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| 発見[1] [2] | |
|---|---|
| 発見者 | C. トルヒージョ M. E. ブラウン |
| 発見場所 | NEAT –パロマー観測所 |
| 発見日 | 2003年1月13日 |
| 指定 | |
| 2003 AZ84 | |
| TNO [1] · プルティノ[3] · ディスタント[4] | |
| 軌道特性[1] | |
| エポック2019年4月27日 ( JD 2458600.5) | |
| 不確実性パラメータ3 | |
| 観察アーク | 20.96年（7,654日） |
| 最も早い回復前日 | 1996年3月19日 |
| 遠日点 | 46.555オーストラリア |
| 近日点 | 32.170 AU |
| 39.362 オーストラリア | |
| 偏心 | 0.183 |
| 246.96年（90,202日） | |
| 232.611 ° | |
| 0° 0 m 14.368秒/ 日 | |
| 傾斜 | 13.596° |
| 252.202° | |
| ≈ 2107年3月27日[5] ±2.2日 | |
| 15.211° | |
| 既知の衛星 | 1 [6] （直径：72 km）[7] [8] （未回収）[9] |
| 身体的特徴 | |
| 寸法 | （940 ± 40 ) × (766 ± 20 ) × (490 ± 16 ) km （静水圧平衡の仮定から導出）[10] |
| 772 ± 12 km （HEと仮定）[10] 723 km （アルベド0.097の場合）[7] | |
| 質量 | 210 × 10 18 kg （ [10]より導出） 150 × 10 18 kg （ [7]より導出） |
平均密度 | 0.87 ± 0.01 g/cm 3 （HEを仮定）[10] 0.76 g/cm3 [ 7] |
| 6.7874 ± 0.0002 時間[11] | |
| 0.097 ± 0.009 （HEと仮定）[10] 0.097 [7] | |
| 20.3 (反対) [12] | |
| 3.760 ± 0.058 (V) [11] 3.537 ± 0.053 (R) [13] | |
(208996) 2003 AZ 84 (仮称 2003 AZ 84 ) は、太陽系の外縁部に位置する太陽系外縁天体で、衛星を持つ可能性がある[6] [9]。長軸の長さは約 940 キロメートルで、細長い形をしている[10] 。この天体は、最大の天体である冥王星にちなんで名付けられた小惑星のグループであるプルティノスに属し、カイパーベルトで海王星と 2:3 の共鳴関係で公転している[3] [14]。冥王星とオルクスに次いで 3 番目に大きいプルティノスである。2003 年 1 月 13 日、アメリカの天文学者チャド・トルヒーヨとマイケル・ブラウンが、パロマー天文台のサミュエル・オシン望遠鏡を使用したNEAT調査中に発見した[4]。
2003 AZ 84は細長い形をしているが、自転軸がほぼ極を向いているため、光度曲線の振幅は小さい。この変動は主に表面のアルベド特性によって引き起こされる。 [11] [10]
天文学者のゴンサロ・タンクレディとマイケル・ブラウンは、この惑星が準惑星である可能性が非常に高いと考えている。 [15] [16]しかし、ウィル・M・グランディらは、このような大きさが400～1,000 kmでアルベドが≈0.2未満、密度が≈1.2 g/cm 3以下の天体は、分化したり静水圧平衡に崩壊したりすることはおろか、完全に固体に圧縮されたことはおそらくなく、したがって準惑星である可能性は非常に低いと結論付けている。[17]
身体的特徴
スピッツァー宇宙望遠鏡は、その大きさを次のように推定している。686 ± 96 km [ 18]であるのに対し、スピッツァーとハーシェルのデータを組み合わせた分析では、わずかに高い推定値が得られました。727.0+61.9
−66.5 kmです。[19]これらの結果は互いに一致しています。[a] 2003 AZ 84
はサイズが大きいため、準惑星である可能性があります。ただし、静水圧平衡にあると仮定すると、密度が低すぎて固体ではないため、準惑星ではない可能性があります。衛星が回収されていないため、質量は不明です。[9]
2010年の恒星掩蔽では、573 ± 21 km。[21]しかし、弦が天体の中心を通過していない可能性があるため、これは2003 AZ 84の直径の下限値にすぎません。 [22]
2017年、恒星掩蔽と自転光曲線のデータから、2003 AZ 84は細長い形をしていることが示唆されました。これはおそらく、ハウメアやヴァルナと同様に、6.71時間という速い自転速度によるものと思われます。[ 10 ]そうすると、2003 AZ 84のおおよその寸法は940×766×490 kmとなり、最長軸は極軸のほぼ2倍の長さになります。
2003 AZ 84のスペクトルと色は、海王星と 2:3 共鳴する別の大きな天体であるオルクスのものと非常によく似ています。両天体とも可視光では平坦で特徴のないスペクトルを持ち、近赤外線では中程度に強い水氷の吸収帯を持っていますが、2003 AZ 84 のアルベドは低いです。両天体とも 2.3 μm 付近に弱い吸収帯があり、これはアンモニア水和物またはメタン氷によるものと考えられます。[23]
軌道と回転
2003 AZ 84 は平均 39.4天文単位(AU)の距離で 太陽を周回し、247 年で一周します。[1]海王星と2:3 の軌道共鳴関係にあり、2003 AZ 84 は海王星が太陽の周りを 3 周するごとに 2 周します。[14]海王星と 2:3 の軌道共鳴関係にあるため、2003 AZ 84 は冥王星に分類されます。[14]軌道は黄道に対して13.6 度傾いています。[1] 2003 AZ 84の軌道は中程度の離心率を持ち、軌道離心率は 0.183 です。[1] 2019年7月現在、2003 AZ 84は 太陽から44.43 AU（6.647 × 10 9 km）の位置にあります。 [12] 1982年に遠日点（太陽から最も遠い距離）に近づき、 [24] 2107年に近日点（太陽に最も近い距離）に近づきます。[1] Deep Ecliptic Surveyによるシミュレーションでは、今後1000万年間で2003 AZ 84は太陽から31.6 AUより近づくことはない（q min）（海王星よりも遠い距離にとどまる）ことが示されています。[3][アップデート]
この小惑星の自転周期は、2003年にスコット・シェパードによって初めて測定された。ハワイ大学の2.2メートル望遠鏡でシェパードが得た光度曲線は、6.71時間または13.42時間のあいまいな自転周期と、0.14等級（U=2）の明るさの変化を示した。[25]自転周期が短い場合は、明るさの変化がアルベド斑点から生じた場合に予想される、単一のピークを持つ解を指す。自転周期が長い場合は、二重のピークを持つ解を指し、端から回転する細長い形状とより一致する。[26]
衛星
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | ブラウンら |
| 発見日 | 2005 |
| 軌道特性[8] | |
| 7200 ± 300 km | |
| 12日（順行） | |
| 衛星の | 2003 AZ84 |
| 身体的特徴[8] | |
| 36 ± 6 km | |
ハッブル宇宙望遠鏡による観測により、 2003 AZ 84の衛星の発見が2007年2月22日のIAUC 8812で報告された。[8] [6] [27]この物体は0.22秒角の分離と5.0の見かけの等級差で測定された。[6] 2012年現在、衛星を回収する試みは失敗している。[9]回収されなかった衛星は約[アップデート]直径72 ± 12km 。 [7] [8]
注記
- ^ ハーシェルによる(208996) 2003 AZ 84の前回の観測結果は2010 年に報告されました。これはチョップ/ノッド法を使用して得られたもので、910 ± 60 km。[20]この違いは、 (208996) 2003 AZ 84の光度曲線の振幅が大きいことと、2010年にはその放射が特定の時間に測定されたのに対し、2012年の測定は時間平均データに基づいて行われたという事実によって説明できます。[19]
参考文献
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外部リンク
- (208996) 2003 AZ84 回収前画像
- 太陽系外縁天体のリスト –小惑星センター
- (208996) 2003 AZ84 at AstDyS-2、小惑星 - ダイナミックサイト
- エフェメリス ·観測予測 ·軌道情報 ·固有要素 ·観測情報
- (208996) JPL 小天体データベースの 2003 AZ84