2013 AZ60 un oggetto peculiare con un'orbita molto eccentrica. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 13/10/2020

2013 AZ60

Classificazione:

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

Non presenta satelliti rilevabili dalle attuali osservazioni.

Scoperta:

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

( Immagini termiche di 2013 AZ60 ).

Dati fisici:

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

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

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

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

( Diagramma del flusso termico per stimarne le dimensioni ).

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

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

( Analisi spettrale ).

Parametri orbitali:

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

E' passato al perielio il 27 novembre 2014.

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

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

( Grafici dell'orbita - JPL ).

Evoluzione orbitale:

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

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

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

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

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

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A cura di Giovanni Donati.

LA NUBE DI OORT , ipotesi o realtà ? by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 09/03/2020

La Nube di Oort

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

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

Perché la nube di Oort è un'ipotesi:

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

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

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

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

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

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

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

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

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A cura di Andreotti Roberto.

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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A cura di Andreotti Roberto.

I SEDNOIDI GEMELLI : (474640) 2004 VN122 e 2013 RF98 . by INSA .

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Aggiornato il 07/10/2019

I Sednoidi gemelli

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

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

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

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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2013 RF98

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

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

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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Analisi spettrali:
La luce riflette nelle varie bande spettrali la composizione della superficie di un oggetto o corpo celeste, avendo quindi spettri similari, hanno pure una simile composizione superficiale.
De León 

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

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

Analisi orbite:

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

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

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

SEDNA, UN PIANETA NANO CHE SI SPINGE LA DOVE NESSUNO E' MAI GIUNTO PRIMA. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 15/07/2019

Sedna

Sedna, dal
Telescopiospaziale Hubble

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

(vedi animazione a lato).

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

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

Posizione:

( Posizione sulla volta celeste 2019 ).

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

Superficie:

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

( A lato ricostruzione artistica ).

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

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

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

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

Struttura:

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

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

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

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

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

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

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

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

SCHEDA RIASSUNTIVA DI SEDNA:

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A cura di Andreotti Roberto.