal Sole. Si calcola che questo oggetto su questa orbita sarebbe visibile al rilevamento solo per il 2% della sua rivoluzione intorno al Sole, il che suggerisce che un numero significativo di asteroidi simili potrebbero essere ancora scoperti.

( Grafico dell'orbita - JPL ).
___________________________________________________

2013 RF98

2013 RF98 è stato scoperto il 12 settembre 2013, la fotocamera Dark Energy sul 4 metri Blanco Telescope presso il Cerro Tololo Inter-American Observatory a La Serena, Cile.
È stato stimato avere un diametro compreso tra 50 e 120 km di tipo spettrale Blu con una magnitudine assoluta(H) di 8.7 ± 0.3 .

L'orbita è descritta con un parametro di incertezza 5 .
Questo asteroide va dal perielio di 36,09 ± 0,03 UA dal Sole, fino al'afelio di 662 ± 20 UA al suo estremo, con un semiasse maggiore dell'orbita pari a 349 ± 11 UA - 364 UA (soluzione baricentrica).
La sua orbita presenta un'eccetricità di 0,897 ± 0,003 , ed una inclinazione di 29,572 ° ± 0,003 ° , rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione è stimato in 6527 ± 299 anni
6900 anni (soluzione baricentrica).

( Grafico dell'orbita - JPL ).

_________________________________________

Analisi spettrali:
La luce riflette nelle varie bande spettrali la composizione della superficie di un oggetto o corpo celeste, avendo quindi spettri similari, hanno pure una simile composizione superficiale.
De León et al . calcolato che la pendenza spettrale per 474640 è 12 ± 2% / 0,1 μm e quella di 2013 RF98 è 15 ± 2% / 0,1 μm. Come con le orbite, questi non sono identici, ma sono molto simili (per dare qualche paragone i pianeti nani Eris, Pluto, Makemake e Haumea, hanno pendenze spettrali nel range 0-10% / 0,1 μm, mentre Sedna ha una pendenza spettrale del 26-42% / 0,1 μm). Ciò suggerisce che questi oggetti hanno una varietà di superfici pure e naturali, come il carbonio e possibilmente silicati amorfi, ma non molecole organiche complesse.

( Nel grafico l'analisi spettrale dei due oggetti in BLU 2004 VN112 ed in ROSSO 2013 RF98, in cui si possono notare le molte similitudini ).

( Grafici spettrali separati, per 2004 VN112 i dati di riflettanza sono sfalsati di +1,5 ).

Analisi orbite:

( Il grafico sopra riporta la separazione angolare dell'argomento del perielio dei due corpi nel corso degli ultimi 10 milioni di anni, e le varie simulazioni ROSSO, VERDE, BLU, convergono a conferma dell'ipotesi comune ).

Date le somiglianze tra gli oggetti e gli spettri dei due oggetti, de Leon et al .concludono che i due corpi potrebbero condividere un'origine comune.

Andreotti Roberto: '' e se per spiegare le orbite similari di alcuni oggetti distanti, invece di pensare ad un ipotetico pianeta X , si pensasse di aver trovato alcuni componenti di una serie di famiglie collisionali che quindi presentano parametri simili ?''
_________________________________________
_________________________________________

2015 BP519

2015 BP519, soprannominato ''Caju'', è un oggetto trans-nettuniano oltre il disco diffuso su un'orbita altamente eccentrica e fortemente inclinata nella regione ultra-periferica del sistema solare. E' stato osservato per la prima volta il 17 gennaio 2015, dagli astronomi dell'Osservatorio di Cerro Tololo (W84) in Cile.

( A lato il grafico, nel dettaglio, della sua posizione apparente sullo sfondo delle stelle fisse - SOTTO nelle due mappe celesti, il percorso apparente nell'arco dei secoli ).

Dati fisici:

Misura circa 550 chilometri di diametro. con ipotesi che vanno dai 524 km ai 584 km con un albedo assunto del 8/9% ipotizzati in base alla sua magnitudine assoluta (H) di +4,4.

Attualmente non sono conosciuti, ne la curva di luce, ne l'analisi spettrale.

Parametri orbitali:

Orbita intorno al sole a una distanza che va da un perielio di 35,176 UA fino ad un afelio di 820,88, una volta ogni 8856 anni (3.234.488 giorni), quindi con un semi-asse maggiore di 428,03 UA. La sua orbita ha un'eccentricità eccezionalmente elevata di 0,9178 e una forte inclinazione di 54,125° rispetto all'eclittica.

( Nel grafico si evidenzia gli alti valori di eccentricità ed inclinazione orbitale ).

( Grafico dell'orbita di ''Caju'' ).

( Nei due grafici la comparazione dei valori di inclinazione ed eccentricità rispetto agli altri TNO ).

( In grafica lo studio che ipotizza la variazione periodica dell'inclinazione orbitale, tra 51 e 55° , comunque non influenzata dall'effetto Kozai, che fa dedurre che la sua orbita sia stabile nel corso dei miliardi di anni - Gyr ).

Soluzione baricentrica:

Nel caso di un corpo così lontano, con un'orbita enorme e con un moto lento, la soluzione elio-centrica dei due corpi non è ottimale per descriverne appieno l'orbita.

In questi casi si preferisce descrivere il moto di questi oggetti con una soluzione baricentrica, tenendo conto degli altri grandi pianeti, Giove in particolare.

Nel grafico qua sotto potete vedere in BLU quale grande variazione hanno i parametri elio-centrici in confronto ai più stabili valori baricentrici in ROSSO.

( Come anno zero è preso il 2013, calcolando per 100 anni in avanti ).
________________________________________________________
________________________________________________________

2007 TG422

(523622) 2007 TG422 , è un oggetto transnettuniano su un'orbita altamente eccentrica situata nella regione più esterna del Sistema Solare , di circa 220/330 chilometri di diametro a seconda delle stime.
È stato scoperto il 3 ottobre 2007 dagli astronomi Andrew Becker , Andrew Puckett e Jeremy Kubica durante lo Sloan Digital Sky Survey presso l'apache Point Observatory nel New Mexico, negli Stati Uniti.

( Posizione in cielo agosto 2019 ).

Parametri orbitali:

2007 TG422, è un oggetto a metà tra il disco diffuso esteso e gli oggetti della nube di Oort interna , poiché la sua grande distanza all'afelio è simile a quella degli oggetti come i sednoidi (ad es. 90377 Sedna ), la sua distanza di perielio , tuttavia, è molto più bassa e si trova ancora all'interno influenza gravitazionale di Nettuno . L'oggetto è giunto al perielio nel 2005 a una distanza eliocentrica di 35,5 UA . Era nella costellazione del Toro
fino al 2018. L' arco di osservazione del corpo inizia dal settembre 2007, un mese prima della sua osservazione ufficiale alla scoperta.
Data l'eccentricità orbitale di questo oggetto, epoche diverse possono generare soluzioni di adattamento eliocentrico non disturbate a due corpi, che risultano non adattate all'afelio (distanza massima dal Sole) di questo oggetto.
Per oggetti con un'eccentricità così elevata, le coordinate baricentriche del Sole sono più stabili delle coordinate eliocentriche.

Afelio	910.01 AU 970 (baricentrico)
Perielio	35.532 AU
Asse semi-maggiore	472.77 AU 502,77 AU (baricentrico)
Eccentricità	0,9248
Periodo orbitale	10279,78 anni (3.754.688 giorni) 11.300 anni (baricentrico)

Dati fisici:
Secondo l' archivio di Johnston e Michael Brown , 2007 TG422, misura tra 222 e 331 chilometri di diametro, basato su una magnitudine assoluta (H) di +6,5 e su un'albedo standard ipotizzato tra 0,09 e 0,04 per la superficie del corpo, rispettivamente. A partire dal 2018, nessuna curva della luce rotazionale è stata ottenuta da osservazioni fotometriche . Il periodo di rotazione del corpo , la direzione del polo e la sua forma rimangono sconosciuti.
Comunque, dovrebbe avere un albedo basso a causa del suo colore blu (neutro) .

Tipo spettrale	blu B – I =1.900 ± 0,020 B – R =1.390 ± 0.040 R – I =0.510 ± 0,040 V-R =0.510 ± 0,040

LINK:

JPL: https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2523622

_____________________________________________________

_________________________________________________________

ALTRI 15 OGGETTI DISTACCATI, SEDNOIDI O DELLA NUBE DI OORT INTERNA

(DO, ETNO, ESDO, EDDO, OCO, Sednoidi)

A seconda delle varie classificazioni dei vari enti.

2014 FE72

2014 FE72 è un oggetto trans-nettuniano osservato per la prima volta il 26 marzo 2014, presso l' Osservatorio Cerro Tololo , a La Serena . È un membro della nube interna di Oort . Scoperto da Scott Sheppard e Chad Trujillo , l'esistenza dell'oggetto è stata rivelata il 29 agosto 2016. Sia il periodo orbitale che la distanza dell'afelio di questo oggetto sono scarsamente conosciuti, la soluzione orbitale baricentrica descrive meglio l'orbita di questo oggetto.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	270 km (stimato a 0,08 )
Albedo geometrico	0,08 (assunto)
Magnitudine apparente	+24,3
Magnitudine assoluta (H)	+6.1

Parametri orbitali:
La sua orbita è molto allungata con un'eccentricità di 0,977 , ed ha un perielio di 36,19 UA , con un afelio di ~ 3.060 UA e un periodo orbitale baricentrico di ~ 60.900 anni.

Afelio	2975 ± 1067 UA 3060 AU (baricentrico)
Perielio	36,33 ± 0,14 UA
semiasse-maggiore	1505 ± 540 UA 1550 UA (baricentrico)
Eccentricità	0,9759 ± 0,0087
Periodo orbitale	58 400 ± 31 400 anni 60900 anni (soluzione baricentrica)
Anomalia media	0,33 ± 0,18 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 0,061 ^s ± 0 ° 0 ^m 0,033 ^s / giorno
Inclinazione	20,655 ± 0,003 °
Longitudine del nodo ascendente	336.883 ± 0.005 °
Argomento di perielio	134.162 ± 0.066 °

( In alto l'orbita di 2014 FE72 in allontanamento dopo il perielio del 1965 ).

( Grafico della parte interna dell'orbita - JPL ).

2015 RX245

2015 RX 245 è un oggetto trans-nettuniano estremo (ETNO), distaccato , su un'orbita altamente eccentrica nella regione più esterna del Sistema Solare .

Dati fisici:
Secondo l'astronomo americano Michael Brown e l'archivio di Johnston, 2015 RX245 , misura tra 128 e 130 chilometri di diametro sulla base di una presunta albedo di 0,09 e 0,08, rispettivamente.
Ad oggi, nessuna osservazione della curva di luce è stata ottenuta da osservazioni fotometriche .
Il periodo di rotazione del corpo , l'asse del polo e la forma rimangono sconosciuti.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	245 km (est.) 255 km (est.)
Albedo geometrico	0,08 (assunto) 0,09 (assunto)
Magnitudine assoluta (H)	+6.2

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 45,6–788 AU una volta ogni 8512 anni (3.109.107 giorni , semiasse-maggiore di 417 UA). La sua orbita ha un'eccentricità eccezionalmente elevata di 0,89 e un'inclinazione di 12 ° rispetto all'eclittica .

Afelio	788,22 UA
Perielio	45,563 UA
semiasse-maggiore	416,89 UA
Eccentricità	0,8907
Periodo orbitale	8512 anni (3.109.107 giorni)
Anomalia media	358,03 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 0,36 ^s / giorno
Inclinazione	12.144 °
Longitudine del nodo ascendente	8.5994 °
Argomento del perielio	65.124 °
NETTUNO MOID	17.5 AU

_____________________________________________

( Grafico della parte interna dell'orbita - JPL ).

2010 GB174

2010 GB174 è un oggetto distaccato , scoperto il 12 aprile 2010 a Mauna Kea .

Non si avvicina mai più di 48,5 UA dal Sole (attorno al bordo esterno della cintura di Kuiper ).
Ha una grande eccentricità.
È, come tutti gli oggetti disstaccati, al di fuori dell'attuale influenza di Nettuno , quindi non è noto come abbia ottenuto la sua orbita attuale.
2010 GB174, ha il terzo parametro Tisserand più alto rispetto a Giove di qualsiasi oggetto trans nettuniano , dopo Sedna e 2012 VP113 .

Le immagini di pre-scoperta sono state ritrovate solo fino al 26 giugno 2009 , ed non abbiamo quindi un buon periodo di osservazione per determinarne meglio i parametri orbitali.

Raggiunse il perielio (punto più vicino al Sole) intorno al 1952 , attualmente è in allontanamento e si spostò oltre i 70 UA , già nel settembre del 2014.

Parametri orbitali:

Afelio	693 ± 53 UA (Q) 654 UA (baricentrico)
Perielio	48,7 ± 0,3 UA
semiasse-maggiore	350,7 UA (baricentrico) 371 ± 29 UA (a)
Eccentricità	0,869 ± 0,01
Periodo orbitale	7150 ± 827 anni 6600 anni (baricentrico)
Anomalia media	3,22 ° ± 0,4 °
Inclinazione	21,54 °
Longitudine del nodo ascendente	130,6 ° (Ω)
Argomento del perielio	347,8 ° ± 0,4 ° (ω)

_________________________________________________

( Grafico della parte più interna della sua orbita - JPL ).

Dati fisici:

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	223 km (basato sull'ipotesi albedo) 130–300 km (min e max)
albedo	0,08 (assunto)
Magnitudine apparente	25,2
Magnitudine assoluta (H)	6,6

( Sequenza di immagini della scoperta ).

2015 KG163

2015 KG163 , noto anche come o5m52 , è un oggetto transnettuniano della nube di Oort interna, orbitante nella regione più esterna del Sistema Solare , con un diametro medio di circa 102 chilometri. È stato osservato per la prima volta il 24 maggio 2015 dagli astronomi dell'Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) utilizzando il telescopio Canada – France – Hawaii presso il Mauna Kea Observatories , Hawaii, Stati Uniti.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	101 km (Johnston) 104 km (Brown)
Albedo geometrico	0,08 (stima)
Magnitudine assoluta (H)	+8.265

Orbita:
L'asteroide ruota attorno al Sole su un'orbita altamente eccentrica in quasi 18.000 anni .
L'eccentricità è di 0,95 , con il piano orbitale inclinato di 14° rispetto all'eclittica.

Afelio	1581,43 UA 1320 UA (baricentrico)
Perielio	40,505 UA
semiasse-maggiore	810.97 UA
Eccentricità	0,9501
Periodo orbitale	23094 anni (8.435.325 giorni) 17700 anni (baricentrico)
Anomalia media	359,93 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 0 ^s / giorno
Inclinazione	13,967 °
Longitudine del nodo ascendente	219,06 °
Argomento del perielio	32,006 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

2015 GT50

Scoperta, classificazione:
2015 GT50 , precedentemente noto come o5p060 , è un oggetto trans-nettuniano in orbita oltre la fascia di Kuiper nel sistema solare più esterno, catalogato tra gli Oggetti Distaccati (DO).
È stato osservato per la prima volta dall'Outer Solar System Origins Survey (OSSOS), utilizzando il telescopio Canada – France – Hawaii a Mauna Kea il 13 aprile 2015.

Dati fisici:
Sulle caratteristiche fisiche di questo piccolo corpo le incertezze sono ancora molte.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +8,5 che porterebbe ad una stima del suo diametro intorno agli 88 km assumendo un albedo standard.

Parametri orbitali:
Ha da pochi anni effettuato il passaggio al perielio (marzo 2000), tra cui tornerà solo dopo oltre 6.100 anni, percorrendo un'orbita che lo porterà lontanissimo dal Sole a quasi 9 ore luce di distanza.

Afelio	631,89 UA
Perielio	38,45 UA
semiasse-maggiore	335,169 UA
Eccentricità	0,885
Periodo orbitale	6.140 anni
Inclinazione	8,779 °
Longitudine del nodo ascendente	46,100 °
Argomento del perielio	129,236 °

Un oggetto che smentisce l'ipotesi ''planet nine'' :
Fa parte di un numero limitato di oggetti distaccati con distanze del perielio maggiori di 30 UA o più, e semiassi-maggiori di 250 UA o più. Secondo alcune ipotesi, tali oggetti non possono raggiungere queste orbite senza che ci sia un qualche oggetto perturbatore, che ha portato all'ipotesi, per adesso senza alcun riscontro, del Pianeta Nove , secondo cui un enorme pianeta transnettuniano sarebbe il perturbatore, mentre altri ipotizzano che a perturbare le orbite sia un'altra fascia di planetoidi. Difatti, 2015 GT50 è un'interessante anomalia tra questi oggetti transnettuniani che costituiscono una delle linee di prova per ''Planet Nine''. A differenza delle altre orbite, che presentano longitudini del perielio che si raggruppa in anti-allineamento con l'orbita ipotetica modellata del Pianeta Nove o si raggruppa in allineamento con essa, l'orbita di 2015 GT50, è orientata quasi ad angolo retto con quello del pianeta putativo.
Alcuni studiosi infatti hanno invece suggerito che l'esistenza di una popolazione di oggetti con caratteristiche orbitali simili a quelle di 2015 GT50, potrebbe essere la prova in netto contrasto con l'ipotesi Planet Nine.

( L'orbita di 2015 GT50 nei due diagrammi è indicata con la freccia arancione ).

(82158) 2001 FP185

Classificazione:
(82158) 2001 FP185 è un grande oggetto trans-nettuniano che viene classificato come un oggetto del disco sparso esteso (ESDO).

Scoperta ed osservazioni:
2001 FP185 è stato scoperto il 26 marzo 2001 da Marc Buie (ufficiale) e Susan Benecchi (Kern) con il Mayall Reflector Telescope da 4,0 m presso il Kitt Peak Observatory ( Arizona ). La scoperta è stata annunciata il 24 giugno 2001.
Dopo la sua scoperta, nel 2001, FP185 è stato identificato retrospettivamente nelle foto scattate fino al 21 marzo 1999, come parte del Sloan Digital Sky Survey Program (SDSS) presso l'Apache Point Observatory ( New Mexico ), estendendo così il suo periodo di osservazione di due anni per calcolare con maggiore precisione la sua orbita.
Da allora, il planetoide è stato osservato sia dal telescopio spaziale Herschel e pure da vari altri telescopi terrestri.

Parametri orbitali:
2001 FP185 , orbita in 3351,16 anni intorno al Sole, su un'orbita altamente ellittica tra il perielio di 34,30 UA e l'afelio di 413,57 UA . L'eccentricità orbitale è di 0,847, l'orbita è inclinata di 30,79° rispetto all'eclittica .
Il perielio lo ha attraversato l'ultima volta nel 2004, quindi il prossimo passaggio di perielio dovrebbe essere effettuato intorno all'anno 5355.

Semiasse maggiore dell'orbita	223,936 UA
eccentricità	0,847
Perielio Afelio	34,303 UA 413,57 UA
Inclinazione del piano orbitale	30,8 °
Longitudine del nodo ascendente	179,4 °
Argomento del perielio	7,2 °
Periodo orbitale siderale	3351 anni 1,9 mesi
Velocità orbitale media	1.974 km / s

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Allo stato attuale, si presume che abbia un diametro di 332 km, basato su una riflettività del 4,6% e una luminosità assoluta (H) di +6,39 mag , che è stata determinata dai dati del telescopio spaziale Herschel (Instrument PACS). A partire da questo diametro si ottiene una superficie totale di circa 346.000 km quadrati . La luminosità apparente del 2001 FP185, all'opposizione è di +22,02 mag .
Secondo l'astronomo Michael Brown e sulla base di osservazioni radiometriche , 2001 FP185 , misura 336 chilometri di diametro e la sua superficie ha un (presunto) albedo di 0,05.
Il Collaborative Asteroid Lightcurve Link assume un albedo stimato più alto di 0,10 e di conseguenza ne deriva un diametro molto più breve di 222 chilometri basato su una magnitudine assoluta (H) di +6,38 mag.
Nessuna curva di luce di 2001 FP185 è stata ottenuta dalle osservazioni fotometriche, quindi il periodo di rotazione del corpo , la direzione dell'asse polare e l'ampiezza della luminosità rimangono sconosciuti.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	222.59 km (derivato) 332 ± 31 km 336 km (radiometrico)
Albedo geometrico	0,046 ± 0,007 0,05 (radiometrico) 0,10 (assunto)

Superficie:
Il colore di 2001 FP185, è stato ampiamente misurato. L'oggetto risulta che abbia spettri BR e IR , che sono classi intermedie degli spettri BB molto blu e RR molto rossi.

Tipo spettrale	IR · C B – R = 1.38 B - V = 0,860 ± 0,040 · 0,820 ± 0,048 · 0,820 ± 0,020 V – R =0,520 ± 0,040 · 0,572 ± 0,038 · 0,580 ± 0,020 V – I =1,070 ± 0,060 · 1,013 ± 0,072 · 1.060 ± 0,010

2014 SR349

Classificazione:
2014 SR349 è un oggetto trans-nettuniano e un oggetto classificato come simile ai Sednoidi o Disco Diffuso Esteso (ESDO), orbitante nella parte più esterna del Sistema Solare .

Scoperta:
E' stato osservato la prima volta il 19 settembre 2014, dagli astronomi Scott Sheppard e Chad Trujillo al Cerro Tololo Observatory , a La Serena in Cile.

Parametri orbitali:
L'asteroide orbita intorno al sole in 4.981 anni (5157 anni soluzione Baricentrica con un semiasse-maggiore di 299 UA), su un'orbita altamente eccentrica .
L'eccentricità orbitale è di 0,84 , mentre il piano orbitale è inclinato di circa 18° rispetto all'eclittica.

Afelio	549 AU (baricentrico) 535 AU
Perielio	47.57 AU
semiasse-maggiore	299 AU (baricentrico) 292 AU
Eccentricità	0,8369
Periodo orbitale	5157 anni (baricentrico) 4981 anni
Anomalia media	357,3 °
Moto medio	0.00019622 ° / giorno
Inclinazione	17,98 °
Longitudine del nodo ascendente	34.75 °
Argomento del perielio	341.35 °

( Grafico dell'orbita al perielio - JPL ).

Dati fisici:
2014 SR349 ha un diametro stimato di circa 211 chilometri.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,6.
Attualmente, all'opposizione, ha una magnitudine apparente di +24,18.

( Posizione in cielo ad ottobre 2019 ).

2013 FT28

Classificazione:
2013 FT 28 è un oggetto trans-nettuniano, classificato come estremamente distante ESDO.

Scoperta:
L'esistenza del TNO è stata scoperta il 16 marzo 2013 all'Osservatorio Cerro Tololo , La Serena (Cile) , da S. Sheppard e C. Trujillo, ed annunciata il 30 agosto 2016.

Parametri orbitali:
L'asteroide corre su un'orbita altamente eccentrica con un periodo di rivoluzione di circa 5051 anni (Baricentrico), tra un perielio di 43,6 UA ed un afelio di 546 UA (Baricentrico).
L'elevata eccentricità orbitale è di 0,86 , ed il suo piano orbitale è inclinato di 17,33° rispetto all'eclittica.
Il suo argomento sul perielio è simile a quello di un altro TNO, 2015 KG163 , e differisce di circa 180° rispetto alla media dei Sednoidi ed ESDO finora conosciuti.

Afelio	546 UA (baricentrico)
Perielio	43,6 UA
semiasse-maggiore	295 UA (baricentrico)
Eccentricità	0,86
Periodo orbitale	5051 anni (baricentrico)
Anomalia media	357.15 °
Inclinazione orbitale	17.3 °
Longitudine del nodo ascendente	217,7 °
Argomento del perielio	40.2 °

( Grafici dell'orbita - JPL ).

Stabilità dell'orbita:
L'orbita di 2013 FT28 , appare stabile sebbene le simulazioni abbiano mostrato che potrebbe avere qualche interazione risonante con i pianeti giganti noti .

( Grafico della stabilità orbitale, in BLU la simulazione per 2013 FT28 che dimostra una stabilità per parecchi miliardi di anni ).

Dati fisici:
La sua magnitudine assoluta (H) è di +6,7 mag , ed è l'unico dato dei parametri fisici conosciuto, per il suo diametro le stime vanno da 100 a 400 km in base all'albedo superficiale, il Johnston Archive lo cataloga con un diametro medio di 202 km assumendo un albedo di 0,10.
La sua magnitudine apparente all'opposizione attualmente si aggira sui +24,3 mag.

(505478) 2013 UT15

Classificazione:
(505478) 2013 UT15 è un oggetto trans-nettuniano estremo proveniente dal disco diffuso esteso (ESDO) , situato nelle regioni ultra-periferiche del Sistema Solare .

Scoperta:
È stato scoperto il 2 agosto 2013 dagli astronomi dell'Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) presso l'Osservatorio di Mauna Kea , Hawaii, Stati Uniti.

Parametri orbitali:
Con un semiasse-maggiore di 196 UA , 2013 UT15 , orbita attorno al Sole ad una distanza tra i 43,9 UA ed i 348 UA una volta ogni 2.742 anni. La sua orbita ha un'eccentricità di 0,78 e un'inclinazione di 11° rispetto all'eclittica . Ha un'orbita simile a (148209) 2000 CR105 , fatta eccezione per un'inclinazione minore.

Caratteristiche orbitali
Epoca 4 Settembre 2017 ( JD 2.458.000,5)
Parametro di incertezza 4

Afelio	347,97 UA
Perielio	43,853 UA
semiasse-maggiore	195,91 UA
Eccentricità	0,7762
Periodo orbitale	2742,19 anni (1.001.586 giorni)
Anomalia media	353.50 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 1,44 ^s / giorno
Inclinazione	10.682 °
Longitudine del nodo ascendente	191.97 °
Argomento del perielio	252.40 °
Caratteristiche fisiche
Dimensioni	Stima min di 243 km 260 km ( stima a 0,08 ) stima max di 340 km
Albedo geometrico	0,04 (stima) 0,09 (assunto)
Tipo spettrale	BB (stima)
Magnitudine assoluta (H)	+6.2951 · +6.4

Dati fisici:
2013 UT15 è stato stimato per misurare tra 243 e 340 chilometri di diametro, sulla base di un presunto albedo di 0,09 e 0,04, rispettivamente. Una conversione generica da magnitudo a diametro fornisce un diametro medio di 260 chilometri, usando con un albedo tipico di 0,08 e una magnitudine assoluta (H) pubblicata di +6,2951.
Il Johnston Archive lo cataloga con un diametro di 255 km.
Tipo spettrale - Si stima che l'oggetto abbia uno spettro bluastro ( BB ).

2013 FS28

Classificazione:
2013 FS28 è un oggetto trans-nettuniano estremo (ETNO), classificato come oggetto del disco sparso esteso (ESDO).
Il Minor Planet Center ha classificato 2013 FS28 come SDO / Centauro e generalmente come "oggetto distante", mentre Marc Buie ( DES ) non ha ancora una classificazione specifica.
Il Johnston's Archive elenca il planetoide come SDO esteso (ESDO o DO ).

Scoperta:
2013 FS28 è stato scoperto il 16 marzo 2013 da Chad Trujillo e Scott Sheppard con il telescopio Víctor M. Blanco da 4,0 m presso l'Osservatorio Cerro Tololo ( Cile ).
La scoperta è stata annunciata il 29 agosto 2016.

Parametri orbitali:
Secondo lo stato attuale delle conoscenze, 2013 FS28 orbita attorno al sole in 2772,97 anni su un'orbita altamente ellittica tra 34,36 UA e 360,39 UA . L'eccentricità orbitale è di 0,826 , il piano orbitale è inclinato di 13,03° rispetto all'eclittica . Il perielio lo passerà la prossima volta nel 2111, l'ultimo passaggio, dovrebbe quindi essere stato fatto durante l'anno 660 AC quando Roma aveva pressochè solo un secolo.
Semiasse-maggiore dell'orbita = 197,3744059141704 UA .
Longitudine del nodo ascendente = 204,6631812499751° .
Argomento del perielio = 101,7541036852824° .

( Grafico dell'orbita al perielio - JPL ).

( Grafico completo dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Allo stato attuale, si presume che il diametro sia di circa 468 km, basato su una riflettanza del 7% e una luminosità assoluta (H) di +5,3 mag . A partire da un diametro di 468 km si ottiene una superficie totale di circa 688.000 km².
Anche se il sito del JPL indica una magnitudine assoluta (H) di +4,9 mag. quindi potrebbe essere pure più grande.

2013 RA109

Classificazione:
2013 RA109 , è un oggetto trans-nettuniano estremo (ETNO), classificato come Oggetto del Disco Distaccato Esteso (EDDO).

Scoperta:
E' stato scoperto il 12 settembre 2013 , tramite la Dark Energy Camera, presso il Cerro Tololo Observatory in Cile.

Parametri orbitali:
2013 RA109 , orbita attorno al Sole tra 46,0 UA e 869 UA (circa 6,9 e 130 miliardi di km) e ha un periodo orbitale di 9786 anni, con un semiasse-maggiore dell'orbita di 457 UA.

Afelio	869,0390 ± 30,9 UA (130,0 ± 4,6 miliardi di km; 80,8 ± 2,9 miliardi di mi)
Perielio	45,9861 ± 0,0461 UA (6,88 ± 0,01 miliardi di km; 4,27 ± 0,00 miliardi di mi)
semiasse-maggiore	457.5125 ± 16.268 AU (68,4 ± 2,4 miliardi di km; 42,5 ± 1,5 miliardi di mi)
Eccentricità	0,899487 ± 0,003554
Periodo orbitale	9.786 ,17 ± 521,9 anni
Anomalia media	359.292 ° ± 0.034 °
Moto medio	0,4410 ± 0,0211 arcsec / giorno
Inclinazione	12,4048 ° ± 0,0004 °
Longitudine del nodo ascendente	104.6820 ° ± 0.0206 °
Argomento del perielio	262.8411 ° ± 0,44427 °

( Grafico dell'orbita nei pressi del perielio - JPL ).

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,1517 mag.
Secondo le stime del Johnstons Archive , con un albedo stimato del 0,09 , si ipotizza una dimensione media di 267 km.

2018 VM35

Classificazione e scoperta:
2018 VM35 è un oggetto trans-nettuniano proveniente dalla regione più esterna del Sistema Solare, classificato come Oggetto del Disco Diffuso Esteso (ESDO).
Scoperto il 6 novembre 2018 dall'osservatorio del Mauna Kea alle Hawaii.

Parametri orbitali:
2018 VM35 , orbita attorno al Sole ad una distanza dai 45,3 UA del perielio fino ai 426,6 UA del perielio, una volta ogni 3625 anni circa con un semiasse-maggiore di 236 UA.
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,8 e un'inclinazione di 8,5° rispetto all'eclittica .
Come per qualsiasi oggetto che si muove lentamente oltre l'orbita di Nettuno, è necessario un arco di osservazione di diversi anni per conoscere con precisione i parametri orbitali.
Si prevede che raggiungerà il perielio (approccio più vicino al Sole) intorno al 2057 arrivando all'opposizione nel febbraio 2058, raggiungendo solo la magnitudine apparente di +24,3 mag.

( Traiettoria al perielio - JPL ).

DATI PRELIMINARI E MOLTO INCERTI :

Afelio	426,59 ± 540 UA
Perielio	45,348 ± 5,6 UA
semiasse-maggiore	235,97 ± 300 UA
Eccentricità	0,8078 ± 0,3
Periodo orbitale	3624,80 ± 6900 anni
Anomalia media	356,17 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 1,08 ^s / giorno
Inclinazione	8,4875 ± 0,04 °
Longitudine del nodo ascendente	192.53 °
Argomento del perielio	301.94 °

( L'orbita è quella indicata in bianco ).

LINK - (MPC) :
https://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2018+VM35

Dati fisici:
Sulla base di una conversione magnitudo-diametro generica, 2013 VM35 , misura circa 130 chilometri (81 miglia) per una magnitudine assoluta (H) di +7,6 mag. e con un'albedo ipotizzato di 0,09.
Il JPL indica un valore per la magnitudine assoluta (H) di +7,7236 mag.
Altri parametri fisici rimangono ad oggi sconosciuti.

2013 SL102

Classificazione:
2013 SL102 è un estremo oggetto trans-nettuniano (ETNO) , proveniente dalla regione più esterna del Sistema Solare ed è classificato come oggetto del disco distaccato esteso (EDDO).

Scoperta:
È stato scoperto il 28 settembre 2013 dagli astronomi dell'Osservatorio Cerro Tololo , La Serena (CILE) .

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza tra i 38,1 UA del perielio e si spinge fino ai 592,0 UA dell'afelio, una volta ogni 5591 anni e 11 mesi (2.042.441 giorni con semiasse-maggiore di 315,04 UA). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,88 e un'inclinazione di 7° rispetto all'eclittica .

Afelio	591,98 UA
Perielio	38,102 UA
semiasse-maggiore	315,04 UA
Eccentricità	0,8791
Periodo orbitale	5591,90 anni (2.042.441 giorni)
Anomalia media	0,5856 °
Moto medio	0 ° 0 ^m 0,72 ^s / giorno
Inclinazione	6,5074 °
Longitudine del nodo ascendente	94,634 °
Argomento del perielio	265,32 °

( Grafico dell'orbita nei pressi del perielio - JPL ).

Dati fisici:
Possiede una magnitudine assoluta (H) di +6,9663 mag , da cui si ipotizza un diametro medio di circa 176 km , calcolato con un albedo stimato in 0,09 , ma questi valori sono irti di elevata incertezza .

2016 SG58

2016 SG58 è un oggetto trans-nettuniano estremo distaccato (ETNO).

Dimensioni:
Presenta una magnitudine assoluta (H) di +7,5 mag, da cui si ipotizza un diametro stimato in circa 140 km.

Parametri orbitali:
Con un semiasse-maggiore di 231.3049 UA , orbita intorno al Sole in 3517,92 anni (1.284.918,88216 giorni) , spaziando da un perielio di 35,11683 UA e spingendosi fino ad un afelio di 427,5 UA , ne risulta quindi un'eccentricità di 0,848179 , mentre il suo piano orbitale è inclinato di 13,22753° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente : 118,8667°
Argomento del Perielio : 296,1832°

( Grafico dell'orbita - JPL ).
__________________________________________
__________________________________________

(527603) 2007 VJ305

Classificazione:
2007 VJ305 , è un oggetto trans-nettuniano estremo proveniente dal disco esteso su un'orbita altamente eccentrica nella regione più esterna del Sistema Solare (ETNO).

Scoperta:
È stato scoperto il 4 novembre 2007 dagli astronomi Andrew Becker , Andrew Puckett e Jeremy Kubica presso l'Apache Point Observatory nel New Mexico, Stati Uniti.

Dati fisici:
Secondo l'Archivio Johnston e l'astronomo americano Michael Brown , 2007 VJ305 misura, ripettivamente, 202 e 279 chilometri di diametro sulla base di una presunta albedo da 0,09 a 0,04.
Il colore di questo ETNO è piuttosto rossastro con un tipo spettrale IR intermedio e un indice di colore B – R di 1,44.
Ad oggi nessuna osservazione della sua curva luce rotazionale è stata ottenuta da osservazioni fotometriche, quindi il periodo di rotazione , la direzione dei poli e la forma del corpo rimangono sconosciuti.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	202 km (est.B) 279 km (est.A)
Albedo geometrico	0,04 (assunto A) 0,09 (assunto B)
Tipo spettrale	IR B – I =1.960 B – R =1.440 R – I =0,520 V – R =0,520
Magnitudine assoluta (H)	+6.9 mag

Parametri orbitali:
2007 VJ305 orbita attorno al Sole ad una distanza di 35,1-347 UA una volta ogni 2640 anni e 11 mesi (964.601 giorni, con un semiasse-maggiore di 191,1 UA). La sua orbita ha un'eccentricità eccezionalmente elevata di 0,82 e un'inclinazione di 12° rispetto all'eclittica .
L' arco di osservazione del corpo inizia con una foto di pre-scoperta presa durante lo Sloan Digital Sky Survey presso Apache Point nel novembre 2000 , in modo da permettere un migliore calcolo dei suoi parametri orbitali.
Ha una distanza di intersezione orbitale minima con Nettuno di 5,4 UA.

Caratteristiche orbitali
Epoca 27 aprile 2019 ( JD 2458600.5)
Parametro di incertezza 2

Afelio	346,97 UA
Perielio	35,147 UA
semiasse-maggiore	191,06 UA
Eccentricità	0,8160
Periodo orbitale	2640,9 anni (964.601 giorni)
Anomalia media	1.8326 °
Moto medio	0° 0^m 1,44^s /giorno
Inclinazione	11,993 °
Longitudine del nodo ascendente	24,377 °
Argomento del perielio	338,10 °

( Grafico dell'orbita in zona perielio - JPL ).

________________________________________________________

Tutti gli oggetti di questo tipo sono stati scoperti nei pressi del loro perielio, ma con un'orbita fortemente eccentrica un corpo celeste passa la maggior parte del tempo nei pressi dell'afelio, quindi si ritiene che siano ancora molti i corpi da scoprire, che non sono attualmente rilevabili dagli strumenti odierni, si spera che con il JWST di colmare queste lacune.

________________________________________________________
________________________________________________________

Confini

La maggior parte del nostro sistema solare è ancora sconosciuto ed inesplorato.
La sfera gravitazionale del Sole si ritiene che domini le forze gravitazionali delle stelle che lo circondano fino a circa due anni luce (125.000 UA).
__________________________________________

Ipotesi per un pianeta Nove o un'altra fascia asteroidale ?

Per anni, alcuni astronomi hanno sospettato che un pianeta si trovasse al di là dell'orbita di Nettuno nelle regioni lontane del nostro sistema solare — un pianeta misterioso e gigantesco soprannominato "Planet Nine". Questa teoria è basata su strani movimenti orbitali di piccoli mondi lontani che si comportano come un oggetto invisibile sta influenzando i loro movimenti. Ma ora un gruppo di ricercatori ha avuto con un'altra idea per spiegare queste stranezze orbitali, il team suggerisce che, invece di un oggetto di grandi dimensioni, il nostro sistema solare abbia un enorme disco di piccole rocce spaziali ghiacciate che influenzano le orbite, recentemente, dozzine di grandi TNO sono stati osservati in orbite stranamente raggruppate. Questo ha portato i ricercatori a suggerire che la grande forza gravitazionale di un nono pianeta, che pesa 10 volte la massa della terra, potesse influenzare le orbite di questi piccoli, lontani oggetti.

Ma ora un gruppo di ricercatori dell'Università di Cambridge e dell'Università americana di Beirut affermano che, piuttosto che un gigantesco pianeta, queste forze gravitazionali potrebbero essere opera di un disco di piccoli oggetti con una massa combinata di 10 volte quella della Terra.
"Il pianeta nove è un ipotesi affascinante, ma se il nono pianeta ipotizzato esiste, ha finora evitato di essere rilevato", afferma Rosalba Sefilian dell'Università di Cambridge. "Volevamo vedere se ci potrebbe essere un'altra causa, meno drammatica e forse più naturale, per le orbite insolite che vediamo in alcuni TNO. Abbiamo pensato, piuttosto che ipotizzare un nono pianeta, e poi preoccuparsi della sua formazione ed orbita inusuale, perché non semplicemente spiegare la gravità di piccoli oggetti che costituiscono un disco al di là dell'orbita di Nettuno e vedere che cosa fa la simulazione a tal proposito? ''.

( Nel diagramma le orbite, dei corpi conosciuti, peraltro con molte incertezze, che hanno fatto ipotizzare ad un possibile pianeta ''X'' ).

Per raggiungere la loro conclusione, i ricercatori hanno fatto modelli con TNO influenzati gravitazionalmente, sia dai pianeti più grandi del nostro sistema solare e sia da un grande disco di oggetti, molto oltre Nettuno. Il team ha scoperto che, in questa configurazione, la gravità dei pianeti conosciuti combinata con il disco di grandi dimensioni è stato sufficiente a spiegare le orbite strane dei 30 TNO osservati in tali gruppi. Con questo modello, il team è stato anche in grado di determinare la rotondità del disco, la gamma di possibili masse che può contenere, e come la sua gravità sposterà il suo orientamento nel tempo.
Ora, mentre questo gruppo di ricerca suggerisce che questo disco voluminoso potrebbe spiegare le strane orbite raggruppate di 30 TNO, riconoscono che, poiché nè il pianeta nove o questo disco sono stati osservati direttamente, il caso non è ancora chiuso. "È anche possibile che entrambe le cose potrebbe essere vere e ci potrebbe essere sia un disco massiccio e pure un nono pianeta", ha detto Sefilian. "Con la scoperta di ogni nuovo TNO, raccogliamo più prove che potrebbero aiutare a spiegare il loro comportamento."

Esclusione per visibilità:

(Nel grafico si riporta lo studio fatto con il WISE, e solo nella zona rossa potrebbe esistere un pianeta con una massa superiore ad in centesimo di quella di Giove, ovvero 3 masse terrestri circa.
Un pianeta come Giove potrebbe esistere solo oltre 50.000 UA [3/4 di un anno luce] sennò sarebbe stato rilevato, per uno come Saturno il limite interno è a 15.000 UA , e comunque anche un ipotetico pianeta 9 o X che dir si voglia con la massa di 5 o 10 Mt , potrebbe trovarsi solo oltre le 1.000 UA , cioè ben oltre anche dell'afelio di Sedna e quindi influire poco o nulla sulle orbite degli oggetti scoperti finora.... a quelle distanze i corpi si muovono lentamente su orbite immense e sarebbe proprio un caso eccezionale che si trovassero così vicini da perturbarsi gravitazionalmente).

Esclusione per zone:

( Ulteriori studi hanno escluso, esaminando i possibili influssi gravitazionali, alcune zone del cielo, con solo una piccola zona definita come ''probabile'' che confrontata con le osservazioni del WISE, rendono ormai incerta l'esistenza del fantomatico ''planet 9'' ).
_________________________________________________________

Il confine della nube di Oort:
Il confine esterno della nube di Oort, invece, pensiamo che non si possa estendere per più di 50.000 UA.
Nonostante le scoperte di nuovi oggetti, come Sedna, 2012 VP113, ecc. Pensiamo che la regione tra la fascia di Kuiper e la nube di Oort, una zona di decine di migliaia di UA di raggio, non è ancora stata mappata, i corpi scoperti sono quelli prossimi al loro perielio, mentre i corpi in un'orbita fortemente ellittica passano la maggior parte del tempo vicino all'afelio e quindi molto lontani e fuori portata degli attuali strumenti.

Vi sono, inoltre, in corso ancora studi sulla regione compresa tra Mercurio e il Sole, immersa nel bagliore della stella e non facilmente osservabile.
Quindi, numerosi corpi celesti possono ancora essere scoperti nelle zone ancora inesplorate del sistema solare, e forse anche di dimensioni notevoli.
E noi siamo qua per giungere dove nessuno è mai giunto prima...........
________________________________________________________
________________________________________________________

Corpi interstellari:

1I 'Oumuamua

Attualmente si conosce con certezza un solo oggetto di origine INTERSTELLARE:

1I/'Oumuamua, noto anche come 2017 U1, è il primo asteroide interstellare di questa categoria che è stato catalogato. Un oggetto su una traiettoria iperbolica attraverso il sistema solare interno è stato scoperto dal sondaggio Pan-STARRS il 19 ottobre 2017 e ha ricevuto una designazione cometaria C / 2017 U1 (PANSTARRS). Successivamente è stato identificato nelle immagini del 14 ottobre da Catalina Sky Survey. Il 25 ottobre è stata assegnata una designazione asteroidale A / 2017 U1 in base alla mancanza di attività cometaria osservata. Il 6 novembre il Minor Planet Center gli ha assegnato la designazione 1I come primo oggetto di un nuovo schema di designazione per oggetti interstellari e hanno anche annunciato l'approvazione del nome "Oumuamua suggerito dal team Pan-STARRS, che in lingua Hawaiana vuol dire: '' Il primo arrivato ''.

Traiettoria:

Perielio	0,25534 ± 0,00007 UA
semiasse-maggiore	−1,2798 ± 0,0008 UA
Eccentricità	1,19951 ± 0,00018
Velocità orbitale media	26,33 ± 0,01 km/s (interstellare) 5,55 UA / anno
Anomalia media	36,425 °
Moto medio	0 ° 40 ^m 48,72 ^s / giorno
Inclinazione	122,69 °
Longitudine del nodo ascendente	24,599 °
Argomento del perielio	241,70 °

Dalla ricostruzione della sua traiettoria (vedi sotto), si è ipotizzato che provenga dalla costellazione della Lira, vicino alla stella Vega, da cui è partito migliaia o milioni di anni fa.

( Il pallino ROSSO indica l'origine dell'oggetto, il pallino VERDE indica dove si stia dirigendo, il pallino VIOLA indica la apparente posizione sulla volta celeste quandi è stato individuato ).

Dati fisici:
Le dimensioni del corpo sono molto incerte, con maggiore probabilità si indicano in 230m×35m×35m (per un rapporto assiale 6:1 ed un albedo di 0,30), con un periodo di rotazione di circa 8.10h, si trova su un'orbita iperbolica con un perielio di 0.25534 UA e con un'eccentricità pari a 1.19951. 'Oumuamua possiede una velocità interstellare di 26,33 km/s.

assunto albedo	diametro effettivo (m)	dimensioni (m) per rapporto assiale 1: 5	dimensioni (m) per rapporto assiale 1:10
0.01	510	1140 x 230	1600 x 160
0.04	260	570 x 110	810 x 81
0.10	160	360 x 72	510 x 51
0.30	93	210 x 42	290 x 29
0.90	54	120 x 24	170 x 17

Curva di luce:
Le osservazioni della curva della luce rotazionale di 'Oumuamua hanno mostrato che ha una variazione della curva della luce molto estrema, implicando una forma altamente elogata. I risultati delle curve di luce riportati sono riassunti nella tabella seguente (valori derivati tra parentesi).

periodo di rotazione (h)	ampiezza di grandezza	rapporto assiale implicito a / c	riferimento
8.1	1.8	5.3	Bannister et al. (2017)
8,14 ± 0,02	2,11 ± 0,53	6,91 ± 3,41	Bolin et al. (2017)
8,14 ± 0,02	1,54 ± 0,1	4,13 ± 0,48	Bolin et al. (2017)
7,5483 ± 0,0073	> 2.5	10	Drahus et al. (2017)
6,831	[≥1.75]	≥5	Fraser et al. (2017)
8,256	2,0 ± 0,2	[6.3 ± 1.2]	Jewitt et al. (2017)
> 3-5	≥1.2	≥3	Knight et al. (2017)
7.34	[2.5 ± 0.1]	10 ± 1	Meech et al. (2017)

Molti dei risultati pubblicati sono solo per osservazioni di rotazione parziale, quindi impostano solo un limite inferiore alla variazione di magnitudine. Fraser et al. (2017) suggeriscono che Meech et al. (2017) potrebbe sovrastimare la vera ampiezza della curva della luce dato che queste osservazioni avevano un angolo di fase diverso da zero. In alternativa, tutte le osservazioni che non stavano osservando dal piano perpendicolare all'asse di rotazione di 'Oumuamua potevano sottovalutare la vera ampiezza massima della curva luminosa. Quindi è plausibile concludere che 'Il rapporto assiale di 'Oumuamua (a / c) è tra 5: 1 e 10: 1.

Colore:
Sono state riportate conclusioni alquanto contraddittorie sul colore di 'Oumuamua. Le osservazioni indicano generalmente che è rossastro, ma non rosso come gli oggetti transnettuniani. I colori riportati nei canali standard sono riepilogati di seguito; questi risultati variano di circa il 50% nella pendenza spettrale (cioè "arrossamento" degli spettri). La tabella e la figura sotto riassumono questi risultati.

colore	colore	riferimento
BV	0,70 ± 0,06	Jewitt et al. (2017)
VR	0,45 ± 0,05	Jewitt et al. (2017)
gr	0,47 ± 0,04	Bannister et al. (2017)
gr	0,63 ± 0,31	Bannister et al. (2017)
gr	0,41 ± 0,24	Bolin et al. (2017)
gr	0.47	Masiero (2017)
gr	0,84 ± 0,05	Meech et al. (2017)
gr	0,60 ± 0,23	Ye et al. (2017)
gY	1,60 ± 0,20	Meech et al. (2017)
RI	0,36 ± 0,16	Bannister et al. (2017)
RI	0,23 ± 0,25	Bolin et al. (2017)
RI	0,29	Meech et al. (2017)
rJ	1,20 ± 0,11	Bannister et al. (2017)
rz	0.58	Masiero (2017)
rz	0.41	Meech et al. (2017)

( Analisi spettrale molto approssimativa e contraddittoria ).

Fraser et al. (2017) e Fitzsimmons et al. (2017) suggeriscono che i vari risultati possono essere spiegati dal periodo rotazionale se una regione di 'Oumuamua è più rossa della superficie rimanente. Fitzsimmons et al. (2017) riportano spettri a risoluzione più elevata, scoprendo che i colori sono più coerenti con gli asteroidi Troiani di Giove rispetto ai tipici oggetti del sistema solare esterno, quindi di tipo spettrale D.
Entro i limiti della risoluzione degli spettri, non hanno trovato caratteristiche di assorbimento specifiche attribuibili a ghiacci o minerali rocciosi.

( Dal blog di Bacci Paolo - GAMP ).

Classificazione:
La possibile esistenza di asteroidi interstellari come pure di comete interstellari è stata ipotizzata da decine di anni, ma fino alla scoperta di 2017 U1 l'esistenza di questi tipi di oggetti era solo una teoria.
La sua scoperta ha imposto quindi alla IAU la necessità di stabilire una nuova denominazione nonché di dare un nome all'oggetto.
In tempi molto rapidi l'oggetto è stato quindi denominato ufficialmente 1I/'Oumuamua, in cui il numero 1 indica che si tratta del primo oggetto di questo tipo catalogato, la I proviene dall'indicazione ''Interstellare''.

Caratteristiche anomale e implicazioni per l'origine:
Mentre piccoli oggetti di origine interstellare non sono inaspettati, molte delle caratteristiche di 'Oumuamua sono anomalie rispetto alle aspettative basate sulle osservazioni del nostro sistema solare e aspettative basate sulle nozioni prevalenti di formazione ed evoluzione del sistema planetario. In sintesi:

apparente mancanza di sostanze volatili (ghiaccio);
rapporto assiale / forma estremi;
disomogeneità superficiale apparente.

L'apparente mancanza di sostanze volatili è sorprendente perché la maggior parte dei detriti del sistema planetario espulsi nello spazio interstellare dovrebbe essere materiale cometario. Questo perché abbondanze di elementi stellari implicano che la maggior parte dei detriti planetari è ghiacciata/volatile e il materiale cometario tende a risiedere a maggiori distanze dalla stella o dalle stelle centrali e quindi è più facile diventare non legato gravitazionalmente. Tuttavia, questo è nel contesto delle ipotesi esistenti relative alla formazione del sistema planetario. Jackson et al. (2017) suggeriscono che i sistemi stellari binari possono espellere tanti o più planetesimi rocciosi di quelli ghiacciati.

Il rapporto assiale estremo si rivela essere un valore anomalo tra i piccoli corpi del sistema solare da 1 su 100 a 1 su 10.000. Gli oggetti di dimensioni superiori a 200 km a 600 km (a seconda della composizione) tenderanno ad essere in equilibrio idrostatico a causa dell'auto-gravitazione. Possono essere ellissoidali per corpi a rotazione rapida, ma con una rotazione più rapida tenderanno a fissione in binari prima di raggiungere forme estreme.
Il fatto che 'Oumuamua ruoti suggerisce fortemente che si tratta di un corpo rigido con elevata resistenza interna, in quanto un corpo con bassa resistenza interna (una pila di macerie) smorza rapidamente qualsiasi allungamento tramite la riconfigurazione interna fino a quando non si assesta in un singolo stato di rotazione dell'asse principale ( Fraser et al., 2017). La spiegazione alternativa è che 'Oumuamua è stato recentemente turbato dalla rotazione in rovina, sebbene ciò sembri improbabile dato che sembra aver viaggiato per molto tempo nello spazio interstellare.

APPROFONDIMENTO:
http://www.johnstonsarchive.net/astro/oumuamua.html
______________________________________________________________

Dal GAMP, gruppo astrofili montagna pistoiese:

La sera del 19/10/2017 sulla pagina NEOCP del Minor Planet Center era presente l'oggetto denominato P10Ee5V scoperto dal telescopio F51 Pan-STARRS 1, Haleakala che aveva effettuato 4 misure di posizione. In considerazione della sua velocità angolare di 13,97”/min indicata dalle effemeridi pubblicate, apparentemente sembrava trattarsi di un NEA particolarmente vicino.

Dall'Osservatorio Astronomico della Montagna Pistoiese, struttura pubblica del comune di San Marcello Piteglio, Paolo Bacci (Responsabile della Sezione di Ricerca Asteroidi dell' Unione Astrofili Italiani) e Martina Maestripieri del GAMP – Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese -, utilizzando il telescopio principale con un diametro di 0.60-m f/4, FOV di 35'x35' e una risoluzione di 2”/pixel, nel corso di una sessione di ricerca e follow-up di asteroidi, hanno puntato il telescopio in direzione dell'oggetto P10Ee5V.

Vengono acquisite immagini da 15 secondi ciascuna e sommate con la tecnica dello stack, al fine di aumentare il rapporto SNR per ottenere misure astrometriche più precise possibile. Con questa procedura sono state ottenute 3 misure di posizione. In figura 1 la prima immagine ottenuta dall'osservatorio di San Marcello Pistoiese.

Utilizzando uno specifico programma le misure ottenute dall'osservatorio montano vengono confrontate con quelle dei professionisti al fine di controllarne la qualità. Come di consuetudine viene inviata una mail al MPC con i dati raccolti per poi essere verificati e pubblicati sulla relativa pagina web dell'oggetto, assieme alle eventuali misure di altri osservatori sparsi per il mondo.

Ma stavolta qualcosa non va a buon fine, infatti sono presenti le misure del telescopio professionale I52 Steward Observatory, Mt. Lemmon Station, ma non quelle dell'osservatorio montano.

Pertanto si processano tutte le misure e con sorpresa si nota che non “ fittano” ovvero non si riesce a trovare un'orbita ragionevolmente coerente con un asteroide di tipo NEA. Dopo una serie di simulazioni si ottiene un'orbita con bassi residui ma alquanto stravagante: ha un'eccentricità e= 1,21 !!! Questo significa che l'orbita non è un'ellisse ma una iperbole.

Nei giorni successivi arrivano altre osservazioni e finalmente anche le misure ottenute da Paolo Bacci e Martina Maestripieri vengono inserite: sono le prime dopo gli scopritori, ovvero hanno confermato l'esistenza dell'oggetto.

La sorpresa arriva il 25 ottobre quando esce la pubblicazione ufficiale del MPC con circolare MPEC 2017-U181: COMET C/2017 U1 (PANSTARRS), dove viene annunciata la scoperta dell'oggetto, che conferma la sua natura interstellare.

LEGGI TUTTO:

http://www.gamp-pt.net/index.php?option=com_content&view=article&id=259:1i-oumuamua&catid=47:home&Itemid=74

______________________________________________________________

SI IPOTIZZA CHE OGNI TRENTA ANNI UN OGGETTO COME 'OUMUAMUA POTREBBE IMPATTARE CON IL SOLE, MENTRE UN PAIO POTREBBERO PASSARE OGNI ANNO ENTRO L'ORBITA DI MERCURIO:

Il 19 ottobre 2017, il telescopio Panoramic-Survey e il (PanSTARrs-1) nelle Hawaii ha annunciato il primo rilevamento di un oggetto interstellare, di nome 1I/2017 U1 'Oumuamua. Nei mesi che seguirono, sono state condotte diverse osservazioni per saperne di più su questo visitatore, così come per la risoluzione della controversia sul fatto che si possa trattare di una cometa o di un asteroide.

Piuttosto che risolvere la disputa, ulteriori osservazioni hanno solo aumentato il mistero, dando anche adito a bufale, che potrebbe essere una vela solare extra-terrestre. Per questo motivo, gli scienziati sono molto interessati a trovare altri esempi di oggetti come ' Oumuamua. Secondo un recente studio di un team di astrofisici di Harvard, è possibile che tali oggetti interstellari entrino nel nostro sistema e finiscano per cadere nel nostro abbastanza regolarmente.

Il recente studio, intitolato: (trad. IT): "Alzando il calore su 'Oumuamua" (art. in Inglese titolo originale : “Turning up the heat on ‘Oumuamua“ ), pubblicato on-line ed è stato presentato per la pubblicazione ai vari di giornali di astrofisica. Lo studio è stato condotto da John Forbes dell'Harvard-Smithsonian Center per l'astrofisica - Istituto per la teoria e il calcolo (ITC), dal Prof Abraham Loeb, il direttore della ITC, a da Frank B. Baird Jr. Prof. della scienza con la cattedra di astronomia al Dipartimento all'Università di Harvard.

Per ricapitolare, quando 'Oumuamua è stato rilevato per la prima volta, l'oggetto era a circa 0,25 AU dal sole e già sulla sua via d'uscita dal sistema solare. Sulla base della sua traiettoria, si è concluso che ' Oumuamua era di origine extra-solare, piuttosto che essere un oggetto di lungo periodo che ha avuto origine nella nube Oort. Gli astronomi inoltre hanno notato che è sembrato avere un'alta densità (indicativo di una composizione rocciosa e metallica) e che stava girando velocemente.

Ciò ha dato luogo alla teoria che piuttosto che essere una cometa interstellare, 'Oumuamua era in realtà un asteroide interstellare. Ciò era confermato con il fatto che non aveva avuto alcuna emissione gassosa, o forma una coda quando ha fatto il relativo passaggio più vicino al sole. Tuttavia, come 'Oumuamua ha cominciato a fare la sua via d'uscita dal sistema solare, un altro gruppo di ricerca ha osservato che ha sperimentato un aumento della velocità.

Questo comportamento strano, ancora una volta ha portato gli scienziati ad ipotizzare che 'Oumuamua potrebbe essere una cometa, ipotizzando la fuoriuscita di gas come risultato del riscaldamento solare, che spiegherebbe il suo improvviso cambiamento di velocità. Purtroppo, tra il fatto che l'oggetto non aveva sperimentato alcuna emissione più vicino al sole, o sperimentato una rapida evoluzione nella sua rotazione (che accompagna l'improvviso rilascio di materiale), gli scienziati sono stati ancora una volta spiazzati e senza ipotesi serie.

Indipendentemente dalla sua vera natura, il fatto che 'Oumuamua ha sfidato la classificazione ha reso il tema di grande interesse.

Come ha detto il Prof Loeb:

"La scoperta di 'Oumuamua ci permette di calibrare l'abbondanza di oggetti interstellari della sua dimensione, sulla base del tempo di indagine e la sensibilità dei telescopi PanSTARrs. Ci dovrebbe essere approssimativamente un quadrilione (10E15) di tali oggetti per ogni stella della Via Lattea. Una piccola frazione di questi oggetti passa nei pressi di Giove ed abbastanza vicino per rimanere intrappolati nel nostro sistema.''

In uno studio precedente, il Prof. Loeb e Manasvi lingam hanno calcolato che il sistema solare ospita circa 6.000 oggetti interstellari intrappolati. In uno studio, Loeb e Amir hanno identificato quattro candidati, ed hanno indicato che molti di più saranno probabilmente scoperti con il (LSST), e che in futuro potrebbero anche essere studiati da una missione robotica.

Da questo studio, sono stati in grado di ottenere stime su quanto spesso questi oggetti si scontrano con il nostro Sole, e come molti di questi sono suscettibili di avere un origine interstellare. Come ha detto Loeb:

"Abbiamo trovato che tali oggetti si scontrano con il sole una volta ogni 30 anni, mentre circa 2 passano all'interno dell'orbita di mercurio ogni anno. Abbiamo identificato gli orientamenti preferiti per le orbite degli oggetti interstellari e abbiamo concluso che almeno uno degli oggetti noti del sistema solare è di origine extrasolare. "

Forbes e Loeb nel loro lavoro, identificarono anche i probabili orientamenti orbitali che gli oggetti extrasolari avrebbero nel nostro sistema solare, utilizzando i dati del sistema internazionale di riferimento celeste (ICRS). Come per il precedente studio condotto da Loeb e Lingam, hanno anche identificato alcuni oggetti noti nel sistema solare che hanno questi orientamenti.

Questi dati sono stati tratti dal (NASA JPL Small-Body database9, e la maggior parte dei quali appartengono al gruppo Kreutz una famiglia di comete che hanno orbite che li portano molto vicino al Sole al perielio. Di questi, Forbes e Loeb hanno identificato alcuni corpi che potrebbero essere di origine interstellare in base all'inclinazione delle loro orbite.

Dalla scoperta di 'Oumuamua (e per la nostra incapacità di risolvere la questione della sua vera natura), gli scienziati sono ansiosi di trovare un altro oggetto interstellare nel nostro sistema solare per studiarlo.
______________________________________________________________

Magnitudine visuale:

( nel grafico si riporta la variazione della magnitudine visuale dalla Terra, relativa al passaggio di 'Oumuamua nel nostro sistema solare, al massimo ha toccato una magnitudine di poco inferiore a +20, ben lontano dall'essere accessibile a piccoli telescopi, ricordiamo che le sue dimensioni sono molto ridotte, con circa 200m di lunghezza e solo 35m di larghezza ).

(ricostruzione artistica).
___________________________________________________________
___________________________________________________________

2I/BORISOV (C/2019 Q4)

( Foto HUBBLE - La barra di scala in basso a destra (4 arco-secondi) è pari a 8100 km. La risoluzione è di 80 km / pixel ).

C/2019 Q4 (2I/Borisov) , (designazione temporanea
gb00234 ) , è una cometa iperbolica, la prima cometa interstellare scoperta finora.
La cometa è stata scoperta il 30 agosto 2019 dall'astrofilo Hennady Borisov.

( in foto Hennady Borisov ed il suo autocostruito telescopio da 65 cm ).

Si tratta del primo oggetto interstellare osservato dopo l'asteroide 1I/'Oumuamua scoperto il 18 ottobre 2017.

Forma e dimensioni:
Nel frattempo, le immagini mostrano che l'oggetto in arrivo sfoggia un chioma debole ma distinta ed un minimo accenno di coda - qualcosa che mancava a Oumuamua - e quindi sembra essere una cometa. Gli astronomi sono senza dubbio desiderosi di ottenere spettri della nuova scoperta per determinare quali composti potrebbero fuggire dalla sua superficie.

Sembrava essere un oggetto abbastanza grande, forse 10 km o più di larghezza, a seconda della riflettività della sua superficie, la sua magnitudine assoluta (H) è di +10,3.
Le osservazioni completate da Karen Meech ed il suo team presso l'Università delle Hawaii indicano che il nucleo della cometa ha un diametro compreso tra 2 e 16 km, nuovi studi di fine settembre 2019 ipotizzano un diametro tra 1,4 è 6,6 km.
Adesso si ritiene inferiore al chilometro con stime di circa 300 m.
Gli astronomi continueranno a raccogliere osservazioni per caratterizzare ulteriormente le proprietà fisiche della cometa (dimensioni, rotazione, ecc.).
E continueranno anche a identificare meglio la sua traiettoria.

C/2019 Q4 è stata riconosciuta come cometa a causa del suo aspetto sfocato, il che indica che l'oggetto ha un corpo ghiacciato centrale che produce una nuvola circostante di polvere e particelle mentre si avvicina al Sole e si riscalda.

La sua posizione nel cielo (visto dalla Terra) lo colloca vicino al Sole, in un'area di cielo che di solito non viene scansionata dalle grandi indagini a terra sugli asteroidi o dal veicolo spaziale NEOWISE della NASA a caccia di asteroidi .

Composizione e spettro:
Vi riportiamo il primo spettro della cometa nel visibile e nel vicino infrarosso, appena pubblicato e ripreso con il "Gran Telescopio Canarias" (GTC) da 10,4 m a El Roque de Los Muchachos Observatory (La Palma, isole Canarie).
Esso è mostrato a destra nell'immagine di apertura e risulta abbastanza simile allo spettro di riflessione di una tipica cometa appartenente al Sistema Solare di tipo D (anche se si nota una "depressione" nella regione del verde, sul margine sinistro).

Rilevazione di gas CN :

Il rilevamento di oggetti interstellari che attraversano il sistema solare offre la possibilità di studiare i processi fisico-chimici coinvolti nella formazione planetaria in altri sistemi extrasolari.

Mentre l'effetto della degassificazione di 1I / 2017 U1 ('Oumuamua) è stato osservato in modo dinamico, non è stato effettuato alcun rilevamento diretto del materiale espulso. La scoperta della cometa interstellare attiva 2I / Borisov significa che per questo oggetto sono possibili indagini spettroscopiche dei ghiacci sublimati.

Segnaliamo il primo rilevamento di gas emesso da una cometa interstellare attraverso l'emissione nel vicino UV di CN da 2I / Borisov a una distanza eliocentrica di r = 2,7 UA il 20 settembre 2019. Il tasso di produzione è risultato essere Q (CN) = (3,7 ± 0,4) × 10E24 molecole al secondo, utilizzando un semplice modello Haser con una velocità di deflusso di 0,5 km/s.

Non sono state rilevate altre emissioni, con un limite superiore alla velocità di produzione di C2 di 4 × 10E24 molecole al secondo. La pendenza di riflettanza spettrale della chioma della polvere oltre 3900 Å < λ <6000 Å \ è più ripida rispetto alle lunghezze d'onda più lunghe, come si trova per altre comete.

La fotometria Rc a banda larga ha dato un tasso di produzione di polvere di Afρ = 143 ± 10 cm − 1.
L'attività cometaria in realtà sembra minore rispetto ad una normale cometa, sembra più simile ad una cometa che con ripetuti passaggi al perielio abbia perso gran parte dei suoi composti volatili, facendoci ipotizzare una composizione con una parte minore di composti volatili.

La modellizzazione dei tassi di produzione di gas e polvere osservati limita l'effettivo raggio del nucleo a 0,7-3,3 km assumendo ragionevoli proprietà dello stesso. Nel complesso, troviamo che le proprietà di gas, e polvere del nucleo per il primo oggetto interstellare attivo sono simili alle normali comete del sistema solare.

( (a) Spettro calibrato del flusso di 2I / Borisov attraverso un'apertura di 200 per 800 centrata sulla cometa. Inoltre è mostrato uno spettro solare in scala arrossato per abbinare il continuum di polvere osservato. (b) Regione spettrale attorno alla banda di emissione CN (0-0) con sottrazione del continuum di polvere di fondo ).

LINK : (PDF) https://arxiv.org/pdf/1909.12144.pdf

Leggi anche in Italiano dal blog di Albino Carbognani :

https://asteroidiedintorni.blog/2019/10/04/il-cianogeno-della-cometa-borisov/

( Chioma della cometa interstellare 2I/Borisov ).
_______________________________________________

Le prime notizie:

L'annuncio trionfale ci arriva da Paolo Bacci del GAMP di San Marcello Pistoiese:
MPEC R106: COMET C/2019 Q4 (Borisov)
Ancora una volta in nostro osservatorio protagonista di una importante scoperta: una cometa Interstellare !!!
Le nostre immagini sono state richieste dal JPL-NASA e misurate da personale dell ESA-NEOCC. l'iniziale incertezza sulla sua orbita è man mano svanita ed al momento l'eccentricità di questo cometa è di e=3.0794827.

piu o meno come dai nostri calcoli (http://backman.altervista.org/Aimg/Pseudo-MPEC%20for%20gb00234.htm), pertanto con un'orbita iperbolica. !!!

SOTTO - Nelle immagini riprese dall’Osservatorio di San Marcello (codice MPC 104), effettuate con pose da 60 secondi, è stata evidenziata la natura cometaria del corpo celeste poichè presentava una chioma di 10” ed una coda ben evidente lunga 25”/P.A. 320.

( Solita immagine - SOTTO - in falsi colori per evidenziare l'oggetto ).

( Foto GAMP - P. Bacci, M. Maestripieri ).

Dal Minor Planet Center:
Sulla base delle osservazioni disponibili, la soluzione dell'orbita per questo oggetto è stata
convertita negli elementi iperbolici mostrati QUI, che indicherebbe un'origine
interstellare. Numerosi altri computer orbitali hanno raggiunto
conclusioni simili , come inizialmente da D. Farnocchia (JPL), W. Gray e D. Tholen (UoH).
Ulteriori osservazioni sono chiaramente molto desiderabili, poiché tutte le
osservazioni attualmente disponibili sono state ottenute a piccoli elongazioni solari e alte quote.
In assenza di uno sbiadimento o disintegrazione inatteso, questo oggetto dovrebbe essere osservabile
per almeno un anno.

Scoperta:
L'oggetto è stato scoperto il 30 agosto 2019 a Nauchnij da Gennady Borisov usando il suo telescopio che misura 0,65 metri, presso l'Osservatorio Astrofisico di Crimea (vicino alla città di Bakhchysarai).
Alla scoperta, era a 3 ± 0,13 UA dal sole.
Veniva dalla direzione di Cassiopea vicino al confine con Perseo e quindi molto vicino al piano galattico, più precisamente dalla piccola costellazione della Lacerta (Lucertola).
Nel descrivere la sua scoperta, Borisov ha commentato:
«L'ho scoperto il 29 agosto (ora locale), ma era il 30 agosto secondo il GMT. Ho visto un oggetto in movimento nell'inquadratura, che si muoveva in una direzione leggermente differente rispetto a quella degli asteroidi della fascia principale. Ho rilevato le sue coordinate e consultato la banca dati del Minor Planet Center. È risultato che fosse un nuovo oggetto. Ho misurato allora il NEO Rating, calcolato da vari parametri, che è risultato del 100% - ovvero, pericoloso. In tal caso, si richiede di comunicare immediatamente i parametri in una pagina web per asteroidi pericolosi che devono essere confermati. Inoltrai la comunicazione e scrissi che l'oggetto aveva aspetto diffuso ed che non era un asteroide, ma una cometa.»

(Intervista a Hennadij Borisov pubblicata il 16 settembre 2019 da RIA Novosti.)

( Foto del 13 settembre 2019 ).

Osservazione:
Arriverà al perielio (approccio più vicino al Sole) intorno al 7 dicembre 2019.
Si avvicinerà nel punto più vicino alla Terra il 10 dicembre a una distanza di circa 1,8 unita astronomiche , pare che abbia una forma ovale , passerà tra le orbite di Giove e Marte e rimarrà all'interno del sistema solare per circa sei mesi .
Attualmente è su una traiettoria in entrata, la cometa si sta dirigendo verso il sistema solare interno.
Il 26 ottobre, passerà attraverso il piano dell'eclittica - il piano su cui la Terra orbita attorno al Sole - dall'alto con un angolo di circa 40 gradi.
C/2019 Q4 può essere vista con telescopi professionali per i mesi a venire.

"L'oggetto raggiungerà il picco di luminosità a metà dicembre e continuerà ad essere osservabile con telescopi di dimensioni moderate fino ad aprile 2020", ha affermato Davide Farnocchia. "Successivamente, sarà osservabile solo con telescopi professionali più grandi fino a ottobre 2020."

( Andamento calcolato della luminosità fino al 15 marzo 2020 ).

( Nel grafico l'andamento della variazione della velocità in funzione della distanza dal Sole ).

Orbita ed Eccentricità:
Ciò che distingue C/2019 Q4 da quasi tutte le altre comete è l'eccentricità della sua orbita. L'eccentricità misura quanto un'orbita si discosta da un cerchio perfetto, che ha un'eccentricità di zero. Le orbite ellittiche, tipiche di pianeti, asteroidi e comete, hanno eccentricità tra 0 e 1. Le parabole sono uguali a 1 e un'eccentricità maggiore di 1 indica un'orbita iperbolica.
Più piccolo è il punto del perielio, minore sarà l'eccentricità. I corpi interstellari possono avere eccentricità molto elevate come e > 3 perché gli oggetti non sono mai stati legati al Sole e comunque anche un piccolo cambiamento di velocità comporterà un grande cambiamento nell'eccentricità.
Attualmente (12/09/19) con un arco di osservazione dei primi 12 giorni, un adattamento ottimale per l'orbita iperbolica ha un'eccentricità di circa 3,4, con perielio a 2,0 UA, intorno al 7-8 dicembre 2019. Usando 151 osservazioni, lo scout di JPL offre un intervallo di eccentricità di 2,9–4,5 .
Ma tutti i risultati danno un'orbita convergente alla soluzione iperbolica che indicherebbe una chiara origine interstellare.
Raggiungerà la sua velocità di picco (ancora relativamente al Sole) al perielio, verso il 7-8 dicembre. A quel punto, avrà accelerato fino a circa 44 km/s. Quindi accumulando la maggior parte della velocità che avrà per lasciare il Sistema Solare.
L'oggetto si avvicina dallo spazio interstellare a circa 30,7 +/- 1,5 km/s da :
RA 02h06m - dec +59,9, con un errore di circa un grado.

AGGIORNAMENTI SU: https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2019%20Q4

Parametri orbitali
(all'epoca 2458735,5 9 settembre 2019)
Semiasse maggiore	-0,8107754174904874 UA
Perielio	2,044 UA
Inclinazione orbitale	43,711°
Eccentricità	3,521616493068836
Longitudine del nodo ascendente	308,484°
Argomento del perielio	208,274°
Ultimo perielio	7 dicembre 2019

( Orbita preliminare dal JPL ).

Caratteristiche, morfologia ed attività:
Studio del 6/11/19 : https://arxiv.org/pdf/1910.14004.pdf
ESTRATTO: Presentiamo osservazioni fotometriche e spettroscopiche visibili e nell'infrarosso vicino dell'oggetto interstellare 2I / Borisov presi dal 10 settembre 2019 al 3 novembre , usando il GROWTH, l'APO ARC da 3,5 m , ed il NASA/IRTF da 3,0 m in combinazione con osservazioni post e pre-scoperta di 2I ottenute con il ZTF dal 17 marzo 2019 al 5 maggio.
La cometa si mostra come un oggetto molto simile alle comete del sistema solare leggermente attive con una frequenza di degassamento di ∼1027 mol/sec. La fotometria, presa in filtri che abbracciano la gamma visibile e NIR mostra un graduale tendenza di aumento della magnitudine di ∼ 0,03 mag/giorno dal 10 settembre 2019 , per un oggetto rossastro che diventa neutro nel vicino infrarosso. La curva della luce proveniente da dati recenti e precedenti alla scoperta rivela una tendenza della luminosità suggerendo la recente insorgenza di una significativa sublimazione di H2O con la cometa attiva con super-volatili come CO a distanze eliocentriche > 6 UA , coerenti con la sua morfologia estesa. utilizzando la capacità avanzata di ridurre significativamente la luce diffusa dalla chioma abilitata dalle immagini NIR ad alta risoluzione dall'ottica adattiva Keck scattata il 04 ottobre 2019 (vedi immagine sotto), portiamo una nuova stima per un diametro del nucleo di 2I/Borisov di 0,3 km, sebbene la dimensione reale sia probabilmente 2-3 volte inferiore a causa della rimozione incompleta della polvere dalla misurazione.

Utilizzando le immagini catturate dall'ARC da 3.5 m , il 12 settembre 2019 , i colori del filtro SDSS griz di 2I sono :

g −r = 0,54 ± 0,06 , r −i = 0,20 ± 0,04 , i − z = −0,23 ± 0,04.
Osservazioni BVRI sono state ottenute con il LOT con risultati nei seguenti colori:
B - V = 0,76 ± 0,12 , V - R = 0,55 ± 0,09 , R - I = 0,37 ± 0,08.
Combinando i due dati qua sopra ne risultano i valori di:
B - V = 0,69 ± 0,09 , V - R = 0,40 ± 0,1 e R - I = 0,41 ± 0,07.
Che sono in buon accordo con i colori BVRI di LOT e con i colori BVRI ottenuti da Fitzsimmons et al. (2019) e Jewitt & Luu (2019).
Inoltre, usando le fotometrie g, r, i e z ottenute con ARC il 12 settembre 2019, inseriamo stime sul parametro Af ρ di 2I, un proxy per il tasso di produzione di polvere.
Troviamo :
(Af ρ) g = 113 ± 5 cm, (Af ρ) r = 185 ± 7 cm, (Af ρ) i = 223 ± 8 cm e (Af ρ) z = 180 ± 8 cm.
Valori tipici per il sistema solare.

( GRAFICO - colori g - r vs. r - z di 2I tracciati con i colori g - r e r - z di altri corpi del sistema solare come il solare interno: Asteroidi come i tipi C, S e V, (Ivezi´c et al. 2001; Juri´c et al. 2002; DeMeo & Carry 2013), comete (Solontoi et al. 2012) e KBO (Ofek 2012). Lo schema di colorazione dei punti dati per gli asteroidi con i loro grigi colori è adattato da Ivezi´c et al. (2002). IMMAGINI A LATO - Mosaico di immagini in bande g, r, i, z di 2I scattate con ARC da 3.5 m , il 12 settembre 2019 e ZTF di pre-scoperta del 17 marzo 2019 e del 02 maggio 2019 ).

( spettro di flusso IRTF SpeX di 2I acquisito il 29 settembre 2019. La linea bianca è lo spettro levigato di 2I con una media corrente di 30 pt (∼50 nm). Le linee blu e verde corrispondono alle stelle analogiche NH Peg G1.5V e HD 107146 G2V HN . La distribuzione spettrale di energia (SED) è complessivamente rosso-neutra con alcune lievi deviazioni nella gamma di 0,9-1,2 micron. I flussi g, r, i, ottenuti nelle osservazioni del 12 ottobre 2019 e i flussi zJHK ottenuti nelle osservazioni del 27 settembre con ARC, vengono sovrastampati sullo spettro e sono sostanzialmente in accordo con lo spettro. Le caratteristiche di emissione a circa 1,4 e ∼1,8 micron sono di origine atmosferica terrestre ).

VIDEO:

C/2019 Q4 (Borisov) offerto da ALBINO CARBOGNANI per MEDIA INAF

LINK dal blog di Albino Carbognani:
https://asteroidiedintorni.blog/2019/09/13/la-prima-cometa-interstellare/

Immagini:

( Immagine composita bicolore di C/2019 Q4 (Borisov) che è la prima cometa interstellare mai identificata. Questa immagine è stata ottenuta utilizzando lo Spettrografo multi-oggetto del Gemini North (GMOS) del Mauna kea alle Hawaii. L'immagine è stata ottenuta con quattro esposizioni di 60 secondi in bande (filtri) r e g. I trattini blu e rosso sono immagini di stelle di sfondo che sembrano striate a causa del movimento della cometa ).

13 settembre 2019

( Osservatorio Astronomico Sormano - OAS ).

17 settembre 2019

( Gianluca Masi - Ceccano FR ).

26 novembre 2019:

( Elaborazioni immagine HUBBLE della chioma della Borisov ormai prossima al perielio, ed il confronto con le dimensioni della Terra ).

Grafici Af(rho):

( Immagini GAMP - dalle osservazioni fatte si nota una bassa produzione di polveri in questo periodo, ma l'oggetto interstellare sta ancora avvicinandosi al Sole, e le comete possono sempre rivelare delle sorprese.... ).

Aggiornamento di marzo 2020:

''La 2I/Borisov si è fammentata''

In questi mesi il telescopio spaziale Hubble (HST), ha continuato a riprendere immagini di questa cometa e ci sono delle interessanti novità, pubblicate sull’ATel #13611 da D. Jewitt (UCLA) e colleghi. Le immagini riprese il 23 marzo 2020 mostrano, all’interno della chioma della cometa, un singolo nucleo luminoso simile a quello osservato in tutte le precedenti immagini di HST. Al contrario, le immagini del 30 marzo 2020 mostrano un nucleo allungato di aspetto non stellare. Una morfologia di questo tipo è compatibile con la presenza di due componenti non risolte separate da 0,1 secondi d’arco (equivalenti a circa 180 km alla distanza della cometa) e allineate con l’asse principale della coma di polvere.

Questa duplicità indica l’espulsione di un frammento macroscopico da parte del nucleo, fatto confermato anche dai dati HST del 28 marzo. Se l’espulsione si è verificata attorno al 23 marzo, la velocità stimata di allontanamento del frammento è dell’ordine di 0,3 m/s. Velocità dello stesso ordine di grandezza si misurano anche nelle comete del Sistema Solare che si frammentano quando passano al perielio, ed è paragonabile alla velocità di fuga del nucleo della Borisov (che ha un diametro stimato dell’ordine di 1-2 km). Evidentemente il nucleo della cometa – già abbastanza fragile di suo – non ha resistito all’attività di sublimazione dopo il passaggio al perielio e si è frammentato. L’andamento della frammentazione viene continuamente monitorata da HST, non è escluso l’espulsione di ulteriori frammenti.

TRATTO DA: https://asteroidiedintorni.blog/2020/04/03/la-cometa-borisov-si-e-frammenta/

Venerdì 3 aprile 2020, un ulteriore telegramma di Bryce T. Bolin (Caltech/Ipac) e colleghi (ATel #13613) fa notare come il moto e la separazione angolare del frammento (che ha una dimensione stimata dell’ordine di 100 metri) sia compatibile con un’espulsione avvenuta il 7 marzo 2020, data in cui la cometa ebbe un improvviso aumento di luminosità di circa 0,7 magnitudini. In effetti, quando si stacca un frammento macroscopico da un nucleo cometario nuovo materiale volatile viene esposto in superficie e si può avere un improvviso aumento del tasso di sublimazione che porta a un outburst dell’attività nucleare. Se l’espulsione si è verificata attorno al 7 marzo, la velocità stimata di allontanamento del frammento è dell’ordine di 0,5 m/s. Velocità dello stesso ordine di grandezza si misurano anche nelle comete del Sistema solare che si frammentano quando passano al perielio, ed è paragonabile alla velocità di fuga del nucleo della Borisov

Ma la vicenda non finisce qua. Un ulteriore telegramma risalente a ieri, lunedì 6 aprile 2020, a firma di Qicheng Zhang (Caltech) e colleghi (ATel #13618), riporta la scomparsa del frammento che non è più visibile in immagini riprese da Hst il 3 aprile 2020. Al suo posto è visibile una nebulosità diffusa, segno che questo pezzo del nucleo della Borisov si è disintegrato completamente. L’andamento della frammentazione del nucleo della Borisov viene continuamente monitorata dagli astronomi, non è esclusa l’espulsione di ulteriori frammenti.

( La cometa Borisov ripresa il 3 aprile 2020 da HUBBLE mostra di nuovo un nucleo singolo e una nebulosità al posto del frammento secondario - Crediti: HST ).
______________________________________

UNO STUDIO PER UN FLY-BY:
CLICCA QUI

_________________________________________________
_________________________________________________

(514107) Kaʻepaokaʻawela
2015 BZ509

Introduzione:
Tra gli oggetti del sistema solare che si ritiene abbiano un'origine interstellare si ipotizza che oltre ad 'Oumuamua vi sia pure (514107) 2015 BZ509.

Caratteristiche:
Si tratta di un asteroide in configurazione co-orbitale con Giove con moto retrogrado, ed è stato il primo asteroide ad essere scoperto con queste caratteristiche peculiari.

(A lato le immagini della scoperta).

Origine:
Fathi Namouni ed Helena Morais suggeriscono che l'asteroide possa avere avuto origine in un sistema planetario differente dal nostro e che sia stato, solo in seguito catturato da Giove, visto che i risultati delle simulazioni che suggeriscono che l'orbita di 2015 BZ₅₀₉ possa essere stata stabile per tutta la durata del sistema solare.

( Ingrandimento del primo fotogramma qua sopra ).

Dati fisici:
Il corpo, possiede una magnitudine assoluta (H) pari a +16,0, e facendo un ipotesi che possa avere la stessa albedo degli asteroidi troiani di Giove, per il suo diametro ne deriverebbe un risultato di circa 3 chilometri soltanto.

Parametri orbitali:
Orbita intorno al sole in 11,64 anni, con un'eccentricità pari a 0,38 e un'inclinazione rispetto al piano dell'eclittica di 163° .

( Orbita apparente rispetto a Giove, descritta nel dettaglio qui di seguito ).

In conseguenza di queste caratteristiche, l'asteroide passa dall'interno all'esterno dell'orbita di Giove e viceversa. I due oggetti eseguono periodicamente degli incontri ravvicinati, durante i quali potrebbero raggiungere potenzialmente una distanza minima di circa 33 milioni di chilometri (0,227154 UA, corrispondenti alla MOID tra le due orbite). Ad ogni incontro, i parametri orbitali dell'asteroide sono leggermente alterati. In ventimila anni, la differenza tra l'angolo formato tra la posizione dell'asteroide e il suo perielio (l'anomalia vera) e l'angolo formato tra la posizione di Giove e quella del perielio dell'asteroide tende ad oscillare attorno allo zero con un periodo di 660 anni e un'ampiezza di 125° .
I diagrammi a sinistra mostrano un'orbita completa dell'asteroide in un sistema di riferimento eliocentrico, solidale con Giove (nel quale Giove appare cioè fisso nello spazio). Nell'immagine in alto, l'orbita viene osservata dal polo nord celeste. In blu è mostrata l'orbita della Terra e la posizione di Giove, la cui posizione è indicata col pallino blu. L'orbita dell'asteroide è mostrata in rosso quando è al di sopra del piano orbitale di Giove e in arancione quando è al di sotto.
Nel diagramma in basso, la stessa scena è vista di lato, con analogo significato dei colori.

________________________________________________________

Anche la cometa Machholz 1 potrebbe essere un corpo interstellare catturato, perché presenta una composizione chimica atipica rispetto alle altre comete del sistema solare.
________________________________________________________
________________________________________________________

A cura di ANDREOTTI ROBERTO, leggi anche :

LIBRO del SISTEMA SOLARE

APPROFONDIMENTI:

IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA.
________________________________________________________

CAPITAN FUTURO

ulivi

LETTORI SINGOLI

SEDNA e SEDNOIDI, NUBE DI OORT, CONFINI e CORPI INTERSTELLARI. by Andreotti Roberto.

La Nube di Oort

Perché la nube di Oort è un'ipotesi:

Confini

Nessun commento:

Posta un commento

Modulo di contatto

Cerca nel blog e nel web:

LA NUOVA TOSCANA

Post più popolari

ulivi

LETTORI SINGOLI

SEDNA e SEDNOIDI, NUBE DI OORT, CONFINI e CORPI INTERSTELLARI. by Andreotti Roberto.

La Nube di Oort

Perché la nube di Oort è un'ipotesi:

Confini

Nessun commento:

Posta un commento

Modulo di contatto

Cerca nel blog e nel web:

Iscriviti a CAPITAN FUTURO

LA NUOVA TOSCANA

Post più popolari