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.

(532037) LELEAKUHONUA un famoso sednoide trova il suo nome. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 07/07/2020

(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° 0m  0,099s/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/
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A cura di Andreotti Roberto.

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

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Aggiornato il 02/09/2025

(307261) 2002 MS4

Máni

( Immagine dell'HUBBLE SPACE TELESCOPE ).

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

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

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

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

Queste le osservazioni pre-scoperta:

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

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

( Foto del 28 aprile 2018 ).

Dati Fisici:

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

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

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

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

( Occultazione dell'8 agosto 2020 ).

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

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

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

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

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

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

( Grafico dell'orbita di Máni - JPL ).

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

Posizione:

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

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

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

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SCHEDA RIASSUNTIVA DI (2002 MS4) Máni:

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A cura di Andreotti Roberto.

LEGGI QUI Tutti i post: 

 https://insasistemasolare.blogspot.com/ 

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.

2015 BP519 ''CAJU'' un grande e lontano TNO con un'alta inclinazione orbitale - INSA.

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Aggiornato il 20/05/2019

2015 BP519

Introduzione:
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 ).

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Leggi anche ENCICLOPEDIA DEL SISTEMA SOLARE

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IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA

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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.

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Clicca QUI :
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
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