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(612911) XR190 2004

(612911) 2004 XR 190 , apodado informalmente Buffy , es un objeto transneptuniano , clasificado tanto como un objeto de disco disperso como un objeto separado , ubicado en la región más externa del Sistema Solar . Fue observado por primera vez el 11 de diciembre de 2004 por astrónomos del Canada–France Ecliptic Plane Survey en los Observatorios de Mauna Kea , Hawái, Estados Unidos. [1] [2] Es el objeto altamente inclinado (> 45°) más grande conocido. Con un perihelio de 51 UA, pertenece a un grupo pequeño y poco comprendido de objetos muy distantes con excentricidades moderadas. [10]

Descubrimiento y denominación

2004 XR 190 fue descubierto el 11 de diciembre de 2004. [1] Fue descubierto por astrónomos dirigidos por (Rhiannon) Lynne Allen de la Universidad de Columbia Británica como parte del Estudio del Plano Eclíptico Canadá-Francia (CFEPS) utilizando el Telescopio Canadá-Francia-Hawái (CFHT) cerca de la eclíptica . El equipo incluyó a Brett Gladman , John Kavelaars , Jean-Marc Petit , Joel Parker y Phil Nicholson . [2] En 2015, se encontraron seis imágenes de pre-recuperación de 2002 y 2003 en los datos del Sloan Digital Sky Survey .

El equipo de descubrimiento apodó al objeto "Buffy", en honor a la cazadora de vampiros ficticia Buffy Summers , y el equipo propuso varios nombres oficiales basados ​​en el idioma inuit a la Unión Astronómica Internacional . [3]

Órbita y clasificación

El XR 190 2004 se encuentra en el "hueco", una región poco conocida.

2004 XR 190 orbita el Sol a una distancia de 51,1–63,4  UA una vez cada 433 años y 3 meses (158.242 días; semieje mayor de 57,26 UA). Su órbita tiene una excentricidad moderada de 0,11 y una inclinación elevada de 47 ° con respecto a la eclíptica. [4]

Pertenece al mismo grupo que 2014 FC 72 , 2014 FZ 71 , 2015 FJ 345 y 2015 KQ 174 (ver también el diagrama) , que son poco conocidos por sus grandes perihelios combinados con excentricidades moderadas. Considerado un objeto disperso y separado , [5] [6] [7] 2004 XR 190 es particularmente inusual ya que tiene una órbita inusualmente circular para un objeto de disco disperso (SDO). Aunque se piensa que los objetos tradicionales de disco disperso han sido expulsados ​​a sus órbitas actuales por interacciones gravitacionales con Neptuno , la baja excentricidad de su órbita y la distancia de su perihelio (los SDO generalmente tienen órbitas altamente excéntricas y perihelios menores a 38 UA) parecen difíciles de conciliar con dicha mecánica celeste. Esto ha llevado a cierta incertidumbre en cuanto a la comprensión teórica actual del Sistema Solar exterior . Las teorías incluyen pasajes estelares cercanos, planetas no vistos / planetas rebeldes / embriones planetarios en el cinturón de Kuiper temprano e interacción de resonancia con un Neptuno que migra hacia afuera . El mecanismo de Kozai es capaz de transferir la excentricidad orbital a una inclinación más alta. [10]

El objeto es el objeto más grande con una inclinación mayor a 45°, [15] viajando más "arriba y abajo" que "de izquierda a derecha" alrededor del Sol cuando se observa de canto a lo largo de la eclíptica .

Objetos más distantes

2004 XR 190 llegó al afelio alrededor de 1901. [16] Aparte de los cometas de período largo , actualmente es aproximadamente el decimotercer cuerpo grande conocido más distante (57,5 UA) en el Sistema Solar con una órbita bien conocida, después de Eris y Dysnomia (96,3 UA), Gonggong (87,4 UA), Sedna (85,9 UA), 2014 FC 69 (84,0 UA), 2006 QH 181 (83,3 UA), 2012 VP 113 (83,3 UA), 2013 FY 27 (80,3 UA), 2010 GB 174 (70,5 UA), 2000 CR 105 (60,3 UA), 2003 QX 113 (59,8 UA) y 2008 ST. 291 (59,6 UA). [3] [17]

Características físicas

Con albedos asumidos entre 0,04 y 0,25, y magnitudes absolutas de 4,3 a 4,6, 2004 XR 190 tiene un diámetro estimado de 335 a 850 kilómetros; la media a la que se llega considerando las dos estimaciones de una sola cifra más los puntos centrales de las tres cordilleras es de 562 km, aproximadamente una cuarta parte del diámetro de Plutón . [7] [9] [10] [11] [12] [13]

Hasta 2018, no se han obtenido índices de color ni tipos espectrales bien documentados , ni una curva de luz rotacional a partir de observaciones espectroscópicas y fotométricas ; sin embargo, el Archivo Johnston enumera un "tipo taxonómico" de "BR" y una "magnitud BR" de 1,24. [7] El período de rotación , el polo y la forma siguen siendo oficialmente desconocidos.

Galería

Véase también

Notas

  1. ^ Utilizando la magnitud AstDyS, la fórmula de Bruton y el rango de albedo de los planetas menores comúnmente asumido de 0,05 a 0,25 (según lo detallado por Bruton)
  2. ^ Derivado inverso utilizando datos de albedo y diámetro de Allen y la fórmula de Bruton
  3. ^ Derivado inverso utilizando datos de albedo y diámetro de Schaller y la fórmula de Bruton

Referencias

  1. ^ abcdefghi «2004 XR190». Centro Planetario Menor . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  2. ^ abc «MPEC 2005-X72 : 2004 XR190». Centro de Planetas Menores de la IAU . 12 de diciembre de 2005. Consultado el 13 de diciembre de 2018 .(K04XJ0R)
  3. ^ abc Maggie McKee. "Se encuentra un nuevo objeto extraño en el borde del Sistema Solar". New Scientist . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  4. ^ abcde "JPL Small-Body Database Browser: (2004 XR190)" (última observación del 1 de septiembre de 2017). Jet Propulsion Laboratory . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  5. ^ ab Jewitt, David, Morbidelli, Alessandro y Rauer, Heike. (2007). Objetos transneptunianos y cometas: Curso avanzado de Saas-Fee 35. Sociedad Suiza de Astrofísica y Astronomía . Berlín: Springer. ISBN 3-540-71957-1 . 
  6. ^ ab Lykawka, Patryk Sofía; Mukai, Tadashi (julio de 2007). "Clasificación dinámica de objetos transneptunianos: sondeo de su origen, evolución e interrelación". Ícaro . 189 (1): 213–232. Código Bib : 2007Icar..189..213L. doi :10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  7. ^ abcdef Johnston, Wm. Robert (7 de octubre de 2018). «Lista de objetos transneptunianos conocidos». Archivo de Johnston . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  8. ^ Ubicación del observador del JPL Horizons: @sun (el perihelio ocurre cuando el deldot cambia de negativo a positivo. La incertidumbre en el tiempo del perihelio es de 3 sigma ).
  9. ^ abcd Schaller, EL; Brown, ME (abril de 2007). "Pérdida volátil y retención en objetos del cinturón de Kuiper" (PDF) . The Astrophysical Journal . 659 (1): I.61–I.64. Bibcode :2007ApJ...659L..61S. doi :10.1086/516709. S2CID  10782167 . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  10. ^ abcdefg Allen, RL; Gladman, B.; Kavelaars, JJ; Petit, J.-M.; Parker, JW; Nicholson, P. (marzo de 2006). "Descubrimiento de un objeto del cinturón de Kuiper de baja excentricidad y alta inclinación a 58 UA". The Astrophysical Journal . 640 (1): L83–L86. arXiv : astro-ph/0512430 . Código Bibliográfico :2006ApJ...640L..83A. doi :10.1086/503098. S2CID  15588453.(Documento de descubrimiento)
  11. ^ abcd Brown, Michael E. "¿Cuántos planetas enanos hay en el sistema solar exterior?". Instituto Tecnológico de California . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .
  12. ^ abc "2004 XR190". AstDyS-2, Sitio dinámico de asteroides . Consultado el 18 de agosto de 2019 .
  13. ^ abcd Dan Bruton. "Conversión de magnitud absoluta a diámetro para planetas menores". Stephen F. Austin State University, Facultad de Ciencias y Matemáticas, Departamento de Física, Ingeniería y Astronomía . Archivado desde el original el 23 de julio de 2011. Consultado el 15 de agosto de 2019 .
  14. ^ Ocultación 2021
  15. ^ "Motor de búsqueda de bases de datos de cuerpos pequeños del JPL: H < 6,5 (mag)". JPL Solar System Dynamics . Consultado el 27 de marzo de 2014 .
  16. ^ "Sistema de efemérides de Horizon Online". Instituto Tecnológico de California, Laboratorio de Propulsión a Chorro . Consultado el 23 de marzo de 2009 .
  17. ^ "Lista de planetas menores a más de 57,0 UA del Sol". AstDyS-2, Asteroides – Sitio dinámico, Departamento de Matemáticas, Universidad de Pisa, Italia . Consultado el 13 de diciembre de 2018 .

Enlaces externos

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