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704 Interamnia

704 Interamnia es un gran asteroide de tipo F. Con un diámetro medio de unos 330 kilómetros, es el quinto asteroide más grande , después de Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea . Su distancia media al Sol es 3.067 AU . Fue descubierto el 2 de octubre de 1910 por Vincenzo Cerulli y recibió su nombre del nombre latino de Teramo , Italia , donde trabajaba Cerulli. Su masa se sitúa probablemente entre el quinto y el décimo lugar en el cinturón de asteroides, con una masa estimada en el 1,2% de la masa de todo el cinturón de asteroides. [6] Las observaciones realizadas por el generador de imágenes SPHERE del Very Large Telescope en 2017-2019, combinadas con resultados de ocultación, indican que la forma de Interamnia puede ser consistente con el equilibrio hidrostático para un cuerpo de su densidad con un período de rotación de 7,6 horas. (Su período actual es de 8,7 horas). Esto sugiere que Interamnia puede haberse formado como un cuerpo en equilibrio y que los impactos cambiaron su período de rotación después de que se solidificó por completo. [4]

Características

Observaciones de 704 Interamnia realizadas en el Observatorio de Teramo (fundado por el descubridor del asteroide, Vincenzo Cerulli) con motivo del 101 aniversario de su descubrimiento. La animación muestra el recorrido de Interamnia a lo largo de tres horas.
Una de las primeras placas fotográficas de 704 Interamnia. La imagen fue tomada en octubre de 1910; La trayectoria del asteroide se muestra en el zoom.

Aunque Interamnia es el asteroide más grande después de los "cuatro grandes" , es un cuerpo muy poco estudiado. Es fácilmente el más grande de los asteroides de tipo F , pero hasta 2017-2019 existían muy pocos detalles de su composición o forma interna, y aún no se ha realizado ningún análisis de la curva de luz para determinar las coordenadas eclípticas de los polos de Interamnia (y por lo tanto su inclinación axial ). Los estudios del Very Large Telescope dan un diámetro medio de unos 332 km y encontraron una forma elipsoidal para Interamnia, similar a 4 Vesta; El cálculo de densidad resultante (1,98 ± 0,68 g·cm −3 ) no es lo suficientemente preciso como para inferir definitivamente la composición de Interamnia, pero la presencia de materiales hidratados en la superficie y sus similitudes espectrales generales con Ceres sugieren que probablemente sea un cuerpo helado. La ausencia de una familia de asteroides afiliada implica que Interamnia no ha sufrido un impacto gigante en los últimos 3 mil millones de años, [7] a diferencia de 4 Vesta y 10 Hygiea. [8] [9]

Su superficie muy oscura y su distancia relativamente grande del Sol significan que Interamnia nunca podrá verse con binoculares de 10x50 . En la mayoría de las oposiciones, su magnitud ronda +11,0, que es inferior al brillo mínimo de Vesta, Ceres o Pallas. Incluso en una oposición perihélica su magnitud es sólo +9,9, [5] que es más de cuatro magnitudes menor que Vesta.

Superficie

No hay cuencas profundas visibles en las imágenes del VLT. Cualquier cráter grande debe tener pisos planos, consistentes con una composición helada de tipo C/F. [10]

Masa

En 2001, Michalak estimó que Interamnia tenía una masa de(7 ± 2) × 10 19  kg . La estimación de Michalak depende de las masas de 19 Fortuna , 29 Amphitrite y 16 Psyche ; por tanto, esta masa se obtuvo asumiendo un modelo dinámico incompleto. [11]

En 2011, Baer calculó que Interamnia tenía una masa de(3,9 ± 0,2) × 10 19  kg . [12]

El reanálisis astrométrico de Goffin de 2014 arroja una masa aún menor de(2,7 ± 0,1) × 10 19  kg . [13]

En 2019, Hanuš et al. Se consolidaron 21 estimaciones de masa anteriores seleccionadas, que datan de 1992 a 2017, con un resultado metaestadístico de(3,8 ± 1,3) × 10 19  kg (es decir,(2,5 a 5,1) × 10 19  kg con una incertidumbre de 1 sigma. [4]

Ver también

Referencias

  1. ^ ab "interamniano" . Diccionario de inglés Oxford (edición en línea). Prensa de la Universidad de Oxford . (Se requiere suscripción o membresía de una institución participante).
  2. ^ Datos abcd JPL Consultado el 29 de septiembre de 2021.
  3. ^ abcde P. Vernazza y col. (2021) Estudio de imágenes VLT/SPHERE de los asteroides más grandes del cinturón principal: resultados finales y síntesis. Astronomía y Astrofísica 54, A56
  4. ^ abcdefg Hanuš, J.; Vernazza, P.; Viikinkoski, M.; Ferrais, M.; Rambaux, N.; Podlewska-Gaca, E.; et al. (2020). "(704) Interamnia: un objeto de transición entre un planeta enano y un típico cuerpo menor de forma irregular". Astronomía y Astrofísica . 633 : A65. arXiv : 1911.13049 . Código Bib : 2020A&A...633A..65H. doi :10.1051/0004-6361/201936639. S2CID  208512707.
  5. ^ ab "Planetas menores brillantes 2007". Centro Planeta Menor . Consultado el 21 de mayo de 2008 .[ enlace muerto permanente ]
  6. ^ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Investigación del Sistema Solar . 39 (3): 176–186. Código Bib : 2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Archivado desde el original (PDF) el 31 de octubre de 2008.15 = 0,0124
  7. ^ Hanuš, J.; Vernazza, P.; Viikinkoski, M.; Ferrais, M.; Rambaux, N.; Podlewska-Gaca, E.; Drouard, A.; Jordá, L.; Jehin, E.; Llevar, B.; Marsset, M.; Marchis, F.; Warner, B.; Behrend, R.; Asenjo, V.; Berger, N.; Bronikowska, M.; Hermanos, T.; Charbonnel, S.; Colazo, C.; Coliac, J.-F.; Duffard, R.; Jones, A.; Leroy, A.; Marciniak, A.; Meliá, R.; Molina, D.; Nadolny, J.; Persona, M.; et al. (2020). "(704) Interamnia: un objeto de transición entre un planeta enano y un típico cuerpo menor de forma irregular". Astronomía y Astrofísica . 633 : A65. arXiv : 1911.13049 . Código Bib : 2020A&A...633A..65H. doi :10.1051/0004-6361/201936639. S2CID  208512707.
  8. ^ Schenk, P.; O'Brien, director de fotografía; Marchi, S.; Gaskell, R.; Preusker, F.; Roatsch, T.; Jaumann, R.; Buczkowski, D.; McCord, T.; McSween, HY; Williams, D.; Yingst, A.; Raymond, C.; Russell, C. (2012). "Las cuencas de impacto gigantes geológicamente recientes en el polo sur de Vesta". Ciencia . 336 (6082): 694–697. Código Bib : 2012 Ciencia... 336..694S. doi : 10.1126/ciencia.1223272. PMID  22582256. S2CID  206541950.
  9. ^ Vernazza, P.; Jordá, L.; Ševeček, P.; Brož, M.; Viikinkoski, M.; Hanuš, J.; Llevar, B.; Drouard, A.; Ferrais, M.; Marsset, M.; Marchis, F.; Birlan, M.; Podlewska-Gaca, E.; Jehin, E.; Bartczak, P.; Dudzinski, G.; Berthier, J.; Castillo-Rogez, J.; Cipriani, F.; Colas, F.; DeMeo, F.; Dumas, C.; Durech, J.; Fetick, R.; Fusco, T.; Grice, J.; Kaasalainen, M.; Kryszczynska, A.; Lamy, P.; Le Coroller, H.; Marciniak, A.; Michalowski, T.; Michel, P.; Rambaux, N.; Santana-Ros, T.; Tanga, P.; Vachier, F.; Vigán, A.; Witasse, O.; Yang, B.; Gillón, M.; Benjaldoun, Z.; Szakats, R.; Hirsch, R.; Duffard, R.; Chapman, A.; Maestre, JL (febrero de 2020). "Una forma esférica sin cuenca como resultado de un impacto gigante en el asteroide Hygiea" (PDF) . Astronomía de la Naturaleza . 4 (2): 136-141. Código Bib : 2020NatAs...4..136V. doi :10.1038/s41550-019-0915-8. hdl :10261/204968. S2CID  209938346 . Consultado el 30 de marzo de 2022 .
  10. ^ Hanuš y otros. 2020
  11. ^ Michalak, G. (2001). "Determinación de masas de asteroides". Astronomía y Astrofísica . 374 (2): 703–711. Código Bib : 2001A y A...374..703M. doi : 10.1051/0004-6361:20010731 .
  12. ^ Baer, ​​James (2010). "Determinaciones recientes de la masa de asteroides". Sitio web personal. Archivado desde el original el 2 de julio de 2013 . Consultado el 13 de febrero de 2011 .
  13. ^ Goffin, Edwin (2014). "Masas astrométricas de asteroides: una determinación simultánea". Astronomía y Astrofísica . 565 : A56. arXiv : 1402.4241 . Código Bib : 2014A y A...565A..56G. doi :10.1051/0004-6361/201322766. S2CID  118444915.

enlaces externos