(307261) 2002 MS4

(307261) 2002 MS ₄
	2006年4月9日にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された2002 MS 4
発見
発見者	チャドウィック A. トルヒージョ; マイケル E. ブラウン
発見場所	パロマー観測所
発見日	2002年6月18日
指定
MPC指定	2002年MS4
小惑星カテゴリー	TNO · キュベワノ(ホット) ; 遠い · Scat-Ext
軌道特性（重心）
	エポック2023年2月25日 ( JD 2460000.5)
	不確実性パラメータ2
観察アーク	66.22年（24,188日）
最も早い回復前日	1954年4月8日
遠日点	47.801オーストラリア
近日点	35.677 AU
半長軸	41.739 AU
偏心	0.14524
軌道周期（恒星）	269.48年(98,429日)
平均異常	226.844 °
平均運動	0° 0 m 13.167秒/ 日
傾斜	17.693°
昇交点の経度	216.075°
近日点通過時刻	≈ 2123年6月10日; ±0.6日
近日点の議論	214.575°
身体的特徴
寸法	（823 ± 20 ) × (770 ± 34 ) km（予測）
平均直径	796 ± 24km
平坦化	≥0.066 ± 0.034
朔望周期	14.251 時間; 7.33時間または10.44時間（単峰）
幾何学的アルベド	0.100 ± 0.025 または0.098 ± 0.004 (幾何); 0.039 ± 0.005（ボンド）
温度	65K ]
スペクトル型	B−V =0.69 ± 0.02 ; V−R=0.38 ± 0.02; B−R=1.07 ± 0.02
見かけの等級	20.5
絶対等級（H）	3.56 ± 0.03 ; 3.63 ± 0.05 ; 3.62

(307261) 2002 MS ₄ (仮称 2002 MS ₄ ) は、海王星の外側にある氷微惑星の領域であるカイパーベルトにある大型の太陽系外縁天体である。2002年6月18日、チャド・トルヒーヨとマイケル・ブラウンがパロマー天文台で冥王星サイズの明るいカイパーベルト天体を探していたときに。測定の不確かさの範囲内で、 2002 MS _4、2002AW 197、および2013 FY 27の直径は800 km (500 mi) 近くあり、太陽系で最大の無名天体となっている。2002 MS ₄は、一部の天文学者が準惑星かもしれないと結論付けるほど大きい。

2002 MS ₄の表面は暗い灰色で、水と二酸化炭素の氷で構成されています。2002 MS _{4 は}恒星による掩蔽を通して観測されており、その輪郭に沿って巨大な地形的特徴が明らかになっています。これらの特徴には、高さ 25 km (16 マイル) の山のような頂上と、幅 320 km (200 マイル)、深さ 45 km (28 マイル) のクレーターのような窪みがあります。2002 MS ₄の地形的特徴は、太陽系の天体の中では最も高く、最も深いものとして知られています。

歴史

発見

2002 MS ₄は、2002年6月18日に米国カリフォルニア州サンディエゴ郡のパロマー天文台の天文学者チャド・トルヒージョとマイケル・ブラウンによって発見されました。 ^[1]この発見は、パロマー天文台の1.22メートル（48インチ）サミュエル・オシン望遠鏡と広視野CCDカメラを使用した、冥王星サイズの明るいカイパーベルト天体のカリフォルニア工科大学広域スカイサーベイの一部であり、パロマー天文台の夜間地球近傍小惑星追跡プログラムと共同で運用されました。 ^[14]^{: 100}このサーベイにより、海王星の外側にある他のいくつかの大きな天体が発見されました。これには、準惑星のエリス、セドナ、クワオアーが含まれます。^[15]^{: 214}

2002 MS _4は、チームの自動画像検索ソフトウェアによって特定された潜在的な移動天体の手動検査によって発見されました。^[14]^{: 101}この天体は、調査の限界等級をわずかに下回る20.9等級の明るさで検出された、検出された最も暗い天体の1つでした。^[14]^{: 99, 103}追跡観測は、2か月後の2002年8月8日にパロマー天文台の1.52メートル（60インチ）望遠鏡で実施されました。^{[16]この発見は、2002年11月21日に}小惑星センターによって発表され、この天体は2002 MS ₄という小惑星の暫定的な名称を与えられました。^[16]

さらなる観察

2002 MS _4は、2002年8月に追跡調査を受けて以来、9か月以上観測されないままだったが、2003年5月29日にパロマー天文台のトルヒーヨによって発見され、続いて2003年6月にドイツのベルギッシュ・グラートバッハ天文台のウルフ・ビッケルによって観測された。 ^[17]これらの回収観測により、 2002 MS ₄の軌道の不確実性が大幅に減少し、回収前観測でその位置をさらに過去に遡って推定して特定することが可能になった。 ^{[18] 2007年に天文学者のアンドリュー・ロウによって、}デジタル・スカイ・サーベイ・プレートからの回収前観測7件が特定された。これらのうち最も古いものは、1954年4月8日にパロマー天文台で行われたものである。^[18]^[19]^{: 42} 2023年現在、2002 MS _4は68年以上、つまりその公転周期の約25%以上観測されている。^[2]^[1] ^{[アップデート]}

番号付けと命名

2002 MS _4は、2011年12月10日に小惑星センターから307261という恒久的な小惑星カタログ番号を受け取った。 ^[18]^[20]^{: 292}現時点では名前が付けられておらず、この天体に名前を付ける発見者の権利は、番号が付けられてから10年後に失効している。^{[1] [}^21]^{: 6}国際天文学連合の小天体命名作業部会による命名ガイドラインに従い、2002 MS _4は、カイパーベルト天体全般に求められるように、創造神話に関連する名前の提案を受け付けている。^[21]^{: 8}

軌道と分類

2002 MS ₄は、海王星の外側を公転周期269年で公転する太陽系外縁天体（TNO）である。 ^[5]^[b]太陽からの軌道長半径または平均軌道距離は41.7 天文単位（AU）で、軌道離心率は中程度^[3]^{: 45}で0.15である。^[5]離心軌道では、2002 MS _4は近日点では太陽から35.7 AU以内、遠日点では47.8 AU以内となる。^[5]黄道に対する軌道傾斜角はほぼ18°である。^[5]2002 MS _4は1853年4月に近日点を通過し、1987年2月に遠日点を通過し、次の近日点通過は2123年6月です。^[23]^[24]^[6]

2002 MS ₄は、太陽から 37～48 AU のカイパーベルトの古典的領域に位置しており、 ^[25]^{: 227}、したがって古典的カイパーベルト天体またはキュベワノに分類されています。^[3]^{: 53} 2002 MS ₄は軌道傾斜角が大きいため、古典的カイパーベルトの動的に「ホット」なメンバーとみなされ、太陽系の初期の歴史において海王星の外側への惑星移動によって現在の位置まで重力で散乱されたことを意味します。 ^[25]^{: 227, 229} 2002 MS ₄の現在の軌道は海王星から十分離れているため (最小軌道交差距離6.6 AU) ^[1]、惑星との接近遭遇による散乱はもはや発生しません。^[4]^[25]^{: 214}

2007年の力学研究では、2002 MS ₄の軌道進化を1000万年にわたってシミュレートし、海王星と断続的に平均運動18:11の軌道共鳴状態にある可能性があることが判明しました。 ^[25]^{: 218}これは、 2002 MS ₄の軌道傾斜角と離心率に不規則な変動を引き起こしているようです。 ^[25]^{: 225}それにもかかわらず、研究者は2002 MS _4が海王星と共鳴しているとは考えていません。 ^[4]^[3]^{: 56}^[10]^{: 2}

可観測性

夜空では、2002 MS _{4 は}南天の天の川銀河の中心付近に位置している。発見されて以来、この領域の背景の星が密集している領域を通過している。^[10]^{: 9}地球から見た2002 MS ₄の見かけの等級は 20.5 と暗いため^[13] 、その密集した位置は観測を困難にする可能性がある。^[9]^{: 92}^[10]^{: 9}一方、2002 MS ₄の位置は、通過する星が多数あるため、恒星掩蔽を観測するのに適している。 ^[10]^{: 9}

掩蔽

2002 MS ₄による恒星掩蔽は、この恒星が恒星の前を通過してその光を遮り、恒星が数秒間暗くなり、その後2002 MS _{4 が}姿を現すときに発生します。^[7]^{: 2} 2002 MS ₄による恒星掩蔽を観測すると、その位置、形状、大きさを正確に測定できます。^[7]^{: 1}^[8]^{: 35}地球、2002 MS ₄、掩蔽される恒星の間には視差があるため、 2002 MS ₄による掩蔽は地球上の特定の場所からしか観測できない場合があります。このため、掩蔽の予測を確実に行うには、2002 MS ₄の軌道と天体暦を正確に知っておく必要があります。 ^[7]^{: 2}^[8]^{: 35}

2002 MS ₄の掩蔽予測を容易にするために、欧州研究会議のラッキースタープロジェクトの天文学者たちは、2009年から2019年にかけて2002 MS ₄の天体測量観測を収集して軌道の不確実性を減らし、高精度の星の位置を得るためにガイアカタログを活用した。 ^[26]^[7]^{: 2} 2019年から2022年にかけて、ラッキースタープロジェクトは、世界中の天文学者が2002 MS ₄による予測された掩蔽を観測するためのキャンペーンを組織し、期間の終わりまでに 9 つの掩蔽の観測に成功した。^[7]^{: 1, 3} 2002 MS ₄による最初の掩蔽の観測は、2019年7月9日に南米で行われ、参加した 10 か所の望遠鏡の場所から 2 つの正の検出と 4 つの負の検出が得られました。残りの4台の望遠鏡は悪天候の影響を受けた。^[26]^[7]^{: 2, 18B.4} 2002 MS ₄の掩蔽のさらなる観測は2019年7月26日と8月19日に行われ、その後の掩蔽予測の精度向上に役立つ高精度の天体測定が行われた。^[27]^[7]^{: 2}

2020年8月8日、ラッキースタープロジェクトは、 2002 MS ₄の大規模な観測キャンペーンを組織しました。このキャンペーンでは、見かけの等級が14.6と比較的明るい恒星が掩蔽され、複数の大陸の人口密集地域で観測可能になると予想されていました。^[7]^{: 4}ヨーロッパ、北アフリカ、西アジアの合計116か所の望遠鏡がキャンペーンに参加し、61か所で陽性検出、40か所で陰性検出が得られました。残りの15か所の望遠鏡は、悪天候や技術的な問題により観測が妨げられました。^[7]^{: 4, 18B.1–3}掩蔽の観測者は、2002 MS ₄の周囲にリング、彗星のジェット、または天然衛星の証拠は発見しませんでした。^[7]^{: 9}これは、2023年の時点でのTNO掩蔽キャンペーンで最も大規模な参加です。^[28]^{: 1347}^[7]^{: 9}さまざまな場所での大量の陽性検出のおかげで、2002 MS ₄の全体的な形状の輪郭と地形が初めて明確に確認されました。^[29]^[7]^{[アップデート]}

2020 年 8 月 8 日の掩蔽キャンペーンに参加した望遠鏡の位置を示す地図。2002 MS ₄の影の進路内にある望遠鏡 (2 つの青い実線の間の領域) は陽性検出 (青と赤の点) を行い、進路外の望遠鏡は陰性検出 (緑の点) を行いました。
2020 年 8 月 8 日の掩蔽からの多数の正の検出弦によって明らかになった2002 MS ₄の投影形状(青色と赤色のエラーバー)。2002 MS ₄の北東方向の縁に沿って、巨大な地形のピークと窪みが見えます。

身体的特徴

広範囲に観測された2020年8月8日の掩蔽の結果、2002 MS _4は扁平回転楕円体に近い形をしており、赤道直径は814km（506マイル）、極直径は最大770km（480マイル）であることがわかった。^[7]^{: 5} これらの寸法による2002 MS ₄の平均直径は796km（495マイル）で、2つの最大の小惑星であるケレスとベスタの直径の間に位置している。^[7]^{: 5}地球から2002 MS ₄の赤道が斜めから見られるのか真横から見られるのかは不明であるため、この天体の実際の極直径は2020年8月の掩蔽で観測されたものよりも小さいか、扁平率が大きい可能性がある。^[7]^{: 8} 2002 MS _4は、知られている天体の中で10番目（冥王星の衛星カロンを含めると11番目）の大きさの天体です。その大きさから、天文学者からは準惑星候補と考えられています。^[34]^{: 245}^[10]^{: 2}^[7]^{: 1}^[8]^{: iii}測定の不確実性を考慮すると、2002 AW 197および2013 FY 27（直径729–807 km ^[35]および太陽系最大の無名天体として、直径659～820kmの天体^{[36]が知ら}れている。

2002 MS _{4 は}、2006 年と 2010 年にスピッツァー宇宙望遠鏡とハーシェル宇宙望遠鏡によって行われた赤外線熱放射測定によれば、以前は 934 km (580 マイル) というより大きな直径を持つと考えられていました。 ^[32]^{: 4, 7, 10}この熱放射から導かれた直径は、掩蔽から導かれた直径と一致しません。熱放射測定と掩蔽から導かれた直径の両方が正しい場合、2002 MS _{4 は}、回転しない単純な空気のない天体である場合に予測されるよりも多くの熱放射を放射していることになります。^[8]^{: 68, 70, 73} 2002 MS _{4 が}過剰な熱放射を放射しているように見える理由はまだ明らかではありません。 2002 MS ₄の未知の衛星が過剰な熱放射に寄与している可能性もあるし、 ^[7]^{: 9} 2002 MS ₄の熱放射挙動の予測が不正確である可能性もある。 ^[8]^{: 73}

2002 MS ₄の質量と密度は、衛星が知られていないため不明である。そうでなければ、ケプラーの第三法則によって質量を推定できたはずである。^[8]^{: 35}質量と密度が不明であるため、 2002 MS ₄の球状形状が静水圧平衡によるものなのか、あるいは準惑星に分類されるのかを判断することはできない。^[37]^{: 10}直径とアルベドから推測すると、2002 MS _{4 は}静水圧平衡状態ではない可能性が高い。これは、直径 400～1,000 km (250～620 マイル) の範囲内にあり、この範囲では TNO が通常非常に低い密度で観測されるためである。これは、おそらく、重力で圧縮されて固体になっていない多孔質の内部構造を持っているためであると考えられる。 ^[38]^{: 1, 8}そうでなければ、2002 MS ₄が静水圧平衡にある場合、その密度は扁平率と自転周期から推定できる。^[7]^{: 8}しかし、 2002 MS ₄のこれらの特性は両方ともあまり知られていないため、最小と最大の可能な密度しか推定できない。^[7]^{: 8} 2002 MS ₄の平衡形状としてマクローリン回転楕円体を仮定すると、可能な密度の範囲は次のようになる。0.72～8.0 g/cm ³および0.36～3.9 g/cm ³で、自転周期はそれぞれ7.44時間と10.44時間です。^[7]^{: 8}

表面

2002 MS _4の表面色は灰色、つまりスペクトル的に中立であり、可視スペクトル全体の波長で同様の量の光を反射する。^[12]^{: 6} BarucciらによるTNO色指数の分類体系では、2002 MS _4は中立色のTNOのBBグループに分類され、その表面組成は特徴的に水氷と非晶質炭素の割合が高く、ソリンの量が少ない。^[39]^{: 1294, 1296} 2022年のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による近赤外線分光法では、 2002 MS ₄の表面に結晶水氷、非晶質水氷、二酸化炭素氷が存在することが明らかになった。^[40]^[11]大型カイパーベルト天体120347 Salaciaは、JWSTによって2002 MS ₄と同様の表面組成を持つことが観測された。^[11]クックらによる2002 MS ₄のJWSTスペクトルの予備的モデリングでは、天体の表面の水の氷はマイクロメートルサイズの粒子で構成され、二酸化炭素の氷はより粗いマイクロメートルサイズの粒子からより細かいサブマイクロメートルサイズの粒子までが混在していることが示唆されている。 ^{[11]クックらの予備モデルによれば、}2002 MS ₄の表面にはソーリンも存在するはずであるが、 2002 MS ₄のJWSTスペクトルでは検出されていない。 ^[11]メタンなどの揮発性氷も2002 MS ₄のJWSTスペクトルでは検出されていない。 ^[40]2002 MS ₄の表面に揮発性物質がほとんどないことは、ニューホライズンズ探査機による観測で決定された0.1という低い幾何学的アルベドと一致しており、これは、 2002 MS ₄が、明るく揮発性物質に富む冥王星のような準惑星とは対照的に、非常に暗く未発達の表面を持っていることを示しています。^[10]^{: 2、18–19}ニューホライズンズによる2002 MS ₄の位相曲線の観測は、天体の表面にある氷のレゴリス粒子が粗く不規則な形をしていることを示しています。^[10]^{: 19}

地形の特徴

2020年8月8日の掩蔽では、2002 MS ₄の北東の輪郭、つまり縁に沿って巨大な地形的特徴が明らかになった。これには、幅322±39km（200±24マイル）、深さ45.1±1.5km（28.02±0.93マイル）のクレーター状の窪みと、25+4
−5 km (15.5+2.5
−3.1 2002 MS 4 は、中心核に近い高さ 10 km (6.2 マイル) の山頂が観測された。[ ^7]^{: 7}幅 10 km (6.2 マイル)、深さ 11 km (6.8 マイル) の別の窪みが、掩蔽中にフランスのヴァラージュにある単一の望遠鏡によって検出された。この窪みは、 2002 MS _{4 が}出現したときに星を部分的に掩蔽し、その結果、星は瞬時にではなく徐々に明るくなった。^[7]^{: 7}観測されたこれらの地形的特徴の標高は、2002 MS ₄の大きさの氷の天体に予想される最大標高 6～7 km (3.7～4.3 マイル) を超えており、この天体が過去に大規模な衝突を経験した可能性があることを示している。^[7]^{: 6, 9} 2002 MS _{4 の}物質的強度が中心核に向かって増加すれば、その巨大な地形的特徴を支えることが可能になるだろう。 ^[7]^{: 6}他のTNOの地形的特徴は、以前にも掩蔽を通じて観測されており、例えば(208996) 2003 AZ 84は、少なくとも8km(5マイル)の深さの窪みがある。^[41]^[42]

2002 MS ₄の地形上のピークは、火星の最高峰であるオリンポス山や小惑星ベスタのレアシルビアクレーターの中央丘に匹敵する高さである。 ^[42]^[43]2002 MS ₄の地形上のピークが山であれば、太陽系で知られている最も高い山の一つとなる。^{[42]この地形上のピークは、実際には掩蔽中に}2002 MS _4の前か後ろを通過していた直径213 km (132 mi)の未知の衛星である可能性があるが、掩蔽チームのメンバーの一人であるブルーノ・シカルディによると、このシナリオはありそうにないという。^[7]^{: 9, 25}^{[42]この大きさの衛星では、}2002 MS ₄の過剰な熱放射を説明できるほどの大きさではない。 ^[7]^{: 25}

2002 MS ₄の巨大な窪みがクレーターであれば、TNO 上の巨大なクレーターの初めての観測となる。^[7]^{: 9}窪みの幅は2002 MS ₄の直径の約 40% を占め、これは土星の衛星テティスとイアペトゥスで見られる最大のクレーター対直径比に匹敵する。ちなみに、テティスの最大クレーターであるオデュッセウスは直径の約 43% を占め、イアペトゥスの最大クレーターであるトゥルギスは直径の約 40% を占めるが、これらは2002 MS _{4 の}クレーターとされるものよりはるかに浅い。^[7]^{: 9}一方、太陽系外縁惑星である冥王星とカロンには、これほど大きなクレーターは見られず^[f]、最大クレーター対直径比はそれぞれ 10.5% と 18.9% です。^[7]^{: 9} 2002 MS ₄の巨大な窪みの深さは、2002 MS ₄の直径の 5.7% を占め、同サイズの太陽系天体で最大のクレーターの深さを上回っています。土星の衛星ミマスの最大のクレーターの深さは最大 10～12 km (6.2～7.5 マイル) ^[44]^{: 424 で}、ベスタのレアシルビア・クレーターの深さは最大 25 km (16 マイル) です。^[43]

回転と光度曲線

2002 MS ₄の自転周期は不確かで、自転軸の傾きも分かっていない。この天体は背景の星の密集した領域に隠れているため、地球上の望遠鏡で測光的に2002 MS ₄の自転周期を測定することは困難である。 ^[9]^{: 118}^[7]^{: 7} 2002 MS ₄は楕円体の形状と表面アルベドの変動が考えられるため、自転するにつれて光度曲線は時間の経過とともに非常に小さな明るさの変動（振幅0.05–0.12等^[8]^{: 85}）を示すだけである。^[7]^{: 7}^[8]^{: 73} 2002 MS ₄の自転を測定する最初の試みは、 2005年8月にシエラネバダ天文台の1.5メートル望遠鏡で行われたが、光度曲線の周期性を特定できるほど長く観測されなかった。^[9]^{: 31, 92}その後の2011年6月から7月のガリレオ国立望遠鏡による観測では、 2002 MS _4が暗黒星雲の前を通過するのを利用して、7.33時間または10.44時間のいずれかの周期を決定することができました。^[9]^{: 94}一方、 2013年7月から8月のカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡による観測では、14.251時間の自転周期が測定され、8.932時間と5.881時間という他の可能性の低い自転周期の別名も測定されました。^[8]^{: 43, 53, 74}

探検

新しい地平線

ニューホライズンズ探査機は、2015年の冥王星フライバイ成功後の延長カイパーベルトミッションの一環として、2016年から2019年にかけて2002 MS _4を^{観測した。 [10]}^{: 8} 2002 MS _4は、2016年7月13日の観測開始時には探査機から15.3 AU (22.9億km、14.2億マイル)離れており、2019年9月1日の観測終了時には探査機から12.0 AU (18.0億km、11.2億マイル)離れていた。 ^[10]^{: 8} ニューホライズンズは、カイパーベルト内にいる間に2002 MS ₄やその他のTNOを観測するという独自の視点を持っていたため、地球からは観測できない高位相角(> 2°)でこれらの天体を観測することができた。^[10]^{: 1} 2002 MS ₄の明るさが位相角の関数としてどのように変化するかを観測することで、その物体の位相曲線を決定することができ、 2002 MS ₄の表面レゴリスの光散乱特性を明らかにすることができます。 ^[10]^{: 1} 2002 MS ₄の位相曲線に関する知識が大幅に向上したことに加えて、ニューホライズンズの観測により、 2002 MS ₄の軌道の精度も大幅に向上しました。 ^[45]

2002 MS _{4は、2016年7月に}ニューホライズンズ宇宙船によって15.3 AU（23億km、14億マイル）の距離から撮影されました。
ニューホライズンズのカイパーベルト軌道。2002 MS ₄を含む近くのカイパーベルト天体の位置がラベル付けされている。

提案

2002 MS _{4は、NASAの}星間探査機コンセプトなど、カイパーベルトおよびそれ以降の将来のミッションの可能性のある探査ターゲットとして考えられてきました。 ^[46]アマンダ・ザンガリと協力者による2019年の研究では、 2025 〜2040年に打ち上げられる宇宙船が2002 MS 4に到達する可能性のある軌道がいくつか特定されました。[47] 2027〜2031年に打ち上げられる宇宙船の場合、木星からの単一の重力アシストにより、宇宙船の余剰打ち上げエネルギーに応じて、最短9.1〜12.8年かけて宇宙船を2002 MS 4_に^到達させることができます_。^[47]^{: 922} 2040年の打ち上げに向けて単一の木星重力アシストを使用する別の軌道では、最短13年かけて宇宙船を2002 MS ₄^{に到達させることができます。 [47]}^{: 922} 2038年から2040年の打ち上げ軌道では、土星の重力アシストのみを使用して宇宙船を2002 MS ₄まで最短16.7年で運ぶことができ、^[47]^{: 925、}木星と土星の重力アシストを2つ使用して2038年から2040年の打ち上げ軌道では、宇宙船を2002 MS ₄まで最短18.6年から19.5年で運ぶことができる。 ^[47]^{: 923}

参照

太陽系の天体の大きさ別リスト

注記

^ 「単峰型」自転周期とは、 2002 MS ₄の光度曲線の山から谷までの周期を指します。2002 MS 4が球状で表面にアルベド変化がある場合、単峰型周期が2002 MS ₄の真の自転周期となります。一方、 2002 MS _{4 が}細長い三軸楕円体である場合、光度曲線は 2 つの山と 2 つの谷にまたがるため、真の自転周期は単峰型周期の 2 倍となり、2 つの山と谷にまたがることになります。^[9]^{: 77}
^これらの軌道要素は、 太陽系重心（SSB）を基準フレームとして表現されます。 ^[5]惑星の摂動により、太陽はSSBの周りを無視できない距離で公転するため、太陽中心座標系の軌道要素と距離は、JPL-Horizonsに示されているように、短い時間スケールで変化する可能性があります。^[22]
^ 悪天候や技術的な問題の影響を受けた望遠鏡は、不検出としてカウントされません。
^ 同じ場所にある望遠鏡や非常に近い場所にある望遠鏡は、単一の場所とみなされます。
^ ロンメルらは以前、直径が2021年の会議で、2020年8月8日の掩蔽の予備的な結果について講演し、800 ± 24kmと推定した。 ^[29]この予備的な直径推定は、より最近の推定値に取って代わられた。2023年に発表された論文では796 ± 24kmとしている^。[7]
^冥王星には スプートニク平原と呼ばれる幅1,000 km (620 mi) を超える氷に覆われた盆地があるが、これが衝突によって形成されたかどうかは不明である。

参考文献

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^ abcde 「JPL Small-Body Database Lookup: 307261 (2002 MS4)」（2022年7月4日最終観測）。ジェット推進研究所。 2023年12月10日閲覧。
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外部リンク

(307261) 2002 MS4 プレリカバリー画像、アンドリュー・ロウ
(307261) JPL小天体データベースの2002 MS4
- 接近 ·発見 ·エフェメリス ·軌道ビューア ·軌道パラメータ ·物理パラメータ

[10] 「単峰型」自転周期とは、 2002 MS ₄の光度曲線の山から谷までの周期を指します。2002 MS 4が球状で表面にアルベド変化がある場合、単峰型周期が2002 MS ₄の真の自転周期となります。一方、 2002 MS _{4 が}細長い三軸楕円体である場合、光度曲線は 2 つの山と 2 つの谷にまたがるため、真の自転周期は単峰型周期の 2 倍となり、2 つの山と谷にまたがることになります。^[9]^{: 77}

[barycentric-24] ^これらの軌道要素は、 太陽系重心（SSB）を基準フレームとして表現されます。 ^[5]惑星の摂動により、太陽はSSBの周りを無視できない距離で公転するため、太陽中心座標系の軌道要素と距離は、JPL-Horizonsに示されているように、短い時間スケールで変化する可能性があります。^[22]

[28] 悪天候や技術的な問題の影響を受けた望遠鏡は、不検出としてカウントされません。

[29] 同じ場所にある望遠鏡や非常に近い場所にある望遠鏡は、単一の場所とみなされます。

[38] ロンメルらは以前、直径が2021年の会議で、2020年8月8日の掩蔽の予備的な結果について講演し、800 ± 24kmと推定した。 ^[29]この予備的な直径推定は、より最近の推定値に取って代わられた。2023年に発表された論文では796 ± 24kmとしている^。[7]

[49] ^冥王星には スプートニク平原と呼ばれる幅1,000 km (620 mi) を超える氷に覆われた盆地があるが、これが衝突によって形成されたかどうかは不明である。

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