486958 アロコス

2019年1月1日のフライバイに先立ち 、NASAは天体に付けるニックネームについて一般からの提案を募った。^{[ 27 ]}候補の一つであるウルティマ・トゥーレ[ ^{b ]は} 2018年3月13日に選ばれた。^{[ 3 ] [ 28 ]}トゥーレ（古代ギリシア語: Θούλη、Thoúlē ）は古代ギリシアとローマの文学や地図で言及されている最北端の場所であり、古典および中世の文学ではウルティマ・トゥーレ（ラテン語で「最果てのトゥーレ」）は「既知の世界の境界」の向こうにある遠い場所の比喩的な意味を持つようになった。^{[ 29 ] [ 3 ]}天体が接触連星であると判明すると、ニューホライズンズチームは大きい方のローブを「ウルティマ」、小さい方のローブを「トゥーレ」とニックネームした。^{[ 30 ]}現在はそれぞれ正式に「ウェヌ」と「ウィーヨ」と名付けられている。^{[ 31 ]}

ニックネームが選ばれた後、ニューズウィークのコラムニストは、19世紀の人種差別主義者がアーリア人種の架空の故郷として「トゥーレ」を使用したことを理由に、このニックネームを批判した。^{[ 32 ]}ニューヨーク・タイムズは、ニューズウィークを引用し、この名前がナチ党と関連していることに不満を表明した複数の科学者や歴史家の発言を引用した。^{[ 33 ]} 2019年11月、国際天文学連合（IAU）は、この天体の恒久的な正式名称をアロコスと発表した。^{[ 34 ] [ 33 ]}

アロコスという名前は、米国東部のバージニア州とメリーランド州のタイドウォーター地域に先住するポウハタン族を表すために、ニューホライズンズチームによって選ばれました。 ^{[ 35 ]}アロコスの発見に大きく関わったハッブル宇宙望遠鏡とジョンズ・ホプキンス大学応用物理研究所は、どちらもメリーランド州のタイドウォーター地域から運用されていました。^{[ 35 ] [ 36 ]}

パウハタン族のパムンキー族の長老たちの許可を得て、アロコスという名前がIAUに提案され、2019年11月12日にワシントンD.C.のNASA本部で行われた式典でニューホライズンズチームによって正式に発表されました。 ^{[ 35 ]}式典に先立ち、この名前は11月8日にIAUの小惑星センターによって承認され、ニューホライズンズチームの命名理由は11月12日に小惑星回覧に掲載されました。^{[ 36 ]}   

ポウハタン語は18世紀後半に消滅し 、記録はほとんど残っていない。古い単語リストでは、arrokothは「空」と訳されているが、これはニューホライズンズチームが意図した意味であり、実際には「雲」を意味していたようだ。^{[ c ]}

アロコスのMVICカラー画像とスペクトル画像。表面全体に微妙な色の変化が見られる。3番目の画像は、同じMVICカラー画像を高解像度の白黒LORRI画像に重ね合わせたものである。^{[ d ]}

ニューホライズンズのLEISA分光計によるアロコスの吸収スペクトルの測定では、アロコスのスペクトルは1.2～2.5μmの赤色から赤外線波長まで広がる強い赤色スペクトル傾斜を示していることがわかった。^{[ 40 ]} LEISAによるスペクトル測定では、アロコスの表面にメタノールと複雑な有機化合物が存在することが明らかになったが、水の氷の証拠はなかった。 ^{[ 45 ] [ 46 ]}アロコスのスペクトルの1.8μmの特定の吸収帯は、これらの有機化合物が硫黄に富んでいることを示している。^{[ 47 ]}アロコスの表面にメタノールが豊富に存在することを考えると、照射によって生じたホルムアルデヒド系化合物も、複雑な高分子の形で存在すると予測される。^{[ 48 ]}アロコスのスペクトルは、2002 VE ₉₅やケンタウルス族の5145 Pholusのスペクトルと類似点があり、これらも表面にメタノールが存在する兆候とともに強い赤色のスペクトル傾斜を示している。^{[ 40 ]}  

2016年にハッブル宇宙望遠鏡による予備観測で、アロコスは他のカイパーベルト天体やフォロスのようなケンタウルス族天体と同様に赤い色をしていることが明らかになった。^{[ 49 ] [ 40 ]}アロコスの色は冥王星よりも赤く、そのため冷たい古典的なカイパーベルト天体の「超赤色」のグループに属する。^{[ 50 ] [ 51 ]}アロコスの赤い色は、宇宙線や紫外線太陽放射によるさまざまな単純な有機化合物や揮発性化合物の光分解によって生成される、ソリンと呼ばれる複雑な有機化合物の混合物の存在によって引き起こされる。アロコスの表面に硫黄に富むソリンが存在することは、メタン、アンモニア、硫化水素などの揮発性物質がかつてアロコスに存在していたが、アロコスの質量が小さいためすぐに失われたことを示唆している。^{[ 52 ] [ 47 ]}しかし、メタノール、アセチレン、エタン、シアン化水素などの揮発性の低い物質はより長い期間保持される可能性があり、アロコスの赤化とソリンの生成の原因となっている可能性がある。^{[ 40 ]}アロコスの有機化合物と揮発性物質の光電離によって、太陽風と相互作用する水素ガスが生成されると考えられていたが、ニューホライズンズのSWAPとPEPSSI機器はアロコス周辺で太陽風との相互作用の痕跡を検出しなかった。^{[ 40 ]}

アロコスの色とスペクトル測定から、表面の特徴の間に微妙な色の変化が見られる。^{[ 45 ]}アロコスのスペクトル画像では、アカサ（首）領域と線状構造は、より小さなローブであるウィーヨの中央領域と比較して赤みが少ないことがわかった。より大きなローブであるウェヌにも、ニューホライズンズチームによって非公式に「指紋」と呼ばれる、より赤い領域が見られる。指紋の特徴はウェヌの縁付近にある。^{[ 8 ]}アロコスの表面アルベドまたは反射率は、表面のさまざまな明るい特徴のために5  %から12%まで変化する。 ^{[ 40 ]}可視スペクトルで反射される光の量である全体的な幾何学的アルベドは、ほとんどのカイパーベルト天体と同様に21%と測定されている。^{[ 10 ]}アロコスの全体的なボンドアルベド（任意の波長で反射される光の量）は6.3%と測定されている。^{[ 10 ]}   

アロコスの表面は、わずかにクレーターがあり、見た目は滑らかです。^{[ 53 ]}アロコスの表面には小さなクレーターがほとんどなく（大きさは1 km (0.62 mi)から写真の解像度の限界まで）、その歴史を通じて衝突が少なかったことを示唆しています。^{[ 54 ]}カイパーベルトでの衝突イベントの発生はまれであり、10億年の間に衝突率が非常に低いと考えられています。^{[ 55 ]}カイパーベルト天体の軌道速度が遅いため、アロコスに衝突する天体の速度は低く、典型的な衝突速度は約300 m/s (980 ft/s)と予想されます。^{[ 55 ]}このような遅い衝突速度では、アロコスに大きなクレーターはまれであると予想されます。衝突イベントの頻度が低く、衝突速度も遅いため、アロコスの表面は形成以来保存されたままです。アロコスの保存された表面は、その形成過程の手がかりや、付着物質の痕跡を与える可能性がある。^{[ 55 ] [ 30 ]}    

ニューホライズンズ探査機の高解像度画像から、アロコスの表面にある多数の小さな窪みが確認された。^{[ 56 ] [ 57 ]}これらの窪みの大きさは、直径約700メートル（2,300フィート）と測定されている。^{[ 56 ]}これらの窪みの正確な原因は不明である。これらの窪みの原因として考えられるのは、衝突、物質の崩壊、揮発性物質の昇華、またはアロコス内部からの揮発性ガスの噴出などである。^{[ 56 ] [ 57 ]}  

アロコスの各ローブの表面には、さまざまな明るさの領域と、溝や丘などのさまざまな地質学的特徴が見られます。^{[ 40 ] [ 58 ]}これらの地質学的特徴は、アロコスのローブを形成する小さな微惑星の集まりに由来すると考えられています。^{[ 59 ]}アロコスの表面の明るい領域、特に明るい線状構造は、アロコスの丘から転がり落ちてきた物質の堆積によって生じたと考えられています。^{[ 50 ]}アロコスの表面重力は、これが起こるのに十分です。^{[ 8 ]}

小さい方のローブであるウィーヨには、「スカイ」と呼ばれる大きな窪みがあります（以前はニューホライズンズチームの本拠地であるメリーランド州にちなんで「メリーランド」と呼ばれていました）。^{[ 60 ] [ 50 ]}スカイが円形であると仮定すると、直径は6.7 km (4.2 mi)、深さは0.51 km (0.32 mi)です。^{[ 53 ]}スカイは、直径700 m (2,000 ft)の物体によって形成された衝突クレーターである可能性が高いです。^{[ 61 ]}スカイ内には、同様の大きさの2つの非常に明るい筋があり、明るい物質が窪みに転がり込んだ雪崩の残骸である可能性があります。^{[ 40 ]}ウィーヨの明暗境界線付近には4つのほぼ平行な溝があり、スカイの縁には2つのキロメートルサイズの衝突クレーターがある可能性があります。^{[ 58 ] [ 40 ]}ウィーヨの表面には、明るい斑点状の領域が、広く暗い領域 ( dm ) によって隔てられている。この暗い領域は、崖の後退を経験した可能性があり、その後退では揮発性物質の昇華によって侵食され、太陽光によって照射された暗い物質の残留堆積物が露出した。 ^{[ 58 ]}ウィーヨの赤道端にある別の明るい領域 ( rm ) は、起伏の多い地形と、ピット、クレーター、またはマウンドである可能性のあるいくつかの地形的特徴を示している。^{[ 40 ]}ウィーヨは、スカイ付近で明確な起伏地形の単位を示していないが、これはおそらく、クレーターを形成した衝突イベントによって引き起こされた再表面化の結果である。^{[ 40 ]}      

ウィーヨと同様に、より大きなローブであるウェヌの終端に沿って、溝とピットクレーターの列も存在します。ウェヌは、それぞれが約5 km (3.1 mi)のほぼ同じ大きさの、8 つの特徴的な起伏地形のユニットまたはブロックで構成されています。^{[ 40 ]}これらのユニットは、比較的明るい境界領域によって隔てられています。^{[ 40 ]}これらのユニットの大きさが似ていることから、それぞれがかつて小さな微惑星であり、それらが合体してウェヌを形成したと考えられます。^{[ 40 ]}これらの微惑星は、天文学的な基準ではゆっくりと集積したと考えられていますが (毎秒数メートルの速度)、このような速度で合体してコンパクトな天体を形成するには、機械的強度が非常に低い必要があります。 ^{[ 40 ]}中央のユニット ('mh') は、明るい環状の特徴であるKaʼan Arcus (当初は「どこにも行かない道」と呼ばれていました) に囲まれています。^{[ 57 ] [ 8 ]}立体図分析によると、中央のユニットは周囲のユニットに比べて比較的平坦に見える。^{[ 40 ]}アロコスの立体図分析では、ウェヌの肢部（'md'）にある特定のユニットが他のユニットよりも高い位置と傾斜を持っていることも示されている。^{[ 40 ]}  

2 つのローブをつなぐ首の部分であるアカサ リネアは、どちらのローブの表面よりも明るく、赤みが少ない外観をしている。^{[ 62 ]}アカサ リネアの明るさは、ローブの表面よりも反射率の高い物質で構成されていることが原因であると考えられる。ある仮説では、明るい物質は、時間の経過とともにローブから落下した小さな粒子の堆積によって生じたとされている。^{[ 63 ]}アロコスの重心はローブの間にあるため、小さな粒子は各ローブ間の中心に向かって急な斜面を転がり落ちると考えられる。^{[ 62 ]}別の提案では、明るい物質はアンモニア氷の堆積によって生成されたとされている。^{[ 64 ]}アロコスの表面に存在するアンモニア蒸気は、首の凹状の形状のためにガスが逃げられないアカサ リネアの周囲で固化すると考えられる。^{[ 64 ]}アロコスが太陽の周りを公転する際の季節的な軸傾斜が大きいことが、アカサの明るさを維持していると考えられている。 ^{[ 65 ]}軌道上、赤砂星の葉状部が太陽の方向と同一平面上にあるときは、赤砂星は影になり、その間、首の部分は日光を受けず、冷却されて揮発性物質がその領域に閉じ込められる。^{[ 65 ]}

2020 年 5 月、IAU の惑星系命名作業部会(WGPSN) は、アロコスのすべての特徴に、過去と現在の世界の言語で「空」を意味する言葉にちなんで命名するという命名テーマを正式に確立しました。^{[ 66 ]} 2021 年に、最初のいくつかの名前が承認され、その中には小さなローブのスカイ クレーターがあり、後にウィーヨ ロブスと名付けられました。^{[ 60 ]} 2022 年に、ウェヌ ロブスの円弧に Kaʼan Arcus が承認されました。^{[ 67 ]} 2025 年 12 月 17 日、Akasa Linea は Akasa Collum に変更されました。^{[ 68 ]}

アロコスの縁辺部の地形変化は、その内部が主に非晶質の水氷と岩石物質からなる機械的に強い物質で構成されている可能性が高いことを示唆している。^{[ 63 ] [ 74 ]}アロコスの内部には、水氷に閉じ込められた微量のメタンやその他の揮発性ガスが蒸気の形で存在する可能性もある。^{[ 74 ]}アロコスの密度が彗星のように低いと仮定すると、0.5  g/cm ³であり、アロコスの内部に閉じ込められた揮発性ガスが内部から表面に逃げ出すと考えられているため、その内部構造は多孔質であると予想されます。 ^{[ 40 ] [ 74 ]}アロコスが放射性核種の放射性崩壊によって生じる内部熱源を持っていると仮定すると、アロコス内部に閉じ込められた揮発性ガスは、彗星のガス放出のシナリオと同様に、外側に移動して表面から逃げ出すでしょう。^{[ 74 ]}逃げ出したガスはその後凍結してアロコスの表面に堆積し、その表面に氷やソリンが存在する理由を説明できる可能性があります。^{[ 74 ] [ 52 ]}

アロコスが現在の扁平な形状になった経緯は不明だが、太陽系の形成中に扁平な形状になったメカニズムを説明するために、2つの有力な仮説が提唱されている。^{[ 91 ] [ 92 ]}ニューホライズンズチームは、2つの前駆天体が当初は高速回転で形成され、遠心力によって形状が扁平になったと仮説を立てている。時間の経過とともに、前駆天体の回転速度は、小さな天体との衝突を受け、角運動量を形成時に残された他の軌道上の残骸に伝達するにつれて徐々に遅くなった。^{[ 91 ]}最終的に、衝突と雲の中の他の天体への運動量の伝達によって引き起こされた運動量の喪失により、2つの天体はゆっくりと螺旋状に接近し、接触するまでになった。そして、時間の経過とともに接合部が融合し、現在の二葉形が形成された。^{[ 39 ] [ 91 ]}

2020年に中国科学院とマックス・プランク研究所の研究者によって提唱された別の仮説では、アロコスの扁平化は、ローブの合体後数百万年にわたる昇華による質量損失の過程の結果である可能性がある。形成当時、アロコスの組成は、高密度で不透明なカイパーベルト内で凝縮した揮発性物質が集積したことにより、揮発性物質の濃度が高かった。周囲の塵や星雲が収まった後、太陽放射が遮られなくなり、カイパーベルトで光子による昇華が起こった。アロコスの自転傾斜角が大きいため、極域の一方が公転周期の半分の間ずっと太陽に面しており、その結果、アロコスの極で広範囲に加熱され、凍結した揮発性物質が昇華して失われた。^{[ 92 ]}

アロコスの扁平化のメカニズムに関する不確実性に関わらず、葉の祖先となる天体のその後の融合は穏やかであったようだ。現在のアロコスの外観は変形や圧縮による破断を示しておらず、2 つの祖先天体が2 m/s (6.6 ft/s)の速度で非常にゆっくりと融合したことを示唆している。これは人間の平均的な歩行速度に匹敵する。 ^{[ 40 ] [ 90 ]}葉を無傷のままにしながらアロコスの細い首の現在の形状を説明するには、祖先天体は 75度を超える角度で斜めに融合したに違いない。2 つの祖先天体が融合した時点で、両方ともすでに同期回転で潮汐ロックされていた。^{[ 93 ]}   

カイパーベルトの天体の速度が遅いため、アロコスで発生する衝突事象の長期的な頻度は低かった。 ^{[ 55 ]} 45億年の期間にわたって 、アロコスの表面の水氷の光子誘起スパッタリングにより、そのサイズは少なくとも1cm （0.39インチ）縮小するだろう。^{[ 40 ]}頻繁なクレーター形成事象や軌道の摂動がないため、アロコスの形状と外観は、その二葉形を形成した2つの別々の天体が合体して以来、ほぼ原始的なままであるだろう。^{[ 55 ] [ 17 ]}  

アロコスは、ニューホライズンズ探査機がフライバイするのに適したカイパーベルト天体を探す ための予備調査中に、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して2014年6月26日に発見されました。ニューホライズンズチームの科学者たちは、冥王星の後に探査機が研究できるカイパーベルトの天体を探しており、次の目標はニューホライズンズの残りの燃料で到達可能でなければなりませんでした。^{[ 94 ] [ 82 ]}研究者たちは、地球上の大型地上望遠鏡を使用して、2011年に候補天体の探索を開始し、数年間、年に複数回探索を行いました。^{[ 95 ]}しかし、発見された天体のどれもニューホライズンズ探査機で到達できるものではなく、適している可能性のあるカイパーベルト天体のほとんどは、地球の大気を通して見るには遠すぎ、暗すぎました。^{[ 94 ] [ 95 ]}これらのより暗いカイパーベルト天体を見つけるために、ニューホライズンズチームは2014年6月16日にハッブル宇宙望遠鏡で適切なターゲットの探索を開始しました。^{[ 94 ]} 

アロコスは、ニューホライズンズチームが潜在的なターゲットの探索を開始してから 10 日後の2014年6月26日にハッブル宇宙望遠鏡によって初めて撮影されました。 ^{[ 82 ]}ハッブルからの画像をデジタル処理している際に、ニューホライズンズチームのメンバーである天文学者のマーク・ブイがアロコスを特定しました。^{[ 19 ] [ 82 ]}ブイは、その後の分析と確認のために、その発見を探索チームに報告しました。^{[ 96 ]}アロコスは、 2014 MT 69に続いて、探索中に発見された2番目の天体でした。^{[ 97 ]}その後、ハッブルによってさらに3つの候補ターゲットが発見されましたが、追跡の天体位置測定観測によって最終的にそれらは除外されました。^{[ 97 ] [ 22 ]}ハッブル宇宙望遠鏡で発見された 5 つの潜在的なターゲットのうち、アロコスは、ニュー ホライズンズの 2 番目に実現可能なターゲットである2014 PN 70と比較して、フライバイ軌道に必要な燃料の量が最も少ないため、宇宙船にとって最も実現可能なターゲットとみなされました。^{[ 4 ] [ 98 ]} 2015 年 8 月28 日、アロコスは、NASA によってニュー ホライズンズ宇宙船のフライバイターゲットとして正式に選ばれました。^{[ 22 ]} 

アロコスは小さすぎて遠く離れているため、地球から直接その形状を観測することはできませんが、科学者たちは恒星掩蔽と呼ばれる天文現象を利用することができました。恒星掩蔽とは、地球から見て天体が恒星の前を通過する現象です。掩蔽は地球上の特定の場所からしか見えないため、ニューホライズンズチームはハッブル宇宙望遠鏡と欧州宇宙機関のガイア宇宙観測所のデータを組み合わせて、アロコスが地球表面のどこに影を落とすかを正確に特定しました。^{[ 99 ] [ 100 ]}彼らは、 2017年の 6月3日、 7月10日、 7月17日に掩蔽が起こると判断し、これらの日付ごとにアロコスが異なる恒星を覆い隠す様子が見える世界各地へと出発しました。^{[ 99 ]}この3回の掩蔽に基づいて、科学者たちは天体の形状をトレースすることができました。^{[ 99 ]}

2017年の掩蔽観測キャンペーンの結果

アロコスは2017年7月17日の掩蔽の際に、いて座の無名の星の光を一時的に遮った。この現象を捉えた24台の望遠鏡のデータから、アロコスが二葉形または連星形である可能性が明らかになった。2019年1月のフライバイ後、掩蔽の結果は観測された天体の大きさや形と正確に一致することが示された。^{[ 30 ]}   

フライバイ前のコンセプトアート（掩蔽データに基づく）

 アーティストによる、接触バイナリとしてのArrokothのコンセプト図。 2017年8月時点での理解を示すもの。

アロコスの形状を楕円体と表現したアーティストによるコンセプト図。この形状は、2019年のフライバイ以前には否定できなかった。

2017 年6 月と 7 月 、アロコスは3 つの背景の星を掩蔽しました。^{[ 99 ]}ニュー ホライズンズのチームは、南米、アフリカ、太平洋からこれらの恒星掩蔽を観測するために、マーク・ブイ率いる専門の「KBO チェイサーズ」チームを結成しました。 ^{[ 101 ] [ 102 ] [ 103 ]} 2017 年 6 月3 日 、NASA の科学者の 2 つのチームが、アルゼンチンと南アフリカからアロコスの影を検出しようと試みました。^{[ 104 ]}彼らの望遠鏡のいずれもその天体の影を観測していないことがわかったとき、当初はアロコスは以前予想されていたほど大きくも暗くもなく、非常に反射率が高いか、あるいは群れである可能性さえあると推測されました。^{[ 104 ] [ 105 ]} 2017年6月と7月にハッブル宇宙望遠鏡で取得された追加データにより、望遠鏡が間違った場所に設置されていたため、これらの推定が間違っていたことが明らかになった。^{[ 105 ]}

2017年7月10日、ニュージーランドのクライストチャーチから太平洋上空を飛行中の 航空機搭載望遠鏡SOFIAは、2回目の掩蔽の予測中心線付近に無事配置されました。これらの観測の主な目的は、2019年のニューホライズンズ探査機のフライバイ中に脅威となる可能性のある、アロコス付近の環や塵などの危険物質を探すことでした。データ収集は成功しました。予備分析では中心の影が見落とされたことが示唆されましたが^{[ 106 ]} 、2018年1月になって初めて、SOFIAが実際に中心の影からのごく短い沈み込みを観測していたことが判明しました^{[ 107 ]} 。SOFIAによって収集されたデータは、アロコス付近の塵に制約を与えるためにも貴重なものとなるでしょう^{[ 108 ] [ 109 ]。}危険物質の探索の詳細な結果は、2017年10月20日に開催されたAAS惑星科学部門の第49回会議で発表されました^{[ 110 ] 。}  

2017年7月17日 、ハッブル宇宙望遠鏡がアロコス周辺のデブリの調査に使用され、アロコスのヒル球内のリングとデブリについて、本体から最大75,000 km (47,000 mi)の距離で制約が設定されました。 ^{[ 111 ]} 3回目で最後の掩蔽では、チームメンバーは、アロコスの大きさをより正確に制約するために、アルゼンチン南部 (チュブト州とサンタクルス州)の掩蔽影の予測される地上経路に沿って、24 台の移動式望遠鏡による別の地上ベースの「フェンスライン」を設置しました。^{[ 102 ] [ 103 ]}これらの望遠鏡間の平均間隔は約4 km (2.5 mi)でした。^{[ 112 ]}ハッブル宇宙望遠鏡による最新の観測により、アロコスの位置は6月3日の掩蔽時よりもはるかに高い精度で判明し、今回は少なくとも5台の移動望遠鏡によってアロコスの影が観測された。^{[ 103 ]} SOFIAの観測と組み合わせることで、アロコス付近の可能性のあるデブリに制約が与えられた。^{[ 109 ]}      

7月17日の掩蔽の結果から、 アロコスは非常に細長く不規則な形状をしていたか、近接連星または接触連星であった可能性が示された。^{[ 112 ] [ 42 ]}観測された弦の継続時間から、アロコスには直径がそれぞれ約20 km (12 mi)と18 km (11 mi)の 2 つの「ローブ」があることが示された。^{[ 84 ]}収集されたすべてのデータの予備分析では、アロコスには主星から約200〜300 km (120〜190 mi)離れた軌道上の小衛星が伴っていることが示唆された。 ^{[ 113 ]}しかし、後にデータ処理ソフトウェアのエラーにより、ターゲットの見かけ上の位置がずれていたことが判明した。バグを考慮に入れた後、7月10日に観測された短い沈み込みは主天体の検出であると考えられた。^{[ 107 ]}      

光度曲線[ ^{83 ]}スペクトル（色など）、恒星掩蔽データ^{[ 112 ]}に関するデータを組み合わせることで、イラストは既知のデータに基づいて^、宇宙船のフライバイ前にそれがどのように見えるかの概念を作り出すことができる。

2018年には、潜在的に有用なアロコスの掩蔽が2回予測されていました。1回は 7月16日、もう1回は8月4日です 。どちらも2017年の3回のイベントほど良いものではありませんでした。^{[ 99 ]}  2018年7月16日の掩蔽は南大西洋とインド洋で発生しましたが、観測の試みは行われませんでした。2018年8月4日のイベントでは、合計 約50人の研究者からなる2つのチームがセネガルとコロンビアの各地に向かいました。^{[ 114 ]}このイベントはセネガルでメディアの注目を集め、科学普及の機会として利用されました。^{[ 115 ]}一部の観測所は悪天候の影響を受けましたが、ニューホライズンズチームの報告によると、イベントは正常に観測されました。^{[ 116 ]}当初、目標の弦が記録されたかどうかは不明でした。 2018年9月6日、NASAは、少なくとも1人の観測者によってこの星が実際に傾いているのが観測されたことを確認し、アロコスの大きさや形に関する重要な情報を提供した。^{[ 117 ]}  

 ハッブル宇宙望遠鏡による観測は、掩蔽観測キャンペーンを支援するために2018年8月4日に実施されました。 ^{[ 118 ] [ 114 ]}ハッブル宇宙望遠鏡は掩蔽の狭い経路に配置することはできませんでしたが、イベント発生時のハッブル宇宙望遠鏡の好位置により、この宇宙望遠鏡はアロコスから1,600 km (990 mi)までの領域を調査することができました。これは、 2017年7月17日の掩蔽時に観測できた20,000 km (12,000 mi) の領域よりもはるかに近いものです。ハッブル宇宙望遠鏡は目標星の明るさの変化を観測しておらず、アロコスから1,600 km (990 mi)までの領域に光学的に厚いリングやデブリが存在する可能性は排除されています。^{[ 117 ]} 2017年と2018年の掩蔽観測キャンペーンの結果は、2018年10月26日に開催されたアメリカ天文学会惑星科学部門の第50回会議で発表された^{。[ 119 ]}