2018 AG37 ''Farfarout'' attualmente il più lontano oggetto individuato. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 08/12/2022

2018 AG37

'' Farfarout ''

Si tratta di un oggetto del Disco Diffuso (SDO).

Con l'aiuto dell'Osservatorio Gemini internazionale, un programma del NOIRLab della NSF e altri telescopi terrestri, gli astronomi hanno confermato che un debole oggetto scoperto nel 2018 e soprannominato "Farfarout" è effettivamente l'oggetto più distante mai trovato nel nostro Sistema Solare. L'oggetto ha appena ricevuto la sua designazione dall'Unione Astronomica Internazionale.

Scoperta:

Farfarout è stato avvistato per la prima volta nel gennaio 2018 dal Subaru Telescope da Sheppard, Tholen e Trujillo , presso Mauna-kea nelle Hawaii. I suoi scopritori potevano dire che era molto lontano, ma non erano sicuri di quanto lontano. Avevano bisogno di più osservazioni.

" A quel tempo non conoscevamo l'orbita dell'oggetto perché avevamo solo le osservazioni della scoperta di Subaru nell'arco di 24 ore, ma ci vogliono anni di osservazioni per ottenere l'orbita di un oggetto attorno al Sole ", ha spiegato il co-scopritore Scott Sheppard della Carnegie Institution for Science. “ Tutto quello che sapevamo era che l'oggetto sembrava essere molto distante al momento della scoperta ".

( FOTO SOPRA del 15 gennaio 2018 - FOTO SOTTO del 16 gennaio 2018 ).

Determinazione dell'orbita:

Sheppard e i suoi colleghi, David Tholen della University of Hawaii e Chad Trujillo della Northern Arizona University, trascorsero gli anni successivi a seguire l'oggetto con il telescopio Gemini North (anche su Maunakea alle Hawaii) e la Carnegie Institution for Science's Telescopi Magellan in Cile per determinarne l'orbita. 

Hanno ora confermato che ''Farfarout'' si trova attualmente (febbraio 2021) a 132 UA dal Sole, cioè 132 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra. 

(Per fare un confronto, Plutone è 39 UA dal Sole, in media.) 

Tuttavia, l'orbita di ''Farfarout'' è piuttosto allungata, portandola ad un afelio di 133 UA dal Sole nel suo punto più lontano e circa 27 UA nel punto più vicino (perielio), che si trova all'interno dell'orbita di Nettuno. Poiché la sua orbita attraversa quella di Nettuno, Farfarout potrebbe fornire approfondimenti sulla storia del sistema solare esterno.

Ma comunque le incertezze sui suoi parametri orbitali sono ancora molto elevate.

" Farfarout è stato probabilmente lanciato nel Sistema Solare esterno avvicinandosi troppo a Nettuno in un lontano passato ", ha detto Trujillo.  " Farfarout probabilmente interagirà di nuovo con Nettuno in futuro poiché le loro orbite si intersecano ancora " .

" Farfarout impiega un po' meno di un millennio per girare intorno al Sole " , ha detto Tholen. “ Per questo motivo, si muove molto lentamente nel cielo, richiedendo diversi anni di osservazioni per determinare con precisione la sua traiettoria ".

Parametri orbitali
(all'epoca 26 febbraio 2019) ultima osservazione 25/01/2020
Semiasse maggiore	80.1675 ±4.494 UA
Perielio	27,625± 0,173 UA
Afelio	132.71± 7.439 UA
Periodo orbitale	717.80± 60,35 anni
Eccentricità Inclinazione del piano orbitale	0.655±0,021 18,77° ± 0,12°
Longitudine del nodo ascendente	68,36°± 0,53°
Argomento del perielio	231,86°± 59,97°
Anomalia media	186,94°± 219,3°

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:

Farfarout è molto debole. In base alla sua luminosità e alla distanza dal Sole, il team stima che sia di circa 400 chilometri di diametro, ponendolo oltre l'estremità inferiore della possibile designazione di un pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU).

Dati fisici
Diametro medio	~400 km
Albedo stimato	0,10
Dati osservativi
Magnitudine apparente	+25,3
Magnitudine assoluta (H)	+4,185±0,103 +4,22 +4,1847 (JPL)

Designazione:

Il Minor Planet Center dell'IAU nel Massachusetts ha annunciato di aver assegnato a ''Farfarout'' la designazione provvisoria 2018 AG37 . 

Il membro più distante conosciuto del Sistema Solare riceverà un nome ufficiale dopo che saranno state raccolte più osservazioni e la sua orbita diventerà ancora più raffinata nei prossimi anni.

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A cura di Andreotti Roberto.

LE ORIGINI DELLA 67P/CHURYUMOV-GERASIMENKO dal Disco Diffuso al sistema solare interno. by INSA.

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Aggiornato il 03/06/2020

LE ORIGINI DI :
67P/Churyumov-Gerasimenko

L'evoluzione orbitale:
Gli astronomi ipotizzano che possa essere un oggetto del Disco Diffuso.
La cometa esplorata da Rosetta proviene da un luogo buio e freddo. Usando l'analisi statistica e il calcolo scientifico, gli astronomi della Western University in Canada hanno tracciato un percorso che molto probabilmente individua la casa natale della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko nella lontana regione oltre la Fascia di Kuiper , una vasta regione al di là di Nettuno che ospita asteroidi ghiacciati e comete.

( In un lontano passato, l'orbita di 67P / Churyumov-Gerasimenko si estendeva ben oltre Nettuno oltre la fascia di Kuiper. Le interazioni con Nettuno e con il gigante gravitazionale Giove hanno modificato l'orbita della cometa nel tempo, trascinandola nel Sistema Solare interno. 

Credito: Western University, Canada ).

Secondo la nuova ricerca, questa cometa è relativamente nuova nelle parti interne del nostro sistema solare, essendo arrivata solo circa 10.000 anni fa. Prima di ciò, ha trascorso gli ultimi 4,5 miliardi di anni in congelata in una regione chiamata Disco Diffuso.

Nella giovinezza del Sistema Solare, gli asteroidi che si trovarono troppo vicino a Nettuno furono dispersi dall'incontro con il pianeta blu.
Le loro orbite portano ancora le testimonianze di quegli incontri di tanto tempo fa : sono spesso molto allungate (a forma di sigaro) e inclinate, volenti o nolenti dal piano dell'eclittica fino a 40°.
Poiché le loro orbite possono portarli a centinaia di distanze Terra-Sole nelle profondità dello spazio, gli oggetti del Disco Diffuso sono tra i luoghi più freddi del Sistema Solare con temperature superficiali inferiori ai 50° sopra lo zero assoluto.
I vari tipi di ghiacci che si sono uniti per formare la 67P alla sua nascita oggi sono poco cambiati, è roba primordiale.

( Guarda come l'orbita della cometa di Rosetta si è evoluta dalla sua formazione ).

Il grande gruppo, delle comete della famiglia di Giove , deve la sua esistenza alla potente gravità del gigante pianeta Giove. Queste comete corrono intorno al Sole con periodi inferiori a 20 anni.
Si pensa che provengano da collisioni tra asteroidi rocciosi e ghiacciati nella Fascia di Kuiper.

I frammenti lanciati da queste collisioni sono perturbati da Nettuno in lunghe orbite eccentriche che li avvicinano a Giove, che li costringe con la sua gravità in orbite di breve periodo.

Mattia Galiazzo e l'esperto di sistemi solari Paul Wiegert , entrambi alla Western University, hanno dimostrato che in origine, la cometa 67P probabilmente trascorse milioni di anni nel Disco Diffuso, con un semiasse-maggiore della sua orbita di circa il doppio della distanza di Nettuno dal Sole.
Il fatto che ora sia una cometa della famiglia di Giove suggerisce una possibile collisione molto tempo fa seguita da interazioni gravitazionali con Nettuno e Giove prima di diventare finalmente un corpo interno del Sistema Solare che gira intorno al Sole ogni 6,45 anni.
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L'evoluzione della forma:

La missione Rosetta dell'ESA ha rivelato che lo stress geologico derivante dalla forma della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko è stato un processo chiave per scolpire la superficie e l'interno della cometa dopo la sua formazione.

Le piccole comete ghiacciate con due lobi distinti sembrano essere all'ordine del giorno nel Sistema Solare, con una possibile modalità di formazione una lenta collisione di due oggetti primordiali nelle prime fasi della formazione circa 4,5 miliardi di anni fa.
Un nuovo studio che utilizza i dati raccolti da Rosetta durante i suoi due anni presso la Cometa 67P, ha scoperto i meccanismi che hanno contribuito a modellare la cometa nel corso dei miliardi di anni seguenti.
I ricercatori hanno utilizzato la modellazione dello stress e le analisi tridimensionali delle immagini riprese dalla videocamera OSIRIS ad alta risoluzione di Rosetta per sondare la superficie e l'interno della cometa.

"Abbiamo trovato reti di faglie e fratture che penetrano nel sottosuolo per 500 metri e si estendono per centinaia di metri", afferma l'autore principale dello studio, Christophe Matonti dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
“Queste caratteristiche geologiche sono state create dallo sforzo di taglio, una forza meccanica spesso vista in gioco da terremoti o ghiacciai sulla Terra e su altri pianeti terrestri, quando due corpi o blocchi si spingono e si muovono l'uno nell'altro in direzioni diverse. Questo è estremamente eccitante: rivela molto sulla forma della cometa, sulla struttura interna e su come è cambiata e si è evoluta nel tempo. ”
Il modello sviluppato dai ricercatori ha riscontrato che lo stress da taglio raggiunge il picco al centro del "collo" della cometa, la parte più sottile della cometa che collega i due lobi.
"È come se il materiale in ogni emisfero si stacchi e si ristacchi, contorcendo la parte centrale, il collo, e assottigliandolo attraverso l'erosione meccanica risultante", spiega il co-autore Olivier Groussin, anche lui dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
"Pensiamo che questo effetto sia originariamente dovuto alla rotazione della cometa combinata con la sua forma asimmetrica iniziale''.
Si ritiene che si formò una coppia in cui il ''corpo'' e la "testa" si incontrano mentre questi elementi sporgenti si attorcigliano attorno al baricentro della cometa.

Le osservazioni suggeriscono che lo stress da taglio ha agito globalmente sulla cometa e, soprattutto, attorno al suo collo. Il fatto che le fratture possano propagarsi così profondamente nella 67P conferma anche che il materiale che compone l'interno della cometa è fragile, supportando con prove un dato che prima non era chiaro.

"Nessuna delle nostre osservazioni può essere spiegata da processi termici", aggiunge il coautore Nick Attree dell'Università di Stirling, nel Regno Unito. "Hanno senso solo quando consideriamo uno sforzo di taglio che agisce su tutta la cometa e specialmente attorno al collo, deformandosi e danneggiarlo e fratturarlo per miliardi di anni. "

La sublimazione, il processo di congelamento dei ghiacci in vapore e conseguente trascinamento della polvere di cometa nello spazio, è un altro processo ben noto che può influenzare l'aspetto di una cometa nel tempo. In particolare, quando una cometa passa più vicino al Sole, si riscalda e perde i suoi ghiacci più rapidamente - forse meglio visualizzata in alcuni degli scoppi drammatici catturati da Rosetta durante il suo periodo alla Cometa 67P.

Si pensa che le comete si siano formate nei primi giorni del Sistema Solare e sono immagazzinate in vaste nuvole ai suoi bordi esterni prima di iniziare il loro viaggio verso l'interno. Durante questa fase iniziale di "costruzione" del Sistema Solare, 67P avrebbe preso la sua forma iniziale.

Il nuovo studio indica che, anche a grandi distanze dal Sole, lo stress da taglio agirebbe poi su una scala temporale di miliardi di anni dopo la formazione, mentre l'erosione da sublimazione subentra su scale temporali più brevi di milioni di anni per continuare a modellare la struttura della cometa, specialmente nella regione del collo che era già indebolita dallo stress da taglio.

LINK :
" Morfologia della cometa bilobata e struttura interna controllata dalla deformazione di taglio " di C. Matonti et al.
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A cura di Andreotti Roberto.

TUTTI I POST :
SISTEMA SOLARE ELENCO POST INSA

XIANGLIU il satellite del pianeta nano GONGGONG . by Giovanni Donati - INSA .

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Aggiornato il 09/05/2020

Xiangliu


E' il satellite del pianeta nano Gonggong (2007 OR10), un oggetto del Disco Diffuso.

Scoperta e denominazione:
Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a Gonggong, (ipotizzando un albedo di 0,2), è stato scoperto da un gruppo di astronomi guidati da Csaba Kiss, durante un'analisi delle immagini archivistiche del telescopio spaziale Hubble di Gonggong. Il team di scoperta aveva sospettato che la lenta rotazione di Gonggong fosse causata dalle forze di marea esercitate da un satellite in orbita. Xiangliu è stato identificato per la prima volta nelle immagini archiviate di Hubble scattate con Wide Field Camera 3 di Hubble il 18 settembre 2010 e del 9 novembre 2009.
La sua scoperta è stata riportata e annunciata da Gábor Marton, Csaba Kiss e Thomas Müller al 48° incontro di la divisione per le scienze planetarie il 17 ottobre 2016.
Il satellite prende il nome da Xiangliu , un mostro-serpente velenoso a nove teste nella mitologia cinese che frequentava il dio dell'acqua Gonggong .

Dati fisici:
Per questo satellite senza nome di cui si conosce ancora poco, si ipotizza un diametro di circa 100 km anche sulla base del fatto che il satellite è molto meno rosso e più scuro di Gonggong difatti la differenza di colore di ΔV-R = 0.43 ± 0.17 (mag) tra primario e satellite è la più grande tra tutti gli oggetti TNO binari conosciuti.
Il suo albedo è teorizzato al 20%.
Tipo spettrale : 
V–I = 1.44±0.17 .

( Nel grafico l'analisi spettrale della superficie del satellite ).

Orbita:
Poiché le osservazioni di Xiangliu coprono solo una piccola parte dell'orbita di Gonggong attorno al Sole, non è ancora possibile determinare se l'orbita di Xiangliu sia prograda o retrograda .
Ipotesi prograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.150±320 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0.29±0.01 , con un periodo di rivoluzione di 25,2223±0.002 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 83.08°±0.86° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 31,99° ± 1,07°.
Ipotesi retrograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.274 ± 193 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0,2828±0.0063 , con un periodo di rivoluzione di 25,2385±0.000362 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 119,14°±0.89° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 104,9° ± 0,82°.

( Nel grafico sopra le possibili orbite con evidenziate quelle più probabili - sotto nelle immagini in sequenza le varie posizioni del satellite osservate con il telescopio spaziale Hubble ).

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A cura di Giovanni Donati.

2013 FY27 un grande oggetto del Disco Diffuso, con il suo satellite. by Andreotti Roberto - INSA

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Aggiornato il 07/07/2020

(532037) 2013 FY27

(532037) 2013 FY27 è il nono oggetto trans-nettuniano intrinsecamente più luminoso (TNO), e fa parte del Disco Diffuso.

Parametri orbitali:
2013 FY27 orbita attorno al sole una volta ogni 452,05 anni, con un semiasse maggiore di 58,9004 UA e con un'eccentricità orbitale di 0,39364.
Arriverà a perielio intorno al 2202, ad una distanza di circa 35.7151 AU, attualmente è a circa 80 UA, vicino all'afelio di 82.0857 AU dal sole e, di conseguenza, ha una magnitudine apparente di +22 con una magnitudine assoluta di +3,15. La sua orbita ha un'inclinazione significativa di 33.01929° rispetto all'eclittica.
Con un perielio così ''basso'' potrebbe subire influenze gravitazionali da parte di Nettuno.

Dati fisici:
2013 FY27 ha un diametro di circa 740 km. Utilizzando l'Atacama Large millimetri array e i telescopi Magellano, l'albedo geometrica di 2013 FY27 è risultata essere 0,17 (-0.030 +0,045) , ed il suo colore è moderatamente rosso. 
I colori di 2013 FY27 sono G-R = 0,76 +-0.02 e R-I = 0,31 +-0,03  e G-I = 1.07±0.04 magnitudini.
Il colore di 2013 FY27 è stato trovato per essere moderatamente rosso con un gradiente spettrale di S = 17 ± 2. Questo rende 2013 FY27 uno dei più grandi TNO moderatamente rossi conosciuti.
2013 FY27 è stato osservato più volte il 10 marzo 2016 in banda g e con filtri in banda i e con il filtro in banda r.
I filtri sono stati ruotati tra le bande r - g - i , per evitare eventuali variazioni a breve termine, e per effettuare le misurazioni del colore e sono stati ottenuti due volte, separati da poche ore. Convertiamo anche i colori Sloan g, r, i con  il sistema filtrante BVRI Johnson-Morgan-Cousins per un più facile confronto con alcuni lavori passati , utilizzando le equazioni di trasformazione di Smith et al. (2002): B = g ′ + 0,47 (g ′ − r ′) + 0,17;
V = g ′ − 0,55 (g ′ − r ′) − 0,03;
V − R = 0,59 (g ′ − r ′) + 0,11;
R − I = 1.00 (r ′ − i ′) + 0,21.
Sheppard (2010) ha mostrato queste trasformazioni da g, r, i colori ai colori BVRI sono buone
entro un centesimo di magnitudine per la maggior parte dei TNO.
L'alta eccentricità dell'orbita di 2013 FY27 , significa che sperimenta grandi variazioni di temperatura superficiale di circa da 16 a 22 Kelvin tra afelio e perielio.

( In grafica la determinazione probabilistica del diametro in funzione dell'albedo geometrico ).

Confronto con altri TNO :

( Nei grafici, 2013 FY27, viene confrontato con gli altri grandi TNO ).

Curve di luce:
La luminosità della curva di luce di 2013 FY27 varia meno di 0,06 ± 0,02 magnitudini anche in parecchie ore e giorni, suggerendo che possa avere un periodo di rotazione molto lungo, con una forma approssimativamente sferoidale, oppure ha un asse di rotazione che punta verso la Terra, quindi attualmente non conosciamo il suo periodo di rotazione.
2013 FY27 è stato monitorato per parecchi minuti, ore e giorni senza alcuna evidente variabilità a breve termine rilevata nella banda r.
La ragione più probabile per non aver trovato nessuna curva di luce con breve termine misurabile è che 2013 FY27 sia molto vicino alla forma sferoidale senza variazioni di albedo significativo sulla sua superficie per consentire il calcolo di un periodo di rotazione misurabile.
2013 FY27 è stato ulteriormente monitorati nella banda r in mesi per trovare la sua curva di fase lineare di β = 0,25 ± 0,03 Mag/deg. Si tratta di una curva di fase TNO leggermente superiore a quella normale, ma superficie di albedo moderata, a differenza delle curve di fase inferiore trovate per l'albedo Superfici. La magnitudine assoluta ridotta di 2013 FY27 è risultata essere Mr (1, 1, 0) = 2,85 ± 0,02 e mV (1, 1, 0) = 3,15 ± 0,03 Mag.

( Nei grafici le varie curve di luce raccolte, che non determinano una periodicità ).

Satellite:

Nel gennaio 2018, Scott Sheppard ha trovato un satellite intorno a 2013 FY27, a 0,17 arcosecondi di distanza e 3,0 ± 0,2 magnitudini più debole del primario.
Abbiamo osservato 2013 FY27 con il telescopio spaziale Hubble (HST) il 15 gennaio 2018 per cercare possibili satelliti (programma HST GO-15248), le immagini sono state riprese con HST tra le ore 01:24 e 02:30 , nel filtro a banda larga F350LP (lunghezza d'onda di 5859 angstroms) utilizzando lo strumento WFC3/UVIS con una scala di pixel di 0,04 arcsec per pixel. Una fonte luminosa è stata rilevata a circa 0,17 arcosecondi , con un angolo di posizione di 135° dal primario.
La scoperta è stata annunciata il 10 agosto 2018. Supponendo che i due componenti hanno pari albedo, le dimensioni sono circa di 740 km e 190 km, rispettivamente.

Le osservazioni per determinarne l'orbita sono state prese fra il maggio e il luglio 2018, ma i risultati di quelle osservazioni ancora non sono stati pubblicati. Una volta che l'orbita sarà conosciuta, le masse e le densità delle due componenti potranno essere determinate.

LINK approfondimento :
(PDF - EN) https://arxiv.org/pdf/1809.02184.pdf (Sheppard et al.).

Tabelle dati ed osservative:

( Clicca sull'immagine per ingrandire ).
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Estratto da:
IL DISCO DIFFUSO, ERIS e 2007 OR10 e CORPI MINORI. by Andreotti Roberto.

Leggi anche ENCICLOPEDIA DEL SISTEMA SOLARE
Clicca QUI :
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
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(145.451) - 2005 RM43 un oggetto del Disco Diffuso (SDO). by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 09/07/2019

(145451) 2005 RM43

E' un oggetto trans-nettuniano (TNO), che risiede nella regione del disco diffuso (SDO), quindi oltre la cintura di Kuiper.

Scoperta:
Fu scoperto il 9 settembre 2005 dagli astronomi americani Andrew Becker, Andrew Puckett e Jeremy Kubica all'Apache Point Observatory di Sunspot, New Mexico.
Per la misura, si ipotizza che sia di circa 500-600 chilometri di diametro.

( In foto a lato un'immagine ritrovata su lastre fotografiche del 1976 che hanno permesso di calcolarne l'orbita con maggiore precisione, con un parametro di incertezza 2 ).

Dati fisici:
Sulla base della sua magnitudine assoluta (H) di +4,468 , il diametro del corpo si trova nell'intervallo da 350 a 800 km, a seconda della sua albedo, per adesso solo stimata.
L'archivio Johnston fornisce una stima di 584 km, sulla base di un'albedo presunta di 0,09.
Brown stima un diametro di 524 km, basato su una grandezza assoluta di 4,8 e un'albedo assunta di 0,08.
Un'occultazione stellare di 2005 RM43 nel dicembre 2018 ha dato un diametro minimo di 458 km se la traccia dell'occultazione passasse per il centro, anche se la predizione (linea puntinata, con molta incertezza), mette la traccia più in basso.

( Nel grafico sopra il risultato ottenuto dall'occultazione stellare ).

Tabella dati occultazione stellare:

Curva di luce:
Dalla sua curva di luce si evince che il corpo abbia una forma tendenzialmente sferoidale in quando non presenta notevoli variazioni di luminosità durante la sua rotazione sull'asse, e tali minime variazioni siano da imputare a zone con differenti albedo sulla superficie del pianetino.
Ne risulta un periodo di rotazione di 6,71 h.

Analisi spettrale:
L'analisi della luce riflessa dall'oggetto, ha dato i seguenti risultati:

• B₀−V₀=0.590
• B-R=0.99
• V0-I0=0.726

Parametri orbitali:
La sua orbita presenta un semiasse maggiore di 89.610 UA, e spazia da un perielio di 35,079 UA, fino ad un afelio di 144.140 UA , ne risulta quindi un'eccentricità orbitale di 0,60854 , mentre la sua inclinazione è di 28.819° rispetto all'eclittica.
Completa una rivoluzione intorno al Sole in 848,28 anni (309.834 giorni).

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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Leggi anche ENCICLOPEDIA DEL SISTEMA SOLARE
Clicca QUI:
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
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(84522) 2002 TC302 , un oggetto del Disco Diffuso (SDO). by Andreotti Roberto - INSA

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Aggiornato il 22/05/2020

(84522) - 2002 TC302

(84522) 2002 TC302   
H +4,32 - albedo 0,147 - 499,8 km, 55,265 UA, 410,86 anni.

Orbita:
Orbita ad una distanza dal Sole che oscilla fra le 38,971 UA del perielio e le 71,221 UA dell'afelio, con un'eccentricità di 0,2926712 ed un inclinazione di 35,12042°.
(84522) 2002 TC₃₀₂ arriverà al perielio nel 2058.
Data la lunga orbita che ha intorno al sole, (84522) 2002 TC₃₀₂ arriva all'opposizione a fine ottobre di ogni anno con una magnitudine apparente di +20,5.
Sia il Minor Planet Center (MPC) che il Deep eclittica Survey (DES) mostrano che si trova in una risonanza 2:5 con Nettuno. 
Quindi a causa della risonanza, completa due orbite per ogni cinque orbite di Nettuno.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Dalla sua curva di Luce con un'ampiezza di 0,04±0,01 mag , si può dedurre un periodo di rotazione di 5,41 h , quindi molto rapida.
Dai vari studi ed osservazioni incrociate si ipotizza una densità di circa 1,150 kg/dm3.
Con le dimensioni di 543x460 km.

Scoperta:
(84522) 2002 TC302 è stato scoperto il 19 ottobre 2002 nell'ambito del programma di ricerca NEAT, presso l'Osservatorio di Monte Palomar da Michael E. Brown, Chad A. Trujillo e David L. Rabinowitz.
Era ritenuto un grande corpo, ma poi la sue dimensioni sono state riviste al ribasso di ben oltre la metà di quanto inizialmente ipotizzato.

Superficie e composizione:
Gli spettri tendenti al rosso della sua superficie, suggeriscono che (84522) 2002 TC302 , non ha molto ghiaccio fresco su di essa.
Tipo spettrale:
IR (moderatamente rosso)
B – V =1,03
V – R =0.67

Occultazione stellare:
Il 28 gennaio 2018 alle 21:53 UT circa, il TNO (84522) 2002 TC302 ha occultato la stella UCAC4 593-005847 di mag +15.9 V della costellazione del Triangolo. Numerosi osservatori, specialmente italiani, hanno registrato l’occultazione ed è già possibile fare un primo bilancio parziale sulla forma dell’asteroide.
Nel caso di 2002 TC302 si vede che, con le 7 corde raccolte (vedi sotto - fig.12), il primo best fit ellittico preliminare fornisce un corpo di dimensioni 570 ± 121 × 442 ± 54 km , mentre l'elaborazione dei dati dello studio pubblicato oltre due anni dopo, l'ellisse risultante ha assi maggiori e minori di 543 ± 18 km e 460 ± 11 km, rispettivamente, con un angolo di posizione di 3±1 grado per l'asse minore, con un diametro medio equivalente di 499,8 km. Queste informazioni, combinate con le curve di luce rotazionale ottenute con il telescopio da 1,5 m presso l'Osservatorio Sierra Nevada e il telescopio da 1,23 m presso l'osservatorio Calar Alto, ci consentono di ricavare possibili forme 3D e stime di densità per il corpo, sulla base di ipotesi di equilibrio idrostatico.
Dal diametro dell'occultazione efficace combinato con le misurazioni della magnitudine assoluta visuale (Hv), deriviamo un albedo geometrico di 0,147 ± 0,005.
Le migliori curve di luce per occultazione non mostrano alcun segno di caratteristiche dell'anello o segni di un'atmosfera globale.
Il valore di queste dimensioni è in discreto accordo con quella determinata usando il telescopio infrarosso Herschel nel 2010 e 2011, pari a 584 ± 90 km.

LINK : https://arxiv.org/abs/2005.08881 
PDF : https://arxiv.org/pdf/2005.08881.pdf 

APPROFONDIMENTO:
https://asteroidiedintorni.blog/2018/02/18/il-profilo-di-2002-tc302-con-occult-4/

( FIG. 12 - Il profilo di 2002 TC302 proiettato sul piano di Bessel determinato dalle varie corde di occultazione ).

Corda n°2:

(  Nel grafico sopra il risultato ottenuto dal GAMP di San Marcello Pistoiese, che hanno registrato un occultazione durata 94 +/-2 secondi. - 
LINK : https://b09-backman.blogspot.com/2018/01/2002-tc302-occultazione.html ).

( In tabella si riportano tutti i risultati dell'occultazione del gennaio 2018 ).

Curva di luce:
La base temporale di studio è stata, rispettivamente, 10 ore su 2 notti, 7 ore su due notti e 0,5 h in

una notte. Il periodogramma di Lomb (vedi sotto - fig.13) , presenta tre picchi con livelli di confidenza simili. La vetta più alta si trova a 5,41 h (4,44 cicli/giorno) e due similari si trovano a : 

• 4,87 h (4,93 cicli/giorno)
• 6,08 h (3,95 cicli/giorno)

Le tecniche PDM e Pravec-Harris confermano la più alta con picco a 5,41 h, ma CLEAN favoriva un periodo di rotazione di 6,08 h.

La curva di luce più adatta è ottenuta per un periodo di rotazione di 5,41 h. (vedi sotto - fig.14), presentata con il picco singolo della curva di luce e con un'ampiezza di 0,04 ± 0,01 mag.

LINK : "Short-term variability of 10 trans-Neptunian objects"  (PDF).

( FIG. 13 - Periodogramma di Lomb ).

( FIG. 14 - Curva di fase rotazionale per 2002 TC302 ottenuta utilizzando un periodo di spin di 5,41 h ).

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Post a cura di Andreotti Roberto

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2004 TT357 - un binario a contatto del DISCO DIFFUSO . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 22/03/2019

2004 TT357

                                                 

2004 TT357, è un piccolo corpo che si trova nel disco diffuso, una regione esterna del sistema solare. Questo corpo celeste è su una risonanza orbitale di 2:5 con il pianeta Nettuno.

( Immagini HUBBLE, che non sono state in grado di risolvere le eventuali 2 componenti, i binari di contatto e i binari con orbite strette sono impossibili da risolvere e identificare con HST a causa della piccola separazione tra i componenti del sistema. Solo le curve di luce dettagliate con una caratteristica forma a V/U al minimo/massimo di luminosità e una grande ampiezza, sono in grado di identificare i binari stretti o di contatto. ).

Dati Fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,7  , e ha un diametro stimato di circa 127 km (Mediamente per le due componenti, assumendo un albedo di 0,10).
Con un ipotesi di due corpi a contatto, mediamente si stima 112 km per il primario e 86 km per il secondario.
Il valore più probabile per la densità è di 2 kg/dm3.
Il suo periodo di rotazione, dedotto dalla sua curva di luce, è pari a 7,79 h.

Parametri orbitali:
L' orbita di 2004 TT₃₅₇ ha un' eccentricità di 0,4270464 e ha un semiasse maggiore di 54,891311427 UA. Il suo perielio si trova ad una distanza di 31,450173174 UA dal sole e il suo afelio invece si spinge fino a 78,332449681 UA.
Mentre l'inclinazione della sua orbita corrisponde a 8,9998667° rispetto all'eclittica.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Analisi spettrale:
2004 TT357 è un oggetto moderatamente rosso con S = 14,3 ± 2, ed i suoi colori ottici sono:

• g ' – r ' = 0,74 ± 0,03 mag,
• r ' – i ' = 0,27 ± 0,04 mag,
• g ' – i ' = 0,99 ± 0,04 mag

(Sheppard 2012).

Con una magnitudine assoluta di H = +7,42 ± 0,07 mag, il diametro stimato di 2004 TT357 è :
218 ± 7 km, assumendo un albedo di 0,04
87 ± 3 km, assumendo un albedo di 0,25
(Sheppard 2012).

Analisi della curva di luce:

Le osservazioni di Thirouin e dei suoi collaboratori, per questo oggetto, hanno permesso loro di costruire una curva di luce che ha rivelato un periodo di ~ 7,79 ore e, cosa più particolare, una significativa variazione di ampiezza, dell'ordine di 0,76 +/- 0,03 magnitudini.

Gli studiosi, quindi, esplorano tre potenziali cause di questa variazione:

1. l'oggetto ha un'albedo variabile;
2. ha una forma allungata, ellissoidale;
3. o è un binario di contatto.

Gli asteroidi ed i TNO, tendono ad avere variazioni di albedo in media di non più del 10 – 20%.
Dalla curva di luce di 2004 TT357 si evince che le variazioni sono di ~ 80%, sembra quindi, improbabile che l'albedo sia la causa della variabilità. E mentre gli autori dimostrano che non possiamo escludere che 2004 TT357 possa avere un corpo di un ellissoide allungato (scaleno o triassiale), la morfologia della curva di luce favorisce la spiegazione più semplice che questo oggetto è un binario a contatto.

Supponendo un ellissoide triassiale, dobbiamo aspettarci una curva di luce con due valori massimi e due minimi, corrispondenti a una rotazione completa dell'oggetto. Tuttavia, se l'oggetto è uno sferoide con variazioni di albedo sulla sua superficie, dobbiamo aspettarci una curva di luce con un massimo e un minimo (Thirouin et al. 2014). Una curva di luce a picco singolo con una variabilità di circa 0,75 mag richiederebbe una variazione di albedo molto forte sulla superficie dell'oggetto, che è improbabile. D'altra parte, assumendo una rotazione veloce di 3,89 ore, l'oggetto sarebbe deformato a causa della sua rotazione e quindi la sua forma allungata produrrebbe una curva di luce a doppio picco (come nel caso di Haumea Lacerda et al. 2008; 2010 Thirouin et al.). Supponendo che 2004 TT357 è un oggetto sferico con un periodo di rotazione di 3,89 ore, la sua densità sarebbe di circa 0,7 g/cm3.
Infine, tracciando la curva di luce a doppio picco, si nota che la curva di luce è asimmetrica di circa 0,05 – 0,1 mag. Per tutti questi motivi, preferiamo la curva di luce a doppio picco per 2004 TT357. La curva di luce ha un periodo di rotazione di 7,79 ± 0,01 h , e un'ampiezza picco-picco di 0,76 ± 0,03 mag.
Con un'ampiezza della curva di luce di 0,76 mag, 2004 TT357 è tra le sequenze di Roche (Binario a contatto) e Jacobi (Ellissoide scaleno), e quindi la sua curva di luce può essere spiegata da un oggetto molto allungato o da un binario di contatto, supponendo che la variabilità sia dovuta alla forma dell'oggetto, anche se un binario di contatto di dimensioni non uguali non può mai raggiungere la soglia di ampiezza di 0,9 mag (necessaria per avere una certezza), anche se visualizzato con equatore in vista.

Densità:
(Leone ed altri1984) hanno studiato le sequenze di equilibrio di questi binari con un rapporto di massa tra 0,01 e 1. Utilizzando la rete di sequenze di Roche nell'ampiezza della curva di luce del piano-frequenza rotazionale, possiamo stimare il rapporto di massa e la densità di 2004 TT357 (Figura 2, adattata dalla figura 2 di Leone et al. 1984). Derivano due opzioni principali:
(1) un sistema con un rapporto di massa di Qmax = 0,8 ± 0,05 e una densità di ρmax = 5 g/cm3;
(2) un sistema con un rapporto di massa di Qmin = 0,45 ± 0,05 e una densità di ρmin = 2 g/cm3. Deriveremo Qmin e Qmax prendendo in considerazione la barra di errore dell'ampiezza della curva di luce. Sulla base del fatto che abbiamo solo una curva di luce di questo oggetto e il numero di ipotesi fatte da Leone et al. (1984), useremo rapporti di massa conservativi di Qmin = 0,4 e Qmax = 0,8. Utilizzando Leone et al. (1984), siamo in grado di ricavare solo i casi estremi (min e max); una combinazione di valori in mezzo sono entrambi possibili.

Se 2004 TT357 è un binario a contatto, cosa possiamo ipotizzare su di esso?
I suoi componenti molto probabilmente hanno un rapporto di massa molto disuguale in cui un lobo è solo 45% la massa dell'altro, questo secondo le stime degli autori degli studi.
La sua densità potrebbe essere piuttosto elevata — 2 g/cm3 — il che significa che probabilmente ha una composizione rocciosa, oltre a ghiaccio ed altri composti.

( Solo un'attenta modellazione del sistema utilizzando diverse curve di luce a diverse epoche ci permetterà di migliorare il rapporto di massa, la densità e la geometria del sistema. Il parametro 12 ω2/(πGρ) è 0,048 con un rapporto di massa di 0,8, ed è 0,120 con un rapporto di massa di 0,4 (Figura 2). Utilizzando la tabella 1 di Leone et al. (1984), si traggono i rapporti dell'asse e la separazione tra i componenti.
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Leggi anche: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa7ed3/meta

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( Sopra le distanze da Sole e Terra al momento delle osservazioni riportate sotto ).

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