(120216) 2004 EW95 - (120216) 2004 EW95

(120216) 2004 EW95
120216-2004ew95 hst.jpg
Hubbleův vesmírný dalekohled obrázek uživatele 2004 EW95 přijato v roce 2010
Objev[1]
ObjevilKitt Peak Obs.
Datum objevu14. března 2004
Označení
(120216) 2004 EW95
Orbitální charakteristiky[1]
Epocha 23. března 2018 (JD  2458200.5)
Parametr nejistoty 2
Pozorovací oblouk4847 dní (13,27 roku)
Aphelion52.590 AU (7.8674 Tm )
Přísluní26,975 AU (4,0354 Tm)
39,783 AU (5,9515 Tm)
Excentricita0.32193
250.93 rok (91652 d )
359.95°
0° 0m 14.219s / den (n)
Sklon29.234°
25.704°
204.67°
ZeměMOID25,99 AU (3,888 TM)
JupiterMOID21,69 AU (3,245 Tm)
UranMOID9 AU (1,3 Tm)[4]
Fyzikální vlastnosti
Rozměry291 km[5]
0.04 (temný)[5]
~21.0[6]
6.3[1]

(120216) 2004 EW95, prozatímně známé jako 2004 EW95, je rezonanční trans-Neptunian objekt v Kuiperův pás nachází se v nejvzdálenějších regionech EU Sluneční Soustava. Měří přibližně 291 kilometrů v průměru.[7] Má více uhlíku, než je obvyklé pro KBO, a jako první se potvrdilo, že má toto složení v této oblasti vesmíru.[8] Předpokládá se, že vznikl blíže ke Slunci, možná dokonce k hlavnímu pásu asteroidů.[8]

Obíhat

2004 EW95 je v současné době dobře uvnitř oběžné dráhy Neptunu.

Jako Pluto, 2004 EW95 je klasifikován jako a plutino. Zůstává v Rezonance 2: 3 s Neptunem.[2][3] Na každé 2 oběžné dráhy, které plutino vytvoří, obíhá Neptun třikrát.

2004 EW95 je aktuálně 27.0AU ze slunce,[6] a přišel k přísluní (q = 26,98 AU) v dubnu 2018.[1] To znamená, že tento objekt je v současné době uvnitř oběžné dráhy planety Neptune. Jako Pluto, tento plutino tráví část své oběžné dráhy blíže ke Slunci, než je Neptun, i když jejich oběžné dráhy jsou řízen Neptunem. (Pravděpodobná trpasličí planeta Huya a plutino (15875) 1996 TP66 jsou také v současné době na oběžné dráze Neptunu.) Simulace provedené Hluboký ekliptický průzkum (DES) to ukazují během příštích 10 milionů let 2004 EW95 může získat vzdálenost perihelionu (qmin) již od 24,6 AU.[3]

Přichází do 9AU (1.3 miliarda  km ) z Uran a zůstane více než 21 AU z Neptunu po dobu 14 000 let.[4] 2004 EW95 byl pozorován 158krát s an pozorovací oblouk 13 let a má kvalita oběžné dráhy ze dne 2.[1]

Fyzikální vlastnosti

Umělecký dojem plutina a možného bývalého Asteroid typu C. 2004 EW95[9]

2004 EW95 má tmavou albedo 0,04, což mu dává průměr asi 291 km.[5] Své odrazivost spektrum nese nápadnou podobnost s některými hydratovanými Asteroidy typu C., což naznačuje, že tento objekt se pravděpodobně vytvořil ve stejném prostředí jako Asteroidy typu C. dnes nalezen ve vnějším pás asteroidů.[10]

Na rozdíl od většiny malých předmětů v Kuiperův pás dosud pozorováno viditelné spektrum z 2004 EW95 má dvě funkce, z nichž každá je spojena s oxidy železité a fylosilikáty.[10] Přítomnost a fylosilikát funkce ve spektru a malá planeta označuje, že skalní složka jeho složení byla změněna přítomností kapalný voda v určitém okamžiku od svého vzniku.[11] Aby k tomu došlo dne 2004 EW95 na své současné oběžné dráze a při teplotách ~ 35 K,[12] významné množství Termální energie bylo by vyžadováno. I když tato energie mohla být dodána velmi velkou náhodou srážka,[13] silná celková podobnost mezi moderním Asteroidy typu C. ve vnějším pás asteroidů a 2004 EW95 naznačuje, že tyto objekty vznikly ve stejné oblasti raného Slunce protoplanetární disk, mnohem blíže ke Slunci a při vyšších teplotách.

The Velká hypotéza připínáčku[14] předpovídá, že primitivní Asteroidy typu C. byly rozptýleny z místa jejich formace migrace z Jupiter a Saturn a mnoho z nich bylo injektováno do vnějšího pás asteroidů kde je dnes najdeme. Stejným mechanismem (a dalšími, které jsou výsledkem formování planet),[15] simulace ukazují, že typy C lze také vyhodit ven do transneptunské oblasti, kde se později mohou zachytit do střední pohybové rezonance z Neptune.[14][15]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E F „Prohlížeč databáze malých těles JPL: 120216 (2004 EW95)“ (poslední pozorování: 2015-06-19). Citováno 7. dubna 2016.
  2. ^ A b „MPEC 2009-E53: Distant Minor Planets (2009 MAR. 30.0 TT)“. Centrum menších planet. 11. března 2009. Citováno 24. března 2009.
  3. ^ A b C Marc W. Buie. „Orbit Fit a astrometrický záznam pro 120216“ (poslední pozorování: 2009-05-26 s použitím 44 pozorování). SwRI (oddělení vědy o vesmíru). Archivováno z původního dne 1. února 2018. Citováno 18. září 2009.
  4. ^ A b „MPEC 2004-H77: 2004 EW95“. Centrum menších planet. 26.dubna 2004. Citováno 24. března 2009.
  5. ^ A b C Wm. Robert Johnston (22. srpna 2008). "Seznam známých transneptunských objektů". Johnstonův archiv. Archivováno z původního dne 18. dubna 2009. Citováno 24. března 2009.
  6. ^ A b „AstDys (120216) 2004EW95 Ephemerides“. Katedra matematiky, Univerzita v Pise, Itálie. Archivováno z původního dne 27. února 2012. Citováno 24. března 2009.
  7. ^ St. Fleur, Nicholas (10. května 2018). „Tento asteroid by neměl být tam, kde jej astronomové našli“. The New York Times. Citováno 11. května 2018.
  8. ^ A b „Exilový asteroid objeven ve vnějších oblastech sluneční soustavy: dalekohledy ESO nalezly první potvrzený asteroid bohatý na uhlík v Kuiperově pásu“. ScienceDaily. Citováno 1. listopadu 2018.
  9. ^ „Exilový asteroid objeven ve vnějších dosahu sluneční soustavy - dalekohledy ESO najdou první potvrzený asteroid bohatý na uhlík v Kuiperově pásu“. www.eso.org. Citováno 12. května 2018.
  10. ^ A b Seccull, Tom; Fraser, Wesley C .; Puzia, Thomas H .; Brown, Michael E .; Schönebeck, Frederik (2018). „2004 EW95: Fylosilikát nesoucí uhlíkatý asteroid v Kuiperově pásu“. Astrofyzikální deník. 855 (2): L26. arXiv:1801.10163. Bibcode:2018ApJ ... 855L..26S. doi:10.3847 / 2041-8213 / aab3dc.
  11. ^ Fornasier, S .; Lantz, C .; Barucci, M. A .; Lazzarin, M. (2014). "Vodná alterace na primitivních asteroidech hlavního pásu: Výsledky z viditelné spektroskopie". Icarus. 233: 163–178. arXiv:1402.0175. Bibcode:2014Icar..233..163F. doi:10.1016 / j.icarus.2014.01.040.
  12. ^ Mommert, M .; Harris, A. W .; Kiss, C .; Pál, A .; Santos-Sanz, P .; Stansberry, J .; Delsanti, A .; Vilenius, E .; Müller, T. G .; Peixinho, N .; Lellouch, E .; Szalai, N .; Henry, F .; Duffard, R .; Fornasier, S .; Hartogh, P .; Mueller, M .; Ortiz, J. L .; Protopapa, S .; Rengel, M .; Thirouin, A. (2012). „TNO jsou super: průzkum trans-Neptunské oblasti V. Fyzická charakterizace 18 Plutin pomocí pozorování Herschel-PACS“. Astronomie a astrofyzika. 541 (A93): A93. arXiv:1202.3657. Bibcode:2012A & A ... 541A..93M. doi:10.1051/0004-6361/201118562.
  13. ^ Rubin, Alan E. (1995). "Petrologické důkazy o kolizním ohřevu chondritických asteroidů". Icarus. 113 (1): 156–167. Bibcode:1995Icar..113..156R. doi:10.1006 / icar.1995.1013.
  14. ^ A b Walsh, Kevin J .; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N .; O'Brien, David P .; Mandell, Avi M. (2011). „Nízká hmotnost Marsu z rané migrace Jupitera na plyn“. Příroda. 475 (206): 206–209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011 Natur.475..206W. doi:10.1038 / příroda10201. PMID  21642961.
  15. ^ A b Raymond, Sean N .; Izidoro, Andre (2017). „Původ vody ve vnitřní sluneční soustavě: planetesimály rozptýlené dovnitř během rychlého narůstání plynu Jupiterem a Saturnem“. Icarus. 297: 134–148. arXiv:1707.01234. Bibcode:2017Icar..297..134R. doi:10.1016 / j.icarus.2017.06.030.

externí odkazy