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(55636) 2002 TX300

(55636) 2002 TX 300 es un objeto brillanteen el Sistema Solar exterior , cuyo diámetro se estima en unos 286 kilómetros (178 millas). [4] Es un miembro grande de la familia Haumea que fue descubierto el 15 de octubre de 2002 por el programa de Seguimiento de Asteroides Cercanos a la Tierra (NEAT). [1]

2002 TX 300 es un objeto clásico del cinturón de Kuiper con una magnitud absoluta entre 50000 Quaoar y 20000 Varuna . 2002 TX 300 tiene la órbita más excéntrica e inclinada de los tres.

También se detectó una variabilidad del brillo visual que podría ajustarse a un período rotacional de 7,9 h o 15,8 h (no se pudo hacer con certeza la distinción entre curvatura de uno o dos picos). Los cambios en el brillo están bastante cerca del margen de error y también podrían deberse a una forma irregular . [10]

Órbita

Órbitas de 2002 TX 300 (azul), Haumea (verde) y Neptuno (gris)
Órbitas de 2002 TX 300 (azul), Haumea (verde) y Neptuno (gris)

Los diagramas adyacentes muestran vistas polares y eclípticas de las órbitas de los dos cubewanos. Los perihelios (q) y los afelios (Q) están marcados con las fechas de paso. Las posiciones actuales (a abril de 2006) están marcadas con esferas, que ilustran los tamaños relativos y las diferencias en el albedo (ambos objetos aparecen neutros en el espectro visible).

2002 TX 300 está clasificado como un objeto clásico del cinturón de Kuiper y sigue una órbita muy similar a la de Haumea : muy inclinado (26°) y moderadamente excéntrico (e ~0,12), lejos de las perturbaciones de Neptuno (perihelio a ~37 UA). Otros cubowanos de tamaño medio también siguen órbitas similares, en particular 2002 UX 25 y 2002 AW 197 .

Se ha observado 303 veces, con imágenes previas a la recuperación que se remontan a 1954. [1]

Tamaño

El borrador de propuesta de la IAU de 2006 sugería que el TX 300 de 2002 podría ser tan grande como el Quaoar.
2002 TX 300 ( magnitud aparente 19,4) visto con un telescopio de 24"

En 2004, la no detección de emisiones térmicas IR puso un límite superior de 709 kilómetros (441 mi) en su diámetro y un límite inferior en el albedo de 0,19. [11] En un comunicado de prensa de la Unión Astronómica Internacional de 2006 que discutía el borrador de propuesta de la UAI para 2006 , un diagrama sugería que 2002 TX 300 podría ser tan grande como 50000 Quaoar . [12] El diagrama del artista se basó en gran medida en el concepto de que 2002 TX 300 , con una magnitud absoluta (H) de 3,4, [1] puede tener un albedo de alrededor de 0,08, [10] lo que resultó en una estimación de diámetro demasiado optimista de alrededor de 1000 kilómetros (620 mi). [13]

En 2007, las mediciones del telescopio espacial Spitzer mostraron que podría tener menos de 641 kilómetros (398 millas) de diámetro. [5] En 2008, se consideró que era un planeta enano basándose en la amplitud de su curva de luz y la suposición de que tenía más de 450 kilómetros (280 millas) de diámetro. [14] Debido a que 2002 TX 300 es un miembro de la familia Haumea , se supone que tiene un albedo de alrededor de 0,7, lo que daría como resultado un diámetro de aproximadamente 360 ​​kilómetros (220 millas). [15]

El 9 de octubre de 2009, 2002 TX 300 ocultó una estrella relativamente brillante de magnitud aparente 13,1 en la constelación de Andrómeda . [16] Este evento fue visible desde Australia, posiblemente Nueva Zelanda, y el sur de Estados Unidos y México. [16] La AR y la declinación para este evento fueron de aproximadamente 00 37 13,64 +28 22 23,2.: se puso a disposición de los observadores información detallada. [17] La ​​ocultación produjo un diámetro de 286 kilómetros (178 millas), lo que sugiere un albedo de aproximadamente 0,88. [4] Mike Brown lo incluye en la lista de posibles planetas enanos . [18]

Superficie

El espectro en los rangos visible e infrarrojo cercano es muy similar al de Caronte , caracterizado por una pendiente neutra a azul (1%/1000 Å) con bandas de absorción de agua profundas (60%) a 1,5 y 2,0 μm. [19] El análisis mineralógico indica una fracción sustancial de partículas grandes de hielo (H 2 O). [20] La relación señal-ruido de las observaciones fue insuficiente para diferenciar entre hielo amorfo o cristalino (se informó hielo cristalino en Caronte, Quaoar y Haumea). La proporción de materiales orgánicos altamente procesados ​​( tolinas ), típicamente presentes en numerosos objetos transneptunianos , es muy baja. Como lo sugieren Licandro et al. 2006, esta falta de manto irradiado sugiere una colisión reciente o actividad cometaria .

Origen

Las características físicas comunes con el planeta enano Haumea junto con elementos orbitales similares [21] llevaron a sugerir que 2002 TX 300 era un miembro de la familia colisional Haumeana . El objeto, junto con otros miembros de la familia ( (19308) 1996 TO 66 , (24835) 1995 SM 55 , (120178) 2003 OP 32 y (145453) 2005 RR 43 ), se crearía a partir del manto de hielo expulsado del proto-Haumea como resultado de una colisión con otro cuerpo grande (alrededor de 1.660 kilómetros (1.030 millas)). [22]

Referencias

  1. ^ abcdefg «JPL Small-Body Database Browser: 55636 (2002 TX300)» (última observación: 2015-12-05) . Consultado el 6 de abril de 2016 .
  2. ^ "MPEC 2009-R09: Planetas menores distantes (2009 SEPTIEMBRE 16.0 TT)". Centro de Planetas Menores de la IAU . 4 de septiembre de 2009. Consultado el 4 de octubre de 2009 .
  3. ^ Marc W. Buie . "Orbit Fit and Astrometric record for 55636" (4 de diciembre de 2013, utilizando 341 observaciones a lo largo de 59 años). SwRI (Departamento de Ciencias Espaciales) . Consultado el 14 de octubre de 2014 .
  4. ^ abcd Elliot, JL; Person, MJ; et al. (2010). "Tamaño y albedo del objeto 55636 del cinturón de Kuiper a partir de una ocultación estelar" (PDF) . Nature . 465 (7300): 897–900. Bibcode :2010Natur.465..897E. doi :10.1038/nature09109. PMID  20559381. S2CID  4431420. Archivado desde el original (PDF) el 22 de febrero de 2014.
  5. ^ abc John Stansberry; Will Grundy; Mike Brown; Dale Cruikshank; John Spencer; David Trilling; Jean-Luc Margot (2007). "Propiedades físicas de los objetos del Cinturón de Kuiper y del Centauro: restricciones del telescopio espacial Spitzer". arXiv : astro-ph/0702538 .
  6. ^ Utilizando un radio esférico de 143 km; volumen de una esfera * una densidad supuesta de1,0 g/cm 3 produce una masa ( {{{1}}} ) de1,224 × 10 19  kilogramos
  7. ^ Snodgrass, Carry; Dumas, Hainaut (16 de diciembre de 2009). "Caracterización de los miembros candidatos de la familia (136108) Haumea". Astronomía y Astrofísica . 511 : A72. arXiv : 0912.3171 . Bibcode :2010A&A...511A..72S. doi :10.1051/0004-6361/200913031. S2CID  62880843.
  8. ^ David L. Rabinowitz; Bradley E. Schaefer; Martha W. Schaefer; Suzanne W. Tourtellotte (2008). "La apariencia juvenil de la familia colisionante EL61 de 2003". The Astronomical Journal . 136 (4): 1502. arXiv : 0804.2864 . Código Bibliográfico :2008AJ....136.1502R. doi :10.1088/0004-6256/136/4/1502. S2CID  117167835.
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  11. ^ Grundy, W. M; Noll, K; Stephens, D (2005). "Albedos diversos de objetos transneptunianos pequeños". Icarus . 176 (1): 184–191. arXiv : astro-ph/0502229 . Código Bibliográfico :2005Icar..176..184G. doi :10.1016/j.icarus.2005.01.007. S2CID  118866288.(Preimpresión en arXiv)
  12. ^ Gingerich, Owen (16 de agosto de 2006). "El camino hacia la definición de planetas" (PDF) . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics y presidente del Comité de Definición de Planetas del CE de la IAU . p. 4. Consultado el 13 de marzo de 2007 .
  13. ^ Dan Bruton. "Conversión de magnitud absoluta a diámetro para planetas menores". Departamento de Física y Astronomía (Universidad Estatal Stephen F. Austin). Archivado desde el original el 23 de marzo de 2010. Consultado el 27 de diciembre de 2009 .
  14. ^ Gonzalo Tancredi & Sofía Favre (13 de octubre de 2008). "Sede del planeta enano y plutoides". Portal Uruguayo de Astronomía . Consultado el 22 de septiembre de 2010 .¿Cuáles son los enanos del Sistema Solar?
  15. ^ Mike Brown (29 de diciembre de 2009). «Un fantasma de la Navidad pasada». Mike Brown's Planets (blog). Archivado desde el original el 2 de enero de 2010. Consultado el 29 de diciembre de 2009 .
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  17. ^ Michael J. Person (8 de octubre de 2009). «55636.20091009 Ocultación 9 de octubre de 2009». Planetary Astronomy Lab. MIT . Consultado el 9 de octubre de 2009 .
  18. ^ Michael E. Brown (23 de septiembre de 2011). «¿Cuántos planetas enanos hay en el sistema solar exterior? (actualización diaria)». Instituto Tecnológico de California . Consultado el 31 de agosto de 2016 .
  19. ^ Licandro, J.; di Fabrizio, L.; Pinilla-Alonso, N.; de León, J.; Oliva, E. (2006). "Objeto transneptuniano (55636) 2002 TX300, una superficie helada fresca en el Sistema Solar exterior". Astronomía y Astrofísica . 457 (1): 329–333. Bibcode :2006A&A...457..329L. doi : 10.1051/0004-6361:20064906 .
  20. ^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Campins, H. (2004). "Análisis mineralógico de dos tipos diferentes de superficies heladas en el cinturón transneptuniano, TNOs (50000) Quaoar y 2002 TX 300 ". American Astronomical Society, DPS Meeting #36, #11.07; Bulletin of the American Astronomical Society . 36 : 1088. Bibcode :2004DPS....36.1107P.
  21. ^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (junio de 2007). "La superficie rica en hielo de agua de (145453) 2005 RR43: ¿un caso de una población de TNO con reducción de carbono?". Astronomía y Astrofísica . 468 (1): L25–L28. arXiv : astro-ph/0703098 . Bibcode :2007A&A...468L..25P. doi :10.1051/0004-6361:20077294. S2CID  18546361.
  22. ^ Michael E. Brown; Kristina M. Barkume; Darin Ragozzine; Emily L. Schaller (marzo de 2007). "Una familia de objetos helados en el cinturón de Kuiper". Nature . 446 (7133): 294–296. Bibcode :2007Natur.446..294B. doi :10.1038/nature05619. PMID  17361177. S2CID  4430027.

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