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 ハッブル宇宙望遠鏡が2012年5月6日に撮影したヒューヤとその衛星 | |
| 発見[1] | |
|---|---|
| 発見者 | Ignacio R. Ferrín他 |
| 発見場所 | リャノ デル ハト観測所 |
| 発見日 | 2000年3月10日 |
| 指定 | |
| (38628) フヤ | |
| 発音 | / h uː ˈ j ɑː / フー-ヤー |
名前の由来 | フヤ |
| 2000 EB 173 | |
| TNO ・ plutino [2] 香西 res. [3] · 遠い[4] | |
| 軌道特性[1] [2] | |
| エポック2021年12月17日 ( JD 2459200.5) | |
| 不確実性パラメータ1 | |
| 観察アーク | 24.44年（8,926日） |
| 最も早い回復前日 | 1996年4月9日 |
| 遠日点 | 50.835オーストラリア |
| 近日点 | 28.552 オーストラリア |
| 39.694 オーストラリア | |
| 偏心 | 0.28068 |
| 250.09年（91,345日） | |
| 8.038 ° | |
| 0° 0 m 14.188秒/ 日 | |
| 傾斜 | 15.474° |
| 169.420° | |
| 2014年12月14日[5] | |
| 68.485° | |
| 既知の衛星 | 1 |
| 身体的特徴 | |
| 411.0 ± 7.3 km （プライマリのみ）[6] 406 ± 16 km （プライマリのみ）[7] 458 ± 9.2 km （一次および二次、推定）[7] [8] | |
| 質量 | >5.01 × 10 19 kg [a] |
平均密度 | >1.43 g/cm3 [ 9] [10] ≈0.8 g/cm 3 （静水圧平衡を仮定）[6] |
| 6.725 ± 0.006 時間[6] 5.28時間（断片的）[9] 4.45 ± 0.07時間（断片的）[11] 6.75 ± 0.01時間（断片的）[12] | |
| 0.079 ± 0.004 （プライマリのみ）[6] 0.083 ± 0.004 （一次および二次）[7] [6] 0.081 ± 0.008 [8] | |
| IR（中程度の赤色）[13] [14] B−V=0.96 ± 0.01 [15] [16] V−R=0.57 ± 0.02 [15] V−I=1.2 ± 0.02 [15] | |
| 19.8 (野党) [17] 19.11 ( 野党、 Rバンド) [18] | |
| 5.04 ± 0.03 [7] 5.048 ± 0.021 [19] 4.8（推定）[1] [4] | |
38628 フーヤ（/ h uː ˈ j ɑː / hoo- YAH、暫定指定 2000 EB 173）は、太陽系外縁部で海王星の外側を周回する氷の天体の領域であるカイパーベルトに位置する太陽系 外縁天体である。フーヤは、海王星と 3:2 の軌道共鳴で軌道を周回する太陽系外天体の力学的クラスであるプルティノに分類される。クエーサー赤道調査チームによって発見され、2000 年 3 月にベネズエラの天文学者イグナシオ・フェリンによって特定された。南米原産のワユ族の神話上の雨神、フヤにちなんで名付けられた。
フーヤの表面は複雑な有機化合物が存在するため、やや赤みがかっている。表面には氷も存在すると疑われているが、フーヤで氷が直接検出されたことはない。フーヤは中型の太陽系外縁天体と考えられており、直径は約400 km (250 mi)と推定されている。フーヤは準惑星の可能性があると考えられているが、比較的小型で表面が暗いことから、固体に崩壊したことがなく、静水圧平衡状態にはなかった可能性がある。[20]
ヒューヤには、S/2012 (38628) 1 と呼ばれる1つの天然衛星があることが知られています。この衛星はヒューヤに比べて比較的大きく、自転速度が遅くなっていると予想されていますが、ヒューヤの明るさの変化の測定から、ヒューヤの自転は衛星の軌道と 同期していない可能性があることが示されています。
歴史
発見
フーヤは、2000年3月10日にベネズエラのメリダにあるリャノ・デル・ハト国立天文台のグスタボ・ブルズアルとチャールズ・バルタイ率いるクエーサー赤道調査チーム（QUEST）の天文学者チームによって発見されました。[21] [22] フーヤは、2000年3月15日の夜にリャノ・デル・ハト国立天文台の1メートルシュミット望遠鏡を使用して、クエーサーや超新星を含む深宇宙の天体の6時間にわたる調査から撮影された画像のコンピューター支援検索中に、ベネズエラの天文学者イグナシオ・フェリンによって初めて特定されました。[23] [22] [24]発見当時、フーヤはおとめ座に位置していました。[b]フーヤの微妙な動きは、複数の画像を重ね合わせることで動く物体を識別するように設計されたクエストのコンピュータプログラムによって検出された。[22] [21]発見チームはその後、同じ月に行われた以前のクエスト調査で撮影された以前の画像を分析して、フーヤの軌道運動を検証した。[22]
フーヤの発見は、2000年6月3日、小惑星センターの小惑星電子回覧で正式に発表された。 [23]暫定的に2000 EB 173と命名 されたが、これは発見年を示しており、最初の文字は発見が3月前半に行われたことをさらに示している。[26]命名の最後の文字と数字は、フーヤが3月前半に発見された4327番目の天体であることを示している。[26]当時、フーヤは見かけの等級が20で、遠方の天体としては比較的明るいことから、太陽系で最大の小惑星の1つであると考えられていた。[22]これは、フーヤが冥王星の約4分の1の大きさで、準惑星ケレスと大きさが匹敵することを意味していた。[21] [24] [27]発見チームのリーダーであり、イェール大学物理学部の学部長でもあるバルタイ氏は、この発見は1930年の冥王星以来カイパーベルトで発見された最大の天体であるため、重要な発見であると主張した。 [21]バルタイ氏は、発見についてのインタビューで次のように主張した。
この発見の重要性は？それはただ「すごい！」です。何年も経った後でも、私たちは太陽系でまだ何か新しいものを発見することができます。その理由の一部は運です。私たちは正しい場所を探しました。もう1つは、私たちの機器の精度です。[24] [21]
フーヤ発見の発表後、発見チームは1996年4月9日にパロマー天文台のサミュエル・オシン望遠鏡で撮影されたフーヤの発見前画像を発見した。 [22] [4]パロマーから撮影されたこれらのフーヤの発見前画像は、フーヤの最も古い観測である。[4] [1]発見前画像とその後の2000年の追跡観測により、フーヤの観測期間は最大4年に延長され、フーヤの軌道の精度向上に役立った。[22] 2002年までに、フーヤは303回観測された。[28]これは正確な軌道を決定するのに十分であったため、 2002年3月28日にフーヤに小惑星番号38628が割り当てられました。 [28] [29]
名前
この小惑星は、ベネズエラ北部とコロンビアのグアヒラ半島に居住するワユウ族の雨の神である神話上の人物、フヤ（フヤ）にちなんで名付けられました。[30] [31]ワユウ族の神話では、フヤは雨を操る狩人で、風と乾季に関連する女性であるプロウィと結婚していました。[32]フヤは冬とも関連付けられており、太陽を超えた天体の高度に住んでいます。[33]フェリン率いる発見チームは、フヤが発見された地域に住んでいたベネズエラの先住民を表すために、特にこの名前を選びました。 [31]フェリンは、フヤはその形成中に複数の衝突を経験したと推測し、それがフヤの特徴である雨に似ていると考えました。[31]
名前を探している間、フェリンと彼のチームは、その天体の特徴に関連する特徴を持つ先住民の名前に基づいた命名計画に同意していました。[31]フェリンのチームが検討した20の候補の中から、彼らはJuyáという名前を選択し、それを英語の発音綴り Huyaに変更しました。[31]この名前は後に国際天文学連合（IAU）に提出・提案され、2003年に承認されました。[30]小惑星センターは2003年5月1日に命名書を発表しました。[30] IAUの現在の小惑星の命名規則では、冥王星の軌道クラス（海王星と3:2の軌道共鳴にある天体）の天体は冥界の神々にちなんで命名する必要がありますが、[29] Huyaが命名された当時、これらのガイドラインはまだ確立されていませんでした。[34]
軌道
フヤは海王星と2:3の平均運動 軌道共鳴状態にあり、つまり海王星が太陽の周りを3周するごとに、フヤは太陽の周りを2周する。[35]海王星との2:3の軌道共鳴により、フヤは冥王星に似た軌道を持つ力学的な天体クラスであるプルティノに分類される。 [22]フヤは平均距離39.8 AU（5.95 × 10 9 km）で 太陽の周りを公転し 、完全に一周するには250年かかる。[1]フヤの軌道は黄道に対して15.5 度傾いており、冥王星の軌道傾斜角17度よりわずかに小さい。[1] [36]軌道離心率は0.28である。フーヤは軌道が偏心しているため、太陽からの距離は軌道の途中で変化し、近日点（最短距離）の28.5 AUから遠日点（最遠距離）の51.1 AUまでの範囲である。[1]冥王星と同様に、海王星との共鳴により、フーヤと巨大惑星は接近できない。[37]フーヤと海王星の最小軌道交差距離（MOID）は1.45 AUであるが、[4]共鳴のため、両者は互いに21 AUより近づくことはない。
フーヤは2014年12月に近日点を通過し、[5]現在は太陽から遠ざかっており、2139年までに遠日点に近づいています。2019年現在、フーヤは太陽から約28.8 AUの距離にあり、へびつかい座[アップデート]の方向に位置しています。[38] [39]深黄道探査（DES）によるシミュレーションでは、フーヤは今後1000万年で近日点距離（q min）を27.27 AUまで縮めることができることが示されています。[2]
身体的特徴
サイズ
発見当時、フーヤは冥王星の約4分の1の大きさ、つまり600 km（370マイル）であると考えられていました。これは、最初に測定された明るい絶対等級4.7と、暗黒アルベド（反射率）の推定値0.04に基づいています。[22]この当初のフーヤの大きさの推定により、フーヤは当時知られていた最大の太陽系外天体の一つとなり、ケレスに次いで2番目に大きい小惑星となりました。[c] [22] [21] [27]その後のフーヤの熱放射の測定により、フーヤのアルベドの推定値が高くなり、結果として直径の推定値が小さくなりました。[47] 2003年と2005年のフーヤ の測光および熱観測では、最小アルベドが約0.08であることから、フーヤの直径の上限は540〜548 km（336〜341マイル）とされました。[40] [41]
フーヤの直径に関する初期の推定値は、明らかに高い絶対等級（明るさ）から計算されていたが、後に主天体（フーヤ）と、2012年に発見されるまで存在が知られていなかった大きな衛星の明るさを合わせたものであることがわかった。 [47] [7] [48]フーヤの明るさから衛星の影響を差し引くことで、天文学者はフーヤの実際の直径を概算することができた。[7]フーヤの平均直径は、 2013年にハーシェル宇宙望遠鏡がフーヤの熱放射を測定した結果、406 km（252マイル）と推定されている。[7]冥王星とその衛星カロンと比較すると、フーヤの直径は冥王星の約6分の1、カロンの約3分の1である。[d]
2019年3月18日、フーヤは明るい10.6等星を掩蔽し、フーヤがその前を通過すると一時的に星が暗くなった。[50] [6] [51]この恒星掩蔽は中央ヨーロッパとアジアの天文学者によって観測され、この地域の18の観測地点にある21の望遠鏡によって検出された。[6]この掩蔽の検出に成功した結果、ルーマニアから14の弦、トルコから3つの弦、イスラエルから3つの弦が得られた。[6]掩蔽から得られた弦から構築された最適楕円モデルに基づくと、フーヤは扁平形状であることが示され、最適投影楕円は435.2 ± 7.0によって掩蔽時の地球の高度は388.2 ± 12.2kmであった。 [50] [6]フーヤがマクローリン楕円体であると仮定すると、その大きさは約435×435×233km、密度は約800 g/cm 3。[6]掩蔽中に大気やリングの兆候は検出されなかったため、フーヤ付近の破片の量には強い制約が課せられた。[50] [6]幅が0.1 km未満、または不透明度が50パーセント未満のリングが存在する可能性は残っている。[6]
準惑星の可能性
フーヤは、その高い明るさが直径の大きさに相当することから、準惑星の可能性があると考えられていた。[47] [52]天文学者ゴンサロ・タンクレディは、フーヤの直径が450 km (280 mi) より大きいと推定され、準惑星の可能性があると考えていた。これは、氷の天体が球状を維持するために提案されている最小サイズである。[52] [53]しかし、その後のフーヤの直径の測定では、より小さいサイズの推定値が得られ、この可能性に疑問が投げかけられた。[47]ハーシェルの平均直径推定値406 km (252 mi) を採用すると、[7]フーヤは、楕円形の土星の衛星ミマスよりわずかに大きく、不規則な形状の海王星の衛星プロテウスよりわずかに小さい。 [e] 2019年、ウィリアム・グランディらは、直径約400～1,000 km（250～620マイル）の太陽系外縁天体は、より小さく多孔質（したがって密度が低い）な天体と、より大きく密度が高く、より明るく、地質学的に分化した矮小惑星などの惑星天体との間の遷移天体であると提唱した。 [20]フーヤはサイズ範囲の下限に位置しており、フーヤの内部構造は形成以来非常に多孔質で分化していない可能性が高いため、静水圧平衡にある可能性は低いことを示唆している。[20] 2014年の研究では、オードリー・ティルーアンらは、フーヤの最小密度は1.43 g/cm 3だが、これは明るさの変化から間接的に導き出された大まかな推定値である。[9] 2019年の恒星掩蔽に基づいて、サントス・サンツらは密度が約0.8 g/cm 3（Huyaがマクローリン回転楕円体の場合）ヤコビ楕円体であれば>0.859 g/cm 3であるが、掩蔽ではフーヤの不規則な形状の証拠は見つからず、2022年の論文ではプルティノは少なくとも「非常に丸い物体」と一致すると説明されている。[6]
スペクトルと表面
フヤの反射スペクトルは、 赤外線スペクトルでは中程度に赤く特徴がなく、水氷やその他の揮発性物質の明らかな吸収シグネチャを欠いている。[55] [56] [7]散乱円盤天体1996 TL 66は、可視色は異なるが、同様に特徴のないスペクトルをフヤと共有している。[57]フヤの特徴のないスペクトルは、その表面が太陽放射と宇宙線に照射された暗い有機化合物の厚い層で覆われていることを示している。[57] [58]水氷はフヤの赤外線スペクトルには存在しないように見えるが、一部の天文学者は2011年と2017年にその可視スペクトルで水氷の微妙な兆候を検出した。 [14] [59]フヤの可視スペクトルと赤外線スペクトルの間の水氷の存在の不一致は、フヤの表面組成の不均一性の兆候と解釈された。[7]フヤの表面は微量の水氷で均一に覆われており、自転の過程でフヤの可視スペクトルを複数回観測すると、微妙な水氷の吸収特性が繰り返し現れる。[59] 2000年に行われたフヤのスペクトルの初期観測では、波長約 0.7μmに赤色のスペクトル傾斜が確認されている。これは暗黒の太陽系外縁天体に典型的である。[22]追加の近赤外線吸収特性も確認されており、これはフヤの表面に水で変質したケイ酸塩鉱物が存在するためであると考えられている。[58] [56]
フヤの表面の赤い色は、太陽放射と宇宙線による有機化合物の照射によって生成され、表面を覆う暗く赤みがかったソリンを形成している。 [58]フヤの特徴のないスペクトルは、その表面が太陽放射と宇宙線に照射された暗い有機化合物の厚い層で覆われていることを示している。 [58]水の氷の兆候が見られる大きなカイパーベルト天体ヴァルナと比較すると、フヤのスペクトルはより赤く特徴がなく、その表面が厚いソリンの層で覆われ、その下に水の氷が隠れていることを示唆している。 [58]フヤの表面のソリンの層はヴァルナよりも厚いと考えられているが、これはより強い放射線環境の結果としてである。[58]これらの吸収特性の最適モデルは、フヤの表面が彗星の氷ソリン（氷ソリンII） [60] 、窒素に富むタイタンのソリン[61]、および水氷の混合物で構成されていることを示唆している。[56]
2001年と2002年に超大型望遠鏡で行われたフヤのスペクトルの分光観測では、近赤外線の波長約0.6～0.82μmに弱い吸収特性が暫定的に特定されており、表面に層状珪酸塩物質が存在する可能性があることを示している。 [56]フヤのスペクトルの0.6μmの吸収特性は、石質のS型小惑星のスペクトルの吸収特性に似ており、スピネルグループの鉱物が存在することを示唆している可能性があるが、そのような鉱物は太陽系外縁天体に豊富に存在する可能性は低いため、微量である。 [56]フヤのスペクトルの0.7μm付近の他の吸収特性は、暗黒小惑星のスペクトルの吸収特性に似ており、層状珪酸塩などの含水珪酸塩鉱物の存在を示している。[56]しかし、その後のフヤのスペクトルの観測では、水で変化した物質に関連する吸収特性は発見されず、それらはフヤの表面の小さな局所的な領域に集中している可能性が高いことが示唆された。[59]
輝度
フヤの視等級（ H）は5.04で、幾何アルベドは0.083と低い。[7]地球から見た明るさである見かけの等級は、19.8から21.6等級である。 [17]フヤは毎年6月に衝となり、視等級は19.8となる。[17] [62] Rバンドの波長では、フヤは赤色光でより明るく見え、[22]衝時にはRバンドの見かけの等級が19.11等に達する。[18]フヤが発見された当時は、知られている太陽系外縁天体の中で最も明るいものの一つと考えられていたが、これは、フヤが遠方の天体としては比較的明るく見えたため、当初は大きいと推定されていたことに対応していた。[22]フヤが衝となると、衝サージの結果として明るさが増し、位相角がゼロに近づく。 2001年、長期にわたる測光観測が行われ、衝の急上昇の挙動を観察し、フヤの明るさの変動の兆候を特定しようとした。その結果、衝の近くで明るさが徐々に増加し、幾何学的アルベドが低いことが示された。フヤは、冥王星以外で衝の急上昇が測定された最初の海王星外天体となった。[18]フヤは明るさの変動がほとんど見られず、推定光度曲線の 振幅は0.097等級未満であった。[18]
回転
フヤの自転周期は、光度曲線が平坦で明るさの変動がほとんど見られないため不明である。[63] [64] [65] 2000年に行われたフヤの予備的な測光観測では、1.25時間の間に明るさの3%を超える変動は見られなかったと報告されている。[63] [22] 2001年の衝におけるフヤの追跡測光観測でも同様に平坦な光度曲線が見られ、振幅は0.097等級未満と推定された。[18]フヤの光度曲線の振幅が小さいことから、自転軸が地球を向いた極配置になっている可能性が示唆されている。[12]フヤの周囲に大型衛星が発見されたことから、衛星の軌道は不明であるものの、衛星と潮汐ロックされている可能性があることが示唆されている。 [9]フヤの自転は、衛星との相互潮汐力により、太陽系の年齢に比べて短い時間スケールで減速すると予想されているが、フヤのいくつかの測光観測では数時間の変動が示されており、フヤが衛星と潮汐的に固定されていない可能性があることを示唆している。[12] [9] [11]
2002年にオルティスとその同僚は、6.75 ± 0.01時間（Huyaの場合）、その他の代替期間6.68 ± 0.01および6.82 ± 0.01時間。[12]彼らの推定自転周期は、2002年2月と3月に別々に行われた短期測光データセットから導き出された。[12]フーヤの自転周期6.75 ± 0.01は、振幅が0.1等級未満で、以前の測光観測と一致しているように見えました。[12]しかし、オルティスによって決定された自転周期は、後にフーヤの明るさの変動の別名であることが判明しました。[9] 2014年に、ティルーアンは、2010年から2013年にかけて行われた短期測光観測から暫定的に決定された5.28時間というより短い断片的な自転周期を示唆しました。 [9]オルティスによって推定された前者の自転周期と同様に、ティルーアンによって得られた後者の周期は断片的な測光データに基づいており、30パーセント以上の誤差がある可能性があります。[1]
探検
アシュリー・グリーブスとその同僚が2012年に発表した研究では、ヒューヤはアトラスV 551またはデルタIV HLVロケットで打ち上げられる周回ミッションの潜在的なターゲットとして考えられていた。ヒューヤへの周回ミッションでは、宇宙船は2027年11月に打ち上げられ、木星の重力アシストを利用し、到着までに20年から25年かかる予定だった。[66]グリーブスは、ヒューヤとイクシオンは周回軌道投入に必要な操作が最も少ないため、周回衛星のターゲットとして最も実現可能であると結論付けた。[66]惑星科学者アマンダ・ザンガリは、フヤへのフライバイミッションについて、2027年または2032年の打ち上げを前提に、木星の重力アシストを利用して探査機がフヤに到着するまでに10年弱かかると計算した。2040年までに探査機が到着すると、フヤは太陽から約31～37AUの距離にある。[67]木星、土星、天王星の重力アシストを利用した代替軌道も検討されている。木星と天王星の重力アシストを利用した軌道は、打ち上げ日を2038年か2039年とすると少なくとも20年かかる可能性があるが、土星の重力アシストを利用した軌道は、打ち上げ日を2040年とすると16年以上かかる可能性がある。探査機にこれらの代替軌道を使用すると、探査機が2060年までに到着したときには、Huyaは太陽から約37～38AUの距離にあることになる。[67]
衛星
 2002 年 6 月から 7 月にかけて 1 日おきに撮影された Huya とその衛星のハッブル画像 | |
| 発見[48] | |
|---|---|
| 発見者 | キース・S・ノル ウィリアム・M・グランディ ヒルケ・シュリヒティング ルース ・マレー・クレイ スーザン・D・ベネッキ |
| 発見日 | 2012年5月6日 （2012年7月12日に発表） |
| 軌道特性[10] | |
| 約1740 ± 80km （推定距離） | |
| 約3.2日 （推定） | |
| 衛星の | フヤ |
| 身体的特徴[7] | |
| 213 ± 30 km （主星と同じアルベドを想定） | |
| アルベド | 0.083（推定） |
| 6.44 | |
S/2012 (38628) 1は、ヒューヤの唯一知られている衛星の暫定的な名称である。[48] [10]この衛星は、2012年5月6日に行われたハッブル宇宙望遠鏡の観測でキース・ノル率いるチームによって発見され、2002年6月30日と7月1日のハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像の再検討で確認された。 [48]この発見は国際天文学連合に報告され、2012年7月12日に発表された。[48]ヒューヤと同じアルベドを仮定すると、衛星の直径は約213 km (132 mi) と推定される。[7]ハッブル宇宙望遠鏡によるヒューヤの画像から、衛星と主星の分離距離は少なくとも1,740 km (1,080 mi) と推定される。[10]
特徴
この衛星はフヤ（HV = 5.04）より1.4等級暗く、[48]衛星の視等級は6.44となる。[7] [f]この衛星はフヤに比べて比較的大きく、主星の直径406km（252マイル）の半分よりわずかに大きい。[10] [7]衛星と主星の大きさの比は0.525である。[10]この大きな大きさの比は冥王星・カロン連星系に類似しており、冥王星の大きな衛星カロンは大きくて質量が大きいため、質量の中心（重心）はカロンと冥王星の間の空間に位置する。[49] [9]フヤ系も同様のケースである可能性があるが、その重心に関する情報はわかっていない。[9]衛星はフヤに比べて大きいため、フヤの自転を遅くして両者が潮汐ロック状態になったと予想されるが[9]、フヤのいくつかの測光観測では自転周期が数時間であることが示されているため、フヤは衛星に対して潮汐ロック状態ではない可能性がある。[12] [11]フヤが衛星に対して潮汐ロック状態ではない場合、衛星の密度は約100万kmと非常に低い可能性がある。0.5 g/cm 3となり、両コンポーネントが相互に潮汐ロックされるまでの時間が長くなる。[9]
衛星の軌道は、フーヤの衛星の解像度の高い観測が少ないため、よくわかっていません。[17]そのため、衛星の軌道からフーヤの質量と密度の決定的な推定値を導き出すことはできません。[7] 2002年に撮影されたハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像に基づくと、衛星とフーヤの角度分離距離は約60～80ミリ秒であり、[48] [17]これは、およそ1740 ± 80km。[10]衛星の軌道周期は3.2日と推定されている。[10]
注記
- ^ ハーシェルの直径推定値406 km（半径203 km）[7]と推定下限密度を用いて計算した。1.43 g/cm 3。[9]フーヤを球形と仮定すると、半径203 kmの体積は約3.504 × 10 7 km 3。体積と密度を掛けると1.43 g/cm 3 はおよその質量となる。5.011 × 10 19 kg .
- ^ 2000年3月10日のフヤの赤道座標は13時20分32.68秒、 −00°09′06.6″であり、[23] [4]これはおとめ座の座標である13時0°付近に近い。[25]
- ^ 当時、冥王星はまだ惑星とみなされていました。
- ^ 冥王星とカロンの直径の現在の推定値は2376 kmとそれぞれ1212 kmである。[49]冥王星の直径の6分の1は396kmでカロンの直径の3分の1は404 km、2013年のハーシェルの推定値に近い。ヒューヤの直径は406 ± 16km。
- ^ ミマスの平均直径は396 km (246 mi)、プロテウスの平均直径は420 km (260 mi)である。[54]ハーシェルの平均直径推定値406 km (252 mi)を採用すると、ヒューヤはミマスより大きく、プロテウスより小さい。
- ^ マグニチュード値が大きいほど、明るさは暗くなります。
参考文献
- ^ abcdefgh 「JPL Small-Body Database Browser: 38628 Huya (2000 EB173)」（2019年5月1日最終観測）。ジェット推進研究所。2019年7月13日。 2020年2月20日閲覧。
- ^ abc Buie, MW (2007年4月22日). 「38628の軌道適合と天体測定記録」.サウスウェスト研究所. 2008年7月17日閲覧。
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外部リンク
- 木星を超えて：遠く離れた小惑星の世界 – (38628) Huya
- オブジェクト: 38628 Huya (2000 EB173) 2015-10-22 にWayback Machineでアーカイブ(Huya の生のハッブル画像)
- 惑星10？小さな「プルティノ」がほぼ該当
- 太陽を周回する「ミニ冥王星」が発見される
- JPL 小天体データベースの 38628 Huya