(523764) 2014 WC510 un binario stretto della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

____________________________________

____________________________________

Aggiornato il 30/09/2020

(523764) 2014 WC510

Introduzione:

(523764) 2014 WC510 , è un oggetto binario stretto trans-nettuniano scoperto l'8 settembre 2011 dagli astronomi con il sondaggio Pan-STARRS1 all'Osservatorio di Haleakalā alle Hawaii . 

Inizialmente è stato trovato da Pan-STARRS il 20 novembre 2014, ma è stato annunciato successivamente solo il 17 luglio 2016 dopo ulteriori osservazioni e identificazioni preliminari al rilevamento. 

Si trova nella fascia di Kuiper , una regione di oggetti ghiacciati che orbitano oltre Nettuno nel sistema solare esterno. È classificato come un plutino , una classe dinamica di oggetti in una risonanza orbitale 2:3 con Nettuno . 

Dati fisici:

Il 1° dicembre 2018, un team di astronomi ha osservato un'occultazione stellare da parte dell'oggetto, che ha rivelato che si tratta di un sistema binario compatto costituito da due componenti separati in orbita ravvicinata l'uno intorno all'altro. 

Si stima che i due componenti primario e secondario abbiano rispettivamente diametri di circa 181 km e 138 km.

Il sistema ha una magnitudine assoluta (H) di +7,2 mag.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	181 ± 16 km (primario) 138 ± 32 km (secondario)
Albedo geometrico	0,051 ± 0,017
Magnitudine apparente	22,0
Magnitudine assoluta  (H)	7,2 ± 0,3

( Ricostruzione grafica by INSA ).

Studio:

A scoprire la natura binaria di (523764) 2014 WC510 è stato un team di astronomi e scienziati attraverso l’occultazione di una stella, a sua volta binaria. 

Ciò che Rodrigo Leiva ed i suoi collaboratori hanno fatto è stato svelarne la natura, differente dalla maggior parte degli oggetti trans-nettuniani conosciuti. 

Quello che più ha sorpreso il gruppo di ricerca è la configurazione gravitazionale dell’oggetto. 

«La maggior parte dei Tno binari sono molto distanti tra loro, di solito 1000 chilometri o più» spiega Leiva. «In questo Tno binario i due componenti sono abbastanza vicini, a soli 350 chilometri di distanza. Questa vicinanza rende questo tipo di Tno binario difficile da rilevare. È per questo che è stato realizzato il progetto Recon».

Rispetto a qualsiasi altra osservazione di un’occultazione stellare da parte di un Tno binario, quella di (523764) 2014 WC510 si è rivelata però particolare. «In questo caso» dice Marc Buie «anche la stella occultata si è rivelata un sistema binario. Le stelle binarie non sono insolite, e non lo sono nemmeno gli oggetti binari» continua lo scienziato del SwRI. «Ma osservare un Tno binario che occultava una stella binaria è insolito».

( Risultato dell'occultazione tra il TNO binario e la stella binaria ).

L'analisi statistica dei dati della prima occultazione stellare da parte dell'oggetto risonante 2014 WC510 privilegia un modello di un oggetto binario con un primario di diametro dp = 181 km e un secondario di diametro ds = 138 km. 

La forma proiettata dei componenti dell'oggetto è circolare con variazioni statistiche deboli rispetto a forme proiettate ellittiche, forme che potrebbero essere confermate con dati migliori nelle occultazioni future o dai dati sulla curva di luce rotazionale. 

Questo oggetto è tra gli oggetti più oscuri misurati con occultazioni stellari con un albedo geometrico nella banda visibile del 5%. 

Questo albedo è chiaramente inferiore a quello di Arrokoth e sembra essere paragonabile ai valori tipici dei Troiani di Giove. 

Questa misurazione dell'albedo potrebbe essere soggetta a un errore sistematico a seconda delle sue proprietà della curva di luce. 

Conosciamo solo la luminosità media e la forma circolare proiettata derivata dall'occultazione. 

Se la forma tridimensionale dei componenti dell'oggetto è sferica, la nostra misurazione dovrebbe essere accurata. Se è presente una curva di luce rotazionale o secolare dovuta alla non sfericità o agli effetti di fase, sarà necessario ricalibrare in futuro l'albedo una volta che sarà disponibile una fotometria migliore. 

La distanza tra i due corpi è di 349 ± 26 km (16 ± 1 mas) e l'angolo di posizione è di 6° ± 5°, misurato da nord verso est.

LINK : ''https://iopscience.iop.org/article/10.3847/PSJ/abb23d''

Parametri orbitali:

2014 WC510 orbita attorno al Sole a una distanza tra 29,5 e 48,9 UA , una volta ogni 245,8 anni (89.768 giorni), con un semiasse-maggiore di 39,24 UA. 

La sua orbita ha un'eccentricità di 0,25 e un'inclinazione di 19,5° rispetto all'eclittica.

Questo oggetto è anche in una risonanza secolare Kozai con un'ampiezza di librazione di circa 18°.

Afelio	48.936 UA
Perielio	29.535 UA
Semiasse maggiore	39.236 UA
Eccentricità	0.24724
Periodo orbitale	245.77
Media anomalia	342,994°
Movimento medio	0° 0m 14.437s/giorno
Inclinazione del piano orbitale	19,542 °
Longitudine del nodo ascendente	194,464 °
Argomento del perielio	289,173 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

________________________________________

________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.

(120216) 2004 EW95 un tipico asteroide della fascia principale, oggi nella fascia di Kuiper. by INSA.

_______________________________________
_______________________________________
Aggiornato il 22/06/2020

(120216) 2004 EW95

Classificazione:
2004 EW95 , è un oggetto trans-nettuniano risonante della fascia di Kuiper, un Plutino.
Ha più carbonio di quello tipico degli altri KBO ed è stato il primo ad essere confermato come avente questa composizione in questa regione dello spazio.
Si pensa che abbia avuto origine più vicino al Sole, forse anche alla principale fascia principale degli asteroidi.

( a lato foto HUBBLE ).

Scoperta:
2004 EW95 è stato scoperto il 14 marzo 2004 , da un team di astronomi del progetto Spacewatch presso il Kitt Peak Observatory.

Dati fisici:
2004 EW95 ha un albedo scuro di 0,04, che gli dà un diametro di circa 291 km, in base ad una magnitudine assoluta (H) di +6,3 mag.
Attualmente non si conosce il periodo di rotazione, ne l'orientamento del suo asse e quindi non possiamo elaborare la sua forma.

Studio:
Un team internazionale di astronomi ha utilizzato i telescopi ESO per indagare su una reliquia del sistema solare primordiale. Il team ha scoperto che l'insolito Kuiper Belt Object 2004 EW95 è un asteroide ricco di carbonio, il primo del suo genere ad essere confermato nelle fredde zone esterne del Sistema Solare. Questo curioso oggetto si è probabilmente formato nella fascia degli asteroidi tra Marte e Giove ed è stato lanciato miliardi di chilometri dalla sua origine alla sua attuale sede nella Cintura di Kuiper.
Ora, un recente articolo ha presentato prove del primo asteroide carbonaceo osservato in modo affidabile nella Cintura di Kuiper, fornendo un forte supporto a questi modelli teorici della gioventù travagliata del nostro Sistema Solare. Dopo meticolose misurazioni da più strumenti presso il Very Large Telescope (VLT) dell'ESO , un piccolo gruppo di astronomi guidato da Tom Seccull della Queen's University di Belfast nel Regno Unito è stato in grado di misurare la composizione dell'anomalo KBO 2004 EW95 , e quindi determinare che è un asteroide carbonaceo. Ciò suggerisce che si è originariamente formato nel sistema solare interno e che da allora deve essere migrato verso l'esterno.
La natura peculiare di 2004 EW95 , è venuta alla luce per la prima volta durante le osservazioni di routine con il telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA di Wesley Fraser, un astronomo della Queen's University di Belfast che era anche membro del team dietro questa scoperta.
Lo spettro di riflettanza dell'asteroide, il modello specifico delle lunghezze d'onda della luce riflessa da un oggetto, era diverso da quello di simili piccoli oggetti della Cintura di Kuiper (KBO), che in genere hanno spettri poco interessanti e senza dettagli che rivelano poche informazioni sulla loro composizione.
" Lo spettro di riflettanza di 2004 EW95 era chiaramente distinto dagli altri oggetti del Sistema solare esterno osservati " , spiega l'autore principale Seccull. “ Ci è sembrato abbastanza strano che noi abbiamo dato un'occhiata più da vicino. ”
Il team ha osservato 2004 EW95 con gli strumenti X-Shooter e FORS2 sul VLT.
La sensibilità di questi spettrografi ha permesso al team di ottenere misurazioni più dettagliate del modello di luce riflessa dall'asteroide e quindi inferire la sua composizione.
Tuttavia, anche con l'impressionante potenza di raccolta della luce del VLT, 2004 EW95 era ancora difficile da osservare. Sebbene l'oggetto abbia una larghezza di poco meno di 300 chilometri, è attualmente ad una colossale distanza di quattro miliardi di chilometri dalla Terra, rendendo la raccolta di dati dalla sua oscura superficie ricca di carbonio una sfida scientifica impegnativa.
" È come osservare una gigantesca montagna di carbone contro la tela nera come il cielo notturno " , afferma il co-autore Thomas Puzia della Pontificia Universidad Católica de Chile.
" Non solo si muove 2004 EW95 , ma è anche molto debole " , aggiunge Seccull. “ Abbiamo dovuto utilizzare una tecnica di elaborazione dei dati piuttosto avanzata per ottenere il massimo possibile dai dati. ”
Due caratteristiche degli spettri dell'oggetto erano particolarmente accattivanti e corrispondevano alla presenza di ossidi ferrici e fillosilicati . La presenza di questi materiali non era mai stata confermata in un KBO e suggeriscono fortemente che 2004 EW95 si sia formato nel Sistema Solare interno.
Seccull conclude: " Data l'attuale dimora di 2004 EW95 nei gelidi tratti esterni del Sistema Solare, ciò implica che è stato gettato nella sua orbita attuale da un pianeta migratore nei primi giorni del Sistema Solare ".
" Mentre ci sono state precedenti segnalazioni di altri spettri atipici di KBO, nessuno è stato confermato a questo livello di qualità ", commenta Olivier Hainaut, un astronomo dell'ESO che non faceva parte del team. “ La scoperta di un asteroide carbonaceo nella Cintura di Kuiper è una verifica chiave di una delle predizioni fondamentali dei modelli dinamici del primo Sistema Solare. ”

LINK : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aab3dc 

Composizione e superficie:
Il suo spettro di riflettanza ha una sorprendente somiglianza con quelli di alcuni asteroidi di tipo C idratati , indicando che questo oggetto si è probabilmente formato nello stesso ambiente degli asteroidi di tipo C che si trovano oggi nella fascia esterna degli asteroidi .
A differenza della maggior parte dei piccoli oggetti nella cintura di Kuiper osservati finora, lo spettro visibile 2004 EW95 ha due caratteristiche evidenti, ciascuna rispettivamente associata agli ossidi di ferro ed ai fillosilicati .

( Spettri di riflettanza e fotometria (Fraser et al. 2015 ) di 2004 EW95 rispetto allo spettro combinato di riflettanza ottica e NIR (vicino infrarosso), dell'asteroide di tipo C idratato, 38 Leda dai cataloghi SMASSII e SMASSir (Bus & Binzel 2002a , 2002b ; DeMeo et al. 2009 ). Il calo di riflettanza di 2004 EW95 nei confronti della radiazione UV è chiaramente visibile sia negli spettri X-Shooter che FORS2, ben abbinandosi con 38 Leda. La presenza dell'ampia funzionalità centrata vicino a 700 nm è evidente sia nello spettro X-Shooter che nella spettrofotometria HST. Attribuiamo questa caratteristica all'assorbimento al fillosilicato come negli asteroidi di tipo C idratati. Il comportamento NIR osservato per il 2004 EW95 nella fotometria HST ricorda da vicino il comportamento spettrale NIR degli asteroidi di tipo C, presentando una pendenza rossa senza caratteristiche, rimanendo all'incirca costante da ~ 1000 nm a ~ 1400 nm. La riflettanza di 2004 EW95 diminuisce leggermente a ~ 1500 nm, suggerendo l'eventuale assorbimento dovuto al ghiaccio d'acqua superficiale. Le riflessioni in tutti i set di dati sono normalizzate a 589 nm. Lo spettro FORS2 (in rosso) è sfalsato di +0,4 per chiarezza. L'apparente differenza nella pendenza complessiva tra le regioni sovrapposte degli spettri FORS2 e X-Shooter sono artefatti di calibrazione derivanti dall'uso di stelle analogiche solari leggermente diverse ).

La presenza di una caratteristica di fillosilicato nello spettro di un pianeta minore indica che la componente rocciosa della sua composizione è stata alterata dalla presenza di acqua liquida ad un certo punto dalla sua formazione.
Perché ciò avvenisse 2004 EW95 nella sua orbita attuale e a temperature di ~ 35K, sarebbero state necessarie quantità significative di energia termica .
Questa energia avrebbe potuto essere erogata da una fortissima collisione casuale , ma la forte somiglianza complessiva tra gli asteroidi di tipo C nella fascia esterna degli asteroidi e 2004 EW95 suggeriscono che questo oggetto si sia formato nella stessa regione del disco protoplanetario degli altri presenti nella Fascia Principale , molto più vicino al Sole e a temperature più elevate.
L'ipotesi della Grande Migrazione dei Pianeti Giganti prevede che gli asteroidi di tipo C primitivi furono dispersi dalla loro posizione di formazione dalle migrazioni di Giove e Saturno e molti furono iniettati nella cintura di asteroidi esterna dove li troviamo oggi. Con lo stesso meccanismo (e altri che derivano dalla formazione planetaria), le simulazioni mostrano che i tipi C possono anche essere lanciati verso l'esterno nella regione trans-nettuniana, dove in seguito possono essere catturati nelle risonanze del moto medio di Nettuno .

( Grafico comparativo dello spettro. Qui confrontiamo gli spettri del 2004 EW95 osservati con X-Shooter e FORS2, insieme allo spettro X-Shooter di un tipico KBO, 1999 OX3 . Entrambi gli spettri di 2004 EW95 concordano molto bene con lunghezze d'onda superiori a ~ 430 nm. Sotto ~ 430 nm c'è una divergenza nella pendenza di ogni spettro causata dalla differenza di colore dei calibratori solari usati. Sia 2004 EW95 che 1999 OX3 avevano una luminosità simile se osservati).

Parametri Orbitali:
Come Plutone , 2004 EW95 è classificato come un plutino . Rimane in risonanza 2:3 con Nettuno. Per ogni 2 orbite che fa un plutino, Nettuno orbita 3 volte.
2004 EW95 , giunse al perielio (q = 26,98 UA) nell'aprile 2018. Ciò significa che questo oggetto è attualmente all'interno dell'orbita del pianeta Nettuno, e si spingerà al suo afelio fino a 52,37068 UA.
Come Plutone , questo plutino trascorre parte della sua orbita più vicino al Sole rispetto a Nettuno, anche se le loro orbite sono controllate da Nettuno.
Simulazioni del Deep Ecliptic Survey (DES) mostrano che nei prossimi 10 milioni di anni 2004 EW95 può acquisire una distanza del perielio ( q min ) di appena 24,6 UA.
Arriva entro 9  UA (1,3  miliardi di  km) di Urano e rimane sempre a più di 21 UA da Nettuno per un periodo da qui a 14.000 anni secondo le simulazioni.
Orbita con un semiasse-maggiore di 39,6742899 UA , con quindi un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 249,90 anni (91277,17076 giorni) , ha un'eccentricità di 0,3200155 con un inclinazione del piano orbitale di ben 29,276394° rispetto all'eclittica.
Argomento del Perielio : 205,0846°
Longitudine del nodo ascendente : 25,74985°

( Grafico dell'orbita - JPL ).
__________________________________________
__________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.

FRANE SU CARONTE. studio degli eventi franosi presso Serenity Chasma. by INSAtno.

____________________________________
____________________________________
Aggiornato il 30/01/2020

FRANE su CARONTE

Introduzione:
Sono state studiate cinque grandi frane identificate nella regione di Serenity Chasma su Caronte. L'identificazione di queste frane ha comportato la ricerca di queste caratteristiche nelle immagini scattate dalle telecamere a bordo del veicolo spaziale New Horizons.
Varie proprietà delle frane sono state analizzate in base alle loro morfologie usando un modello di terreno digitale della regione. E' stato scoperto che le frane sono confinate alle pareti delle grandi scarpate di faglia che compongono Serenity Chasma. Sulla base delle lunghezze di percorso delle frane estese ( L ) relative alle loro altezze di caduta ( H ), abbiamo classificato queste caratteristiche come frane di lungo percorso. Analizzando le loro geometrie, abbiamo stimato i coefficienti di attrito del materiale franoso ( H / L) tra 0,15 e 0,31 e l'efficienza di percorso ( L / H ) tra 3,2 e 6,8.
Abbiamo anche stimato che l'energia specifica rilasciata durante il movimento della frana variava da 0,8 a 1,3 kJ/kg. Queste quantità di energia erano troppo basse per aver generato una fusione significativa attorno alle particelle di frana.

Le frane:
Le morfologie delle frane forniscono informazioni critiche sulle proprietà dei materiali e le storie degradative delle superfici planetarie. Le frane si verificano quando una pendenza subisce un cedimento, creando un massiccio movimento di materiale dalla parete del pendio, che si deposita alla base della pendenza all'angolo o sotto l'angolo di riposo.
NOTA : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub#bb0020 
Le caratteristiche della frana possono essere analizzate in base alle lunghezze di runout ( L ) e alle altezze di caduta ( H ). Le tipiche frane terrestri mostrano lunghezze di runout che sono almeno due volte le loro altezze di caduta (Hayashi e Self, 1992 , Iverson, 1997).
Tuttavia, le frane a lungo raggio presentano lunghezze di disassamento identificate fino a 40 volte l'altezza di caduta. Questi tipi di frane sono stati identificati su pianeti e lune, inclusi molti corpi ghiacciati come Giapeto che è poco più grande di Caronte, anche se relativamente più caldo.

Meccanismi di formazione:
Vari meccanismi di formazione sono stati ipotizzati per le frane a lungo termine. Questi meccanismi includono una riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato alla base della frana (Erismann, 1979 , Erismann, 1986 , Goldsby e Tullis, 2011 , Singer et al., 2012) e fluidificazione acustica (Collins e Melosh, 2003 , Johnson et al., 2016 , Melosh, 1979).
La riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento del flash può verificarsi durante un evento di frana alla base della frana se viene rilasciata una quantità sufficiente di energia durante il movimento (De Blasio e Elverhøi, 2008 , Singer et al., 2012).
Su Giapeto, la riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato durante il movimento della frana è suggerita come possibile meccanismo per abbassare i coefficienti di attrito ( H / L ) e aumentare l'efficienza di percorso ( L / H ) del materiale della frana (Singer et al., 2012).
Man mano che la temperatura della base del ghiaccio si avvicina alla sua temperatura di fusione, il coefficiente di attrito all'interno della frana diminuisce, facendo scivolare il materiale di frana più lontano dalla sua sorgente, creando le frane osservate a lungo percorso.
Poiché la quantità totale di energia prevista per il materiale in caduta non è grande, il riscaldamento dovrebbe essere localizzato tramite il riscaldamento flash lungo la base scorrevole della frana per essere efficace nell'innalzare la temperatura del materiale (Reimold, 1995).
Questo riscaldamento flash è analogo a un meccanismo simile per ridurre l'attrito per le frane terrestri. Su Giapeto, le geometrie delle frane suggeriscono che il coefficiente di attrito è basso fino a 0,1 e l'efficienza di percorso è fino a 10.
Poiché la temperatura superficiale, e vicino al sottosuolo di Giapeto è compresa tra 75 K e 100 K, è possibile un aumento della temperatura vicino allo scioglimento , basato sulla quantità stimata di energia specifica rilasciata durante gli eventi di frana.
Tuttavia, non è noto se lo stesso effetto si verificherebbe per i corpi ghiacciati con temperature superficiali più fredde, come Caronte.

Ricerca:
Abbiamo eseguito una ricerca di frane in immagini della New Horizons, la maggior parte dell'emisfero dell'incontro di Caronte è stata catturata con risoluzione di 1 km/pixel o superiore, con l'osservazione LORRI alla massima risoluzione si è giunti fino a 157 m/pixel , in questo lavoro abbiamo identificato le frane nella regione del Serenity Chasma e le proprietà fisiche stimate di queste caratteristiche.
Queste osservazioni erano limitate dalla risoluzione delle immagini disponibili e dalla geometria dell'illuminazione. Abbiamo identificato cinque frane "prominenti", che sono coperte dalle immagini con la più alta risoluzione e sono abbastanza grandi da poter misurare le loro geometrie. Tutte queste frane di rilievo sovrastano le più grandi scarpate di Serenity Chasma.
Oltre a queste importanti frane, abbiamo anche identificato diverse frane "sottili".
Queste sottili frane sono più piccole e non sono adatte per studiare la loro geometria dalle immagini disponibili.
Sottili frane si trovano nei crateri da impatto nelle vicinanze e lungo una piccola cresta all'interno di Serenity Chasma.
Le superfici delle frane sia prominenti che sottili sono troppo piccole per rilevare anomalie di composizione relative al terreno circostante nelle mappe di composizione di Caronte disponibili (Dalle Ore et al., 2018).

Analisi:
L'estensione verticale delle frane, o l'altezza di caduta, varia da 2,8 a 6,7 ​​km dall'alcova concava lungo la scarpata di faglia associata alla punta.
Le lunghezze di percorso vanno da 15,7 a 24,6 km.
Tutte e cinque queste frane presentano lunghezze di disassamento lunghe rispetto alle loro altezze di caduta. Pertanto, abbiamo classificato queste caratteristiche come frane a lungo raggio.
Abbiamo analizzato le geometrie delle frane di Caronte per raccogliere informazioni sui coefficienti di attrito del materiale delle frane.

L'altezza del centro di massa della parete rocciosa da cui proviene il materiale di frana, definita altezza di caduta ( H ), può essere confrontata con il centro di massa della lunghezza orizzontale planimetrica di una frana dal bordo dell'alcova al flusso punta, definita lunghezza del percorso ( L ), il coefficiente di attrito, μ del materiale di frana durante il movimento è dato da (H/L).
L'efficienza di percorso di una frana può essere stimata dal valore ( L / H ).
I coefficienti di attrito stimati vanno da 0,15 a 0,31 e le efficienze di percorso vanno da 3,2 a 6,8 per il materiale nelle frane di Caronte.
Questi coefficienti di attrito sono bassi (e l'efficienza di percorso elevata) rispetto ad alcune frane terrestri e marziane e quelle di Callisto e Rea. Tuttavia, questi valori sono paragonabili a quelli stimati per i flussi di detriti terrestri, valanghe di rocce e flussi piroclastici su Terra e Marte, quindi è intuibile pensare che a queste temperature il comportamento del ghiaccio d'acqua puro sia simile a quello delle rocce sulla Terra o Marte.
Le nostre stime per l'energia generata durante il movimento di tutte e cinque le frane importanti, vanno da 0,8 kJ/kg a 1,9 kJ/kg.
Tuttavia, l'energia specifica richiesta per lo scioglimento è 920 kJ/kg , significativamente molto superiore a questi valori stimati. Questa energia è stata probabilmente dispersa attraverso il materiale della frana a causa del movimento individuale delle particelle durante il movimento della frana e la diffusione del materiale alle basi del pendio.
L'energia però, può essersi concentrata in aree in cui il movimento delle singole particelle è stato limitato durante il movimento della frana, consentendo alle particelle di ghiaccio di raggiungere temperature più elevate lungo le basi della frana.
Piccole quantità di fusione potrebbero aver ridotto l'attrito del materiale franoso dagli 0,55 previsti trovati in condizioni di laboratorio (Beeman et al., 1988) a valori compresi tra 0,15 e 0,31, stimati per le frane di Caronte.
Inoltre, la presenza di idrati di ammoniaca all'interno del materiale franoso potrebbe anche aver permesso al ghiaccio di avvicinarsi più facilmente alla sua temperatura di fusione, poiché gli idrati di ammoniaca miscelati con H2O agiscono per ridurre la temperatura di fusione della miscela.
Tuttavia, le nostre stime per l'energia specifica sono significativamente molto inferiori a quelle richieste per la fusione significativa.
Pertanto, queste stime mostrano che era improbabile una fusione significativa durante gli eventi di frana su Caronte e non hanno quindi contribuito alla formazione delle lunghezze di percorso estese.

Fonte:
Questa ricerca si è avvalsa del sistema di dati astrofisici della NASA (ADS), del software integrato USGS per imager e spettrometri (ISIS) e del sistema di informazione geografica QGIS. Questo materiale si basa sul lavoro sostenuto dalla National Aeronautics and Space Administration tramite il New Horizons Project ( NASW02008 ).
LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub 
________________________________________
________________________________________

A cura di INSA-tno.

(139775) 2001 QG298 un plutino binario stretto della fascia di Kuiper. by Giovanni Donati - INSA.

___________________________________________________
___________________________________________________
Aggiornato il 22/09/2019

(139775) 2001 QG298

Classificazione e scoperta:
2001 QG298, detto (ALFA), è un piccolo plutino binario che occupa la risonanza media di movimento (MMR) 3:2 con Nettuno.
E' stato scoperto il 16 agosto 2001 da Marc William Buie al Cerro Tololo Observatory.
Il compagno S/2004 (139775) 1 detto (BETA) è stato scoperto il 12 settembre 2003 usando le osservazioni della curva della luce, ed annunciato il 12 febbraio 2004.
Ha una curva della luce con una grande ampiezza, la quale implica che in realtà è un binario di contatto costituito da due componenti allungati di dimensioni approssimativamente uguali visti da quasi prospettiva equatoriale.

Dati fisici:
Le osservazioni dell'oggetto della fascia di Kuiper (KBO) 2001 QG298 fatte da Sheppard e Jewitt nel 2004, hanno dimostrato che la curva di luce di questo oggetto ha un'ampiezza molto grande (1,14 ± 0,04 mag), indicando che possiede una forma allungata oppure si tratta di una struttura binaria con due componenti di dimensioni simili quasi in contatto tra loro. Sulla base di questi interessanti dati pubblicati, abbiamo impiegato simulazioni binarie di Roche per costruire un modello di forma di 2001 QG298. I parametri di forma del modello più adatto erano 260 (164) × 205 (130) × 185 (116) km per il primario (ALFA) , e di 265 (168) × 160 (102) × 150 (94) km, per il secondario (BETA) , ipotizzando il caso di un albedo di 0,04 (0,10) i parametri tra parantesi sono quelli più probabili.
Un ulteriore risultato di questo calcolo è che la densità media apparente del sistema binario di contatto potrebbe essere stimata in 0,630 kg/dm3 .
LINK: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004PASJ...56.1099T 

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	135 km (Alfa) - 117 km (Beta)
Densità media	0,6-0,7 kg / dm3
Periodo di rotazione siderale	13.7744 ± 0.0004 h
albedo	0,04 (assunto)
Tipo spettrale	V − R = 0,60 ± 0,02,  B − V = 1,00 ± 0,04
Magnitudine assoluta  (H)	+6,85

( Elaborazione grafica di Andreotti Roberto ).

Parametri orbitali:

Caratteristiche orbitali
Epoca 2016-gen-13.0 ( JD 2457400.5)
Afelio	46,642 UA
Perielio	31,758 UA
semiasse-maggiore	39,200 UA
Eccentricità	0,190
Periodo orbitale	245,43 anni (89.645,031 giorni )
Anomalia media	7,386 °
Inclinazione	6,500 °
Longitudine del nodo ascendente	162,610 °
Argomento del perielio	309,327 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

DI SEGUITO VI PROPONGO 2 STUDI FATTI AL RIGUARDO:

Extreme Kuiper Belt Object 2001 QG298 and the Fraction of Contact Binaries - 12/02/2004.
(TRADOTTO E RIASSUNTO)
Estratto - Ampie osservazioni fatte nel tempo, dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 mostrano una curva di luce con una variazione picco-picco di 1,14 +/-0,04 magnitudini e un periodo a picco singolo di 6,8872 +/- 0,0002 ore. La magnitudine assoluta media è di 6,85 magnitudini che corrispondono a un raggio effettivo medio di 122 (77) km se si presume un albedo di 0,04 (0,10). Questo è il primo oggetto noto della Cintura di Kuiper e solo il terzo pianeta minore con un raggio maggiore di 25 km che ha una curva di luce con una variazione superiore a 1 magnitudine. I colori sono tipici di un oggetto della fascia di Kuiper (B-V = 1.00 + - 0.04, V-R = 0.60 + - 0.02) senza alcuna variazione di colore tra luce minima e massima. La grande variazione di luce, il periodo a picco doppio relativamente lungo e l'assenza di cambiamento di colore rotazionale si oppongono alle spiegazioni dovute a macchie d'albedo o all'allungamento dovuto all'alto momento angolare. Invece, suggeriamo che il 2001 QG298 potrebbe essere un binario molto stretto o di contatto simile nella struttura a quello che è stato proposto indipendentemente per l'asteroide Troiano 624 Ettore. In tal caso, il suo periodo di rotazione sarebbe il doppio del periodo della curva di luce di 13.7744 + - 0.0004 ore. Correggendo gli effetti della proiezione, stimiamo che la frazione di oggetti simili nella Cintura di Kuiper sia almeno dal 10% al 20% con la frazione reale probabilmente molto più alta. In alcuni scenari è prevista un'elevata abbondanza di oggetti binari stretti e di contatto per l'evoluzione della fascia di Kuiper.

Conclusioni - 2001 QG298 ha la curva di luce più estrema di tutti i 34 oggetti ampiamente osservati nel progetto di variabilità delle Hawaii Kuiper Belt.
1. Il periodo della curva della luce a doppio picco è 13,7744 ± 0,0004 ore e l'intervallo picco-picco è 1,14 ± 0,04 mag. Solo altri due pianeti minori con raggio ≥ 25 km (624 Hektor e 216 Kleopatra) e un satellite planetario (Giapeto) è noto per mostrare una maggiore variazione fotometrica rotazionale di 1 mag.
2. La magnitudine rossa assoluta è mR (1,1,0) = 6,28 alla luce massima e 7,42 mag. a
luce minima. Con una presunta albedo geometrica di 0,04 (0,10) deriviamo raggi circolari effettivi alla luce massima e minima di 158 (100) e 94 (59) km, rispettivamente.
3. Non è stata rilevata alcuna variazione nei colori BVR tra la luce massima e minima
entro incertezze fotometriche di qualche percento.
4. L'ampia gamma fotometrica, le differenze nei minimi della curva della luce e il lungo periodo del 2001 QG298 sono coerenti e suggeriscono fortemente che questo oggetto è un contatto o quasi un contatto binario, visto equatoriale.
5. Se il 2001 QG298 è un binario di contatto con componenti di dimensioni simili, lo concludiamo che tali oggetti costituiscono almeno il 10-20% della popolazione della fascia di Kuiper in grandi dimensioni.
LEGGI TUTTO (EN): https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0402277.pdf 

A Change in the Lightcurve of Kuiper Belt Contact Binary

(139775) 2001 QG298 - 18/07/2011.

(TRADOTTO E RIASSUNTO)

Estratto - Nuove osservazioni mostrano che la curva di luce del binario stretto della fascia di Kuiper (139775) 2001 QG298 è cambiata sostanzialmente dalle prime osservazioni del 2003. La curva della luce del 2010 ha una fotometria picco-picco di intervallo con variazione = 0.7 +/- 0.1 mag, significativamente inferiore rispetto alla variazione del 2003 = 1.14 +/- 0.04 mag. 

Questo cambiamento è interpretato più semplicemente se 2001 QG298 ha un'obliquità vicino a 90 gradi. La diminuzione osservata in è causata da un cambiamento nella geometria di visualizzazione, dall'equatore , rispetto al 2003 era quasi di 16 gradi la distanza angolare orbitale coperta dall'oggetto tra le osservazioni fino al 2010. Le curve di luce del 2003 e 2010 hanno lo stesso periodo di rotazione e appaiono in fase quando si spostano di un numero intero di rotazioni complete, anche coerenti con un'elevata obliquità. Sulla base dei nuovi dati della curva di luce del 2010, troviamo che 2001 QG298 ha un'obliquità  = 90 +/- 30 deg. 

Le stime attuali della frazione intrinseca degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper sono distorte supponendo che questi oggetti abbiano assi di rotazione orientati casualmente. Se, come 2001 QG298, i binari a contatto nei KBO, tendono ad avere grandi obliquità, è necessaria una correzione più ampia. Di conseguenza, l'abbondanza di oggetti binari di contatto o stretti, potrebbe essere maggiore di quanto si credesse in precedenza.

Conclusioni - Abbiamo misurato la curva di luce visibile dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 e confrontato con dati simili raccolti nel 2003. I nostri risultati possono essere riassunti come segue:

1. La curva della luce del 2010 di 2001 QG298 ha un intervallo picco-picco di ∆m = 0,7 ± 0,1 mag, significativamente inferiore alla gamma fotometrica nel 2003, ∆m = 1,14 ± 0,04 mag. Le curve della luce del 2003 e del 2010 appaiono in fase se spostate di un numero intero di rotazioni.

2. Il cambiamento tra le curve di luce del 2003 e del 2010 è spiegato più semplicemente se 2001 QG298 possiede una grande obliquità, ε = 90◦ ± 30◦ . In tal caso, la gamma fotometrica della curva di luce dovrebbe continuare a diminuire, raggiungendo un minimo di ∆m ∼ 0,0 - 0,1 mag nel 2049.

3. Le stime attuali della frazione degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper presuppongono che questi oggetti hanno assi orientati casualmente. Se, come per 2001 QG298, i binari di contatto tendono per avere grandi obliquità la loro abbondanza può essere più grande di quanto si credesse in precedenza.

4.Gli studi di: hashi & Ip 2004; Lacerda & Jewitt 2007; Gnat & Sari 2010. Fanno stimare la densità di 2001 QG298 a ρ = 0,59 + 0,14 −0,05 kg/dm3. 

Questa densità sorprendentemente bassa implica che 2001 QG298 ha una composizione prevalentemente ghiacciata ed è significativamente poroso.

LEGGI TUTTO (EN): https://arxiv.org/pdf/1107.3507.pdf 

ALTRI LINK:
Johnston Archive: http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-139775.html
_____________________________________________
_____________________________________________

A cura di Giovanni Donati.

(341520) MORS-SOMNUS , un largo sistema binario tra i plutini. by Giovanni Donati - INSA .

__________________________________________
__________________________________________
Aggiornato il 12/09/2019

(431520) MORS-SOMNUS

341520 Mors-Somnus, è un sistema binario largo, noto anche in vari studi con la designazione provvisoria 2007 TY430, è un asteroide trans-nettuniano della fascia di Kuiper di natura binaria, classificato come Plutino .

Scoperta e denominazione:

Mors è stato scoperto il 14 ottobre del 2007, insieme con Somnus da un team di astronomi del California Institute of Technology di Pasadena composto da Scott S. Sheppard e Chadwick A. Trujillo all'Osservatorio di Mauna Kea nelle Hawaii.
Il 2 giugno 2015, la coppia ottenne il nome ufficiale, dal nome degli dei gemelli degli inferi discendenti di Nox , la dea della notte dalla mitologia romana . Mors ( in latino "morte") è la personificazione romana della morte e Somnus ( in latino per "dormire") quello del sonno. La denominazione è stata fatta in base alle regole generali per Plutinos, che prendono il nome dagli dei degli inferi.

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 39,0304089 UA e da un'eccentricità di 0,2610966, inclinata di 11,30462° rispetto all'eclittica.
Il periodo orbitale della coppia Mors-Somnus è di 243 anni e 8 mesi.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Il diametro di Mors ammonta a circa 102 km, per cui il suo compagno Somnus con un diametro di circa 97 km è più piccolo di solo il 4,5%.
La massa totale del sistema, risulta essere di 7,90 ± 0,21 × 10 17 kg , indica che gli oggetti hanno un albedo da moderato ad alto e una bassa densità. 
Supponendo quindi una densità ragionevole di 0,75 kg/dm3 si ottiene un albedo di circa 0,23 con i raggi dei singoli componenti di circa 50 km.
La densità di sistema estremamente bassa di 0,75 g / cm³, che è di gran lunga inferiore a quella dell'acqua, indica che il ghiaccio d'acqua deve essere predominante su entrambi i corpi, il che è insufficiente come spiegazione della bassa densità, poiché anche il ghiaccio puro con 0,91 g / cm³ è ancora più denso. Pertanto, si può presumere che entrambi i corpi debbano avere cavità all'interno
Dalla curva di luce, Mors ruota una volta ogni 9 ore e 16,8 minuti attorno al proprio asse e si ritiene che abbia una forma oblunga che determina durante la rotazione una variazione della superficie riflettente. Si può presumere che anche il suo compagno Somnus abbia una sua rotazione, ma attualmente questo dato è sconosciuto.

Spettro e colore superficiali:
Mors e Somnus sono due degli oggetti della Fascia di Kuiper più rossi mai trovati. Lo spettro non mostra tracce significative di metano o di ghiaccio d'acqua. La straordinaria superficie rossa porta all'ipotesi che Mors e Somnus abbiano avuto origine come Cubewani e solo successivamente siano entrati nell'attuale risonanza con Nettuno, quindi come Plutini.

Analisi spettrale

B-V = 1,29 V-R = 0,74

Sistema doppio:
Quando Mors fu scoperto, divenne presto evidente che aveva un compagno naturale, Somnus, quasi delle stesse dimensioni.

I componenti binari del sistema sono stati osservati su base mensile circa tra il 2007 e il 2011 con il telescopio Gemini in eccellenti condizioni di visibilità. I componenti avevano una separazione massima di circa 1 arcsec con una differenza media di circa 0,1 mag tra loro.
L'orbita dei componenti reciproci ha avuto un periodo di 961,2 ± 4,6 giorni con un semiasse-maggiore di 21000 ± 160 km
Somnus e Mors orbitano attorno al baricentro comune in un'orbita leggermente ellittica ad una distanza tra 17.901 km e 24.179 km l'uno dall'altro, quindi sono relativamente distanti. L'eccentricità orbitale è di conseguenza 0,1492, mentre il piano orbitale dei due componenti è inclinato di 15,7° rispetto all'eclittica.

La bassa inclinazione, il grande semiasse-maggiore e l'eccentricità relativamente bassa dei due componenti binari reciproci significano che né le maree né il meccanismo di Kozai avrebbero dovuto alterare in modo significativo l'orbita binaria del sistema. La possibile orbita primordiale per i due componenti è unica rispetto a molti altri KBO binari noti.

Formazione del sistema:
Il meccanismo di formazione preferito per l'orbita prograda a bassa inclinazione di Mors-Somnus è il meccanismo L3 proposto da Goldreich et al. ( 2002 ). Con il modello di Schlichting & Sari ( 2008a ), invece suggerirebbe che i KBO avessero velocità relativamente grandi l'uno rispetto all'altro durante la formazione binaria. Il meccanismo di collasso gravitazionale della formazione binaria proposto da Nesvorný et al. ( 2010 ) si adatta bene anche a questo binario con orbita prograda.

LINK: https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/143/3/58 
__________________________________________________________
__________________________________________________________

A cura di Giovanni Donati.

(208996) 2003 AZ84 un grande plutino della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

____________________________________________________
____________________________________________________
Aggiornato il 13/08/2019

(208.996) 2003 AZ84

Introduzione:
Si tratta di un grosso oggetto della fascia di Kuiper in risonanza 2:3 con Nettuno, quindi un plutino.
Le sue dimensioni e la sua massa sono inferiori ai limiti per considerarlo un Pianeta Nano.

Forma e dimensioni:
Le osservazioni di varie occultazioni stellari da parte di 2003 AZ84, suggeriscono si tratti di un ellissoide triassiale di 940x766x490 km, la sua magnitudine assoluta è di H = +3,6 con un albedo abbastanza bassa di 0,097 quindi con una superficie scura.
Anche la sua densità è ritenuta molto bassa, di circa 0.87±0.01 g/cm³ , calcolata assumendo che il corpo sia in equilibrio idrostatico, quindi è solo una supposizione.

Occultazioni stellari:
Pubblicato in Preprint (ARXIV) http://arXiv.org/ABS/1705.10895
(Alex Dias-Oliveira et al.):
 "Studio dell'oggetto Plutino (208996) 2003 AZ84 dalle occultazioni stellari: dimensioni, forma e caratteristiche topografiche ".

Sintetizzando i risultati di 4 occultazioni stellari: 8/1/2011 (singolo), 3/2/2012 (multipli), 2/12/2013 (singolo) & 15/11/2014 (multipli), si evince che il modello di ellissoide di Jacobi (in equilibrio idrostatico) appare come la migliore soluzione per far collimare le 4 occultazioni osservate.

Dimensioni rispettive degli assi A-B-C: 940 x 766 x 490 km, equivalente ad una sfera del diametro di  772 ± 12 km, che rimane nella barriera di errore delle misure termiche fatte con i telescopi spaziali Spitzer & Herschel corrispondenti a: D = 727 + 62/-67 km .

L8 gennaio 2011, a San Pedro de Atacama i telescopi avevano una rilevazione positiva dell'evento, mentre l'osservazione dal TRAPPIST, a 610 km da San Pedro, non mostrava alcuna traccia. La linea di corda, derivata dalla curva di luce, risultava di 21,7 +/- 0,8 secondi, centrata su 06h29m59s dell'8 gennaio 2011. Questa durata corrisponde a una lunghezza di 573 +/- 21 km, che può essere paragonata al diametro di 686 +/- 95,5 km derivato da, i dati di SPITZER e alla stima di 910 +/- 60 km, dai dati di HERSCHEL. Il nostro risultato fissa un limite inferiore al diametro di 2003 AZ84. Anche se era prevedibile, possiamo affermare che nessuna firma evidente di un'atmosfera può essere rilevata nella curva di luce che ha subito un calo netto e senza gradualità.

Dai suddetti studi ipotizzano che ci sia sulla sua superficie o un canyon largo 23km e profondo 8km oppure una depressione di circa 80km profonda 13km. (vedi sotto).

Curva di luce:
Il suo periodo di rotazione di 6,75 h, molto veloce, e la sua forma, farebbero risultare la sua densità molto bassa pari a 0,87 kg/dm3, inferiore a quella del ghiaccio d'acqua con una massa corrispondente a 0,000026 Mt.

Analisi spettrali:

( SOPRA - In grafica, l'analisi spettrale del pianetino in tre differenti periodi ).
( SOTTO - I risultati delle osservazioni di Spitzer ed Herschel ).

Tipo spettrale	BB   · C   B – V =0,67 ± 0,05  V – R =0,38 ± 0,04

Ipotesi satellite:
Un osservazione di Hubble fece ipotizzare la presenza di un satellite con un diametro tra 68 e 72 km, ma ad oggi non si ha riscontro della sua reale esistenza.

( L'oggetto è stato misurato con una separazione di 0,22 arcsec e una magnitudine apparente con una differenza di +5.0. ).

Parametri orbitali:
Essendo un plutino, orbita a 39,36216 UA dal sole con un'eccentricità di 0,18272 ed un corrispondente periodo di rivoluzione di 246,96 anni. (fonte: JPL).
Ha un'inclinazione dell'orbita di 13.588° rispetto all'eclittica
Mediamente riceve dal Sole 0,876 W/m2 di radianza superficiale.

Afelio	46,555 UA
Perielio	32,170 AU

_____________________________________________________

_____________________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.