(3) GIUNONE un grande asteroide della Fascia Principale. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 30/07/2019

3 Giunone

Scoperta:
Giunone fu scoperto come un oggetto di ottava magnitudine il 1º settembre 1804 dall'astronomo tedesco Karl Ludwig Harding, dall'osservatorio di Lilienthal, presso Brema in Germania.

Dati fisici:
3 Giunone è un asteroide della fascia principale, presenta una forma irregolare con dimensioni di 320×267×200 km, e con un diametro medio pari a 233,92 km, ha una massa pari a (1,51 ± 0,3) × 10^-11 M_⊙ (circa 3 × 10¹⁹ kg), approssimativamente pari allo 0,9% di quella dell'intera fascia con una densità di 3,4 kg/dm3.
L'asteroide ruota in direzione prograda in 7,21 ore, con il polo Nord puntato (con uno scarto di 10°) in direzione delle coordinate eclittiche (β, λ) = (27°, 103°) con un'incertezza di 10°. Questo significa che la sua inclinazione assiale è pari a 51°.

( A LATO - Quattro immagini di Giunone riprese a quattro differenti lunghezze d'onda (le due superiori rientrano nello spettro visibile, le due inferiori nell'infrarosso). A 934 nm compare come una macchia scura nella parte inferiore dell'asteroide un vasto cratere da impatto ).

Superficie:
Giunone appartiene alla classe degli asteroidi rocciosi di tipo S, e le osservazioni spettroscopiche suggeriscono che la superficie dell'asteroide sia composta da un miscuglio di olivine e ortopirosseni poveri di calcio, e che sia un corpo omogeneo non differenziato internamente, ed infine il suo albedo superficiale è di 0,238 insolitamente alto, e la presenza di minerali ferrosi in superficie gli conferisce un colore rossastro.
Il 2 ottobre 2001, nell'ambito del Mid-IR Asteroid Spectroscopy survey (Campagna di ricerca spettroscopica degli asteroidi nel medio infrarosso) della Cornell University, sono state condotte misurazioni della temperatura superficiale di 29 asteroidi, tra cui 3 Juno. In tale circostanza è stata rilevata una temperatura massima con il Sole allo zenit di 293 K (circa 20 °C). Associando il dato alla relativa distanza dal Sole, è stato possibile fornire una stima anche del valore massimo raggiungibile al perielio, pari a 301 K (+28 °C).
Giunone si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione interna della fascia.

( SOPRA - Analisi spettrale con l'albedo geometrico in funzione delle lunghezze d'onda da 0,4 a 1,1 micrometri - SOTTO - Il confronto con gli altri primi 4 asteroidi scoperti ).

Forma e struttura:

Asteroide 3 Giunone ad una risoluzione 60 Km. Utilizzando l'Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) a 1,3 mm di immagini continue dell'asteroide ottenute con una risoluzione angolare di 0,042 secondi d'arco (60 km a 1,97 AU).

I dati sono stati ottenuti su un singolo intervallo di 4,4 ore, che copre il 60% del periodo di rotazione di 7,2 ore, approssimativamente centrato sul transito locale. Una sequenza di dieci immagini consecutive rivela continui cambiamenti nel profilo e nella forma apparente dell'asteroide, in buon accordo con la proiezione del cielo del modello tridimensionale dal database di modelli di asteroidi da tecniche di inversione. Misuriamo un diametro medio geometrico di 259 +/- 4 km, in buon accordo con le stime passate di una varietà di tecniche e lunghezze d'onda. A causa dell'angolo di visuale e dell'inclinazione del polo rotazionale, l'emisfero australe domina tutte le immagini. La temperatura media di luminosità del picco è 215 +/- 13 K, mentre la mediana su tutta la superficie è 197 +/- 15 K.

Con la risoluzione senza precedenti di ALMA, troviamo che la temperatura di luminosità varia attraverso la superficie con valori più elevati correlati al punto subsolare e alle aree del pomeriggio, e valori più bassi oltre il terminatore di sera. La dominanza del punto subsolare è accentuata nelle quattro immagini finali, suggerendo una riduzione dell'inerzia termica della regolite nelle corrispondenti longitudini, che sono probabilmente correlate alla posizione del putativo cratere di grande impatto.

( Risultati dell'osservazione con ALMA ).

Ricostruzione artistica:

( Questa ricostruzione artistica, non è frutto di fantasia, come per alcuni oggetti transnettuniani di cui non abbiamo immagini, ma è basata su osservazioni a distanza ed a varie lunghezza d'onda - vedi collage fotografico qui sopra - quindi ricalca abbastanza fedelmente le possibili, reali caratteristiche di questo asteroide ).

Occultazioni stellari:
L'occultazione più fruttuosa è avvenuta l'11 dicembre 1979, quando l'asteroide ha occultato la stella SAO 115946. L'evento è stato registrato da 18 osservatori, tutti in America settentrionale e nelle Hawaii. I dati raccolti durante l'occultazione permisero di stimare in 267 ± 5 km il diametro medio dell'asteroide, il cui limbo, caratterizzato comunque da una forma irregolare, risultò approssimabile da un'ellisse con semiasse maggiore di 145,2 ± 0,8 km e semiasse minore di 122,8 ± 1,9 km. Una successiva stima del diametro medio è stata proposta da Tedesco e colleghi nel 1989 (244 ± 12 km), rivista nel 2002 in 233,92 km.

( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 1979 ).

( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 2000 ).

( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 2017 ).

Hai mai visto un'occultazione stellare? In caso contrario, Jennifer West, Ian Cameron (Università di Manitoba, Canada) e Jay Anderson (Royal Astronomical Society of Canada) condividono il loro eccellente video dell'asteroide Juno mentre occulta la stella di 7a magnitudine SAO 117176 a Hydra il 19 novembre, a 6:50 UT.
West scrive: "Stamattina presto, il nostro team ha osservato l'asteroide di 9 ° magnitudine Juno che ha occultato il SAO 117176 (HIP 43357) dall'osservatorio astronomico di Glenlea a Manitoba, in Canada. Manitoba era l'unica località del Nord America dove l'evento era visibile sotto un cielo limpido. Abbiamo registrato l'intero evento utilizzando il telescopio da 16 pollici dell'osservatorio e una camera CCD Apogee AP47. L'intera occultazione è durata circa 20 secondi, sebbene la nostra sequenza temporale sia stata accelerata di circa 20 volte la velocità reale.
CLICCA QUI :
(l'occultazione attuale si verifica intorno alle 0:35)
https://www.youtube.com/watch?v=-8nV4ZhQPl8  

( I fotogrammi estratti dal video linkato sopra ).

Curva di luce:

( In grafica la curva di luce, approfondimento PDF : QUI ).

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 2,671 UA, dal perielio di 1,989 UA, all'afelio di 3,352 UA, la sua eccentricità orbitale corrisponde a 0,255 con un inclinazione di 12,980° sull'Eclittica e ruota intorno al Sole in 4,37 anni (1594,600 giorni).

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

(20000) VARUNA un possibile pianeta nano della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 04/06/2020

Varuna

Introduzione:

Varuna (precedentemente noto attraverso la designazione provvisoria 2000 WR₁₀₆) è un corpo celeste del Sistema Solare situato oltre l'orbita di Nettuno e classificato come oggetto transnettuniano appartenente alla Fascia di Kuiper, classificato come Cubewano quindi non in risonanza con Nettuno.
Si tratta di un corpo avente un diametro stimato pari a circa 896 km, valore ottenuto mediante una combinazione di misure termiche e ottiche.

(foto sopra: ricostruzione artistica).
(a lato: un immagine diretta).

Scoperta:

Varuna fu scoperto il 28 novembre 2000 alle ore 9:51:38 UT da Robert S. McMillan nell'ambito del progetto Spacewatch.
Fu individuato mentre transitava nella costellazione del Cancro, dall'Osservatorio Steward a Kitt Peak (Arizona, USA) grazie al telescopio di 0,9 metri del progetto Spacewatch.
La scoperta fu annunciata ufficialmente il 1º dicembre 2000 nella Minor Planet Electronic Circular 2000-X02 delle ore 16:45 UT.

( A lato foto HUBBLE ).

Nome:
Varuna fu battezzato così in onore di Varuṇa, divinità induista del mare e delle acque, su suggerimento di Mrinalini Sarabhai.
Varuna è una delle più antiche divinità vediche della letteratura indù , essendo menzionata nei primi inni del Rigveda .
Nella letteratura indù, Varuna creò e presiedette le acque del cielo e dell'oceano.
Varuna è il re degli dei e degli uomini e dell'universo e ha una conoscenza illimitata.


Dati fisici:

Recentemente per le dimensioni di Varuna si ipotizza un ellissoide triassiale come Haumea rispettivamente di 1.050x900x750 km, con un valore medio di 896 km, recenti studi ipotizzano una massa di 0,000062 Mt e quindi una densità di 0,992 kg/dm3, il che fa pensare che la componente rocciosa sia assente o presente in minima parte.
Varuna ha un periodo di rotazione rapida di 6,3436 ore, derivato da una soluzione a doppio picco per la curva della luce rotazionale di Varuna . La rotazione di Varuna fu misurata per la prima volta nel gennaio 2001 dall'astronomo Tony Farnham usando il telescopio da 2,1 metri dell'Osservatorio McDonald , come parte di uno studio sulla rotazione e sui colori di oggetti distanti.
La fotometria CCD della curva della luce di Varuna nel 2001 ha rivelato che mostra grandi variazioni di luminosità con un'ampiezza di circa 0,5 magnitudini .

L'esame delle osservazioni fotometriche della curva della luce di Varuna ha dimostrato che l'ampiezza della sua curva di luce è aumentata di circa 0,13 magnitudini dal 2001 al 2019.
Questo aumento dell'ampiezza è dovuto agli effetti combinati della forma ellissoidale, della rotazione e della fase variabile di Varuna dalla sua angolazione .
I modelli geometrici per l'ampiezza variabile di Varuna hanno fornito diverse possibili soluzioni per l'orientamento dei poli di rotazione di Varuna in coordinate eclittiche , con la soluzione più adatta che adotta un'ascensione retta dell'asse di rotazione e una declinazione di 54° e -65°, rispettivamente.

Curva di luce del flusso termico:

I calcoli della curva di luce di Varuna indicano che si tratta di un ellissoide di Jacobi , che ha una forma allungata a causa della sua rapida rotazione.

( Curva di luce termica da Herschel-PACS a 100 micron, dati in verde e linea tratteggiata, sovrimpressa alla curva di luce nel visibile, linea nera ).

LINK : https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-665-2.pdf 

Flusso termico:

(SOPRA - a sinistra : Analisi spettrale del flusso termico dalle osservazioni di Spitzer ed Herschel - a destra: Temperature superficiali).

( Nel grafico la determinazione del diametro di Varuna che da un valore di poco superiore a 900 km, comunque in accordo con i risultati dell'occultazione stellare riportata qua sotto, e con il fatto che dalla sua curva di luce si evince che possa trattarsi di un ellissoide scaleno [triassiale], come per Haumea o 2003 AZ84 ).

Occultazione stellare:
Un'occultazione di Varuna nel febbraio 2010 ha prodotto una lunghezza di accordi di 1.003 km, che si presume sia sul suo asse più lungo.
Come si potrebbe intuire da una successiva occultazione stellare riportata nel grafico qui sotto.

( Sopra e sotto i risultati dell'occultazione stellare osservata dal Giappone, il cerchio da un indicazione preliminare, anche se la forma più probabile è proprio quella di un ellissoide, in questo caso inclinato di circa 45° ).

Immagini:

Superficie:

La sua superficie è più scura di quella di Plutone, con un'albedo geometrico misurato di 0,127 basato su osservazioni termiche nel 2013 , indicando quindi che è in gran parte priva di ghiaccio d'acqua. (Jewitt, et al., 2001).
La bassa densità apparente di Varuna è probabilmente dovuta a una struttura interna porosa composta da un rapporto quasi proporzionale di ghiaccio d'acqua e roccia. Per spiegare la sua struttura interna porosa e composizione, Lacerda ed Jewitt hanno suggerito che Varuna potrebbe avere una struttura interna granulare . Si ritiene che la struttura interna granulare di Varuna sia derivata da fratture causate da collisioni passate probabilmente responsabili della sua rapida rotazione.
La superficie di Varuna è moderatamente rossa (simile a Quaoar) e sono state rilevate piccole quantità di ghiaccio d'acqua sulla sua superficie.
Tipo spettrale e colori:
IR (moderatamente rosso)
B − V = 0,88 ± 0,02 
V − R = 0,62 ± 0,01 
V − I  = 1,24 ± 0,01

In un recente studio della composizione superficiale di (20000) Varuna, dopo aver studiato gli spettri corrispondenti a diverse fasi di rotazione, non hanno trovato alcuna indicazione di variazioni superficiali significative.


Essi ipotizzano anche che la composizione più probabile per la superficie di Varuna è una miscela di silicati amorfi (25%), composti organici (35%), carbonio amorfo (15%) e ghiaccio d'acqua (25%).

Tuttavia, discutono anche un'altra possibile composizione superficiale contenente fino a un 10% di ghiaccio di metano. Per un oggetto con le caratteristiche di Varuna, questo volatile non potrebbe essere primordiale, quindi un evento, come un impatto energetico, sarebbe necessario per spiegare la sua presenza sulla superficie.

LINK : https://arxiv.org/pdf/1401.5962.pdf 

( Pannello superiore: i quattro spettri corrispondenti alle quattro fasi di rotazione, spostati di 0,5 in riflettanza relativa per chiarezza. Pannello inferiore: rapporto tra i quattro spettri ).

Ipotetico satellite:
Le osservazioni fotometriche della curva della luce di Varuna, guidate da Valenzuela e colleghi nel 2019, indicano che un possibile satellite potrebbe essere in orbita attorno a Varuna a distanza ravvicinata.
Utilizzando il metodo di analisi di Fourier per combinare quattro curve di luce separate ottenute nel 2019, hanno ottenuto un'ampiezza della curva della luce di qualità inferiore con una maggiore quantità di residui . Il loro risultato ha indicato che la curva della luce di Varuna subisce sottili cambiamenti nel tempo. Hanno tracciato i residui della curva della luce combinata in un periodogramma di Lomb e hanno derivato un periodo orbitale di 11,9819 ore per il possibile satellite. Il satellite varia di luminosità di 0,04 magnitudini mentre orbita attorno a Varuna.
Partendo dal presupposto che la densità di Varuna sia circa 1,1 kg/dm3 e che il satellite sia bloccato in modo sincrono , il team stima che esso orbiti attorno a Varuna a una distanza di 1.300–2.000 km, appena oltre il limite stimato di Roche di Varuna (~1000 km ).
A causa della stretta vicinanza del satellite a Varuna, non è ancora possibile risolverlo con telescopi spaziali come il telescopio spaziale Hubble poiché la distanza angolare tra Varuna e il satellite è inferiore alla risoluzione dell'attuale telescopio spaziale.
Sebbene le osservazioni dirette del satellite di Varuna non siano realizzabili con gli attuali telescopi, sappiamo però che l'equatore di Varuna viene visto direttamente in una configurazione edge-on, il che implica che in futuro potrebbero verificarsi eventi reciproci tra il satellite stesso e Varuna.

LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1909.04698.pdf 

Parametri orbitali:

L'orbita, dopo precise osservazioni compiute da McMillan e da altri astronomi, è stata quindi calcolata con poca incertezza, si è così potuto ricostruirne le posizioni passate, difatti Varuna è stato così rintracciato in alcune foto risalenti a prima della sua scoperta, nell'archivio fotografico del Telescopio Samuel Oschin di 1,2 metri dell'Osservatorio di Monte Palomar.
Le prime di pre-scoperta immagini in archivio, risalenti al 1997, 1996 e 1990, hanno permesso un perfezionamento nel calcolo dell'orbita, consentendo un'identificazione su fotografie risalenti fino al 1953.

Orbita da un perielio di 40,742 UA fino ad un afelio di 45,157 UA e si trova ad una distanza media dal Sole di 42,950 UA ed ha un periodo di rivoluzione di 281,49 anni con un'eccentricità di 0,05139 ed un inclinazione di 17,197° rispetto all'eclittica.
Varuna riceve dal Sole mediamente 0,736 W/m2 di energia.

( SOPRA - L'orbita di Varuna (in blu), quella di Plutone in (rosso) e quella di Nettuno (in grigio). I colori sono più chiari nella parte dell'orbita che è sopra l'eclittica ).

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

  

LEMPO, HIISI e PAHA un sistema triplo della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 26/02/2019

LEMPO, HIISI e PAHA

                                                                                    

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

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

Dati del sistema:

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

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

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

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

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LINK ESTERNI:
ESO large program about transneptunian objects: surface variations on (47171) 1999 TC36
PDF : The Albedo, Size, and Density of Binary Kuiper Belt Object (47171) 1999 TC36
Abstrat : (47171) 1999 TC36, A Transneptunian Triple
Icarus : (47171) 1999 TC₃₆, A transneptunian triple
Wikipedia in Tedesco : https://de.wikipedia.org/wiki/(47171)_Lempo
Wikipedia in Inglese : https://en.wikipedia.org/wiki/47171_Lempo
Minor Planet Center : http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=47171
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A cura di Andreotti Roberto.

(38628) HUYA, un binario stretto della fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 25/07/2019

(38628) Huya

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

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

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

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

( Tabella delle osservazioni fotometriche ).

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

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Satellite:

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

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

( Diagramma del sistema in scala ).
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A cura di Andreotti Roberto.