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直径約250キロメートル（160マイル）のケンタウルス族天体 10199カリクロは、環が確認されている天体としては2番目に小さく（最小は2060 キロン[ 1 ] ）、ガス惑星や氷惑星に次いで太陽系で発見された5番目の環を持つ天体である[ 2 ]。カリクロの周囲には、幅6～7キロメートル（4マイル）と2～4キロメートル（2マイル）の2つの狭く密度の高い帯からなる明るい環系があり、 9キロメートル（6マイル）の隙間で隔てられている[ 2 ] [ 3 ]。これらの環は、カリクロの中心から約400キロメートル（250マイル）の距離を公転しており、これは地球と月の間の距離の1000分の1である。この発見は、2013年6月3日に恒星食を観測した際に、南米のアルゼンチン、ブラジル、チリ、ウルグアイのさまざまな場所にある10台の望遠鏡を使用した天文学者チームによってなされ、2014年3月26日に発表された。[ 2 ]
小惑星の周囲に環系が存在することは予想外だった。なぜなら、環ははるかに質量の大きい天体の周囲にしか安定して存在できないと考えられていたからである。小天体の周囲に環系が存在することは、直接撮像や恒星掩蔽などの手法で探査が行われてきたにもかかわらず、これまで発見されていなかった。[ 2 ]カリクロの環はせいぜい数百万年で散逸するはずなので、非常に若いか、あるいは環と同程度の質量を持つ保護衛星によって積極的に閉じ込められているかのどちらかである。 [ 2 ] [ 4 ] [ 5 ]研究チームは、ブラジルの北部と南部の海岸線を形成する2つの川にちなんで、環をオイアポケ（内側の、より大きな環）とチュイ（外側の環）と名付けた。正式名称の申請は後日、国際天文学連合に提出される予定である。 [ 4 ]
カリクロは、太陽系の外縁部で土星と天王星の間を公転するケンタウルス族と呼ばれる小天体のクラスの中で、確認されている最大の天体である。南米から見ると、 2013年6月3日にさそり座にある12.4等級の恒星UCAC4 248-108672の前を通過すると予測されていた。[ 6 ]
アルゼンチン、ブラジル、チリ、ウルグアイにある 13 台の望遠鏡[ 7 ]の助けを借りて、リオデジャネイロの国立天文台(ON)の博士研究員であるFelipe Braga Ribas ( cite )が率いる天文学者チーム[ 7 ]と 12 か国 34 機関の 65 人の研究者[ 2 ]は、恒星が掩蔽天体の後ろに隠れる現象であるこの掩蔽現象を観測することができました。 [ 2 ]ラ・シヤ天文台にある 1.54 メートルのデンマーク国立望遠鏡は、その「ラッキーイメージャー」カメラ (10 Hz)のデータ取得速度がはるかに速いため、個々の環を分解できる唯一の望遠鏡でした。[ 2 ]
このイベント中、観測された明るさは、最大で 19.2 秒間、14.7 等級 (恒星 + カリクロ) から 18.5 等級 (カリクロのみ) まで低下すると予測されました。[ 8 ]この 3.8 等級の増加は、明るさが 32.5 分の 1 に減少することと同等です。主掩蔽イベントには、光度曲線の全体的な強度の 4 つの小さな低下が伴い、これらは掩蔽の開始の 7 秒前と掩蔽の終了の 7 秒後に観測されました。[ 2 ]これらの二次掩蔽は、何かが背景の恒星の光を部分的に遮っていることを示していました。二次掩蔽の対称性と、さまざまな場所でのイベントの複数回の観測により、物体の形状とサイズだけでなく、リング面の厚さ、向き、位置も再構築することができました。[ 9 ]いくつかの二次掩蔽観測から推測される比較的安定した環の特性は、彗星のようなガス放出など、これらの特徴に対する代替的な説明を否定する。[ 2 ]
掩蔽を観測した望遠鏡には、デンマーク国立望遠鏡、ラ・シヤ天文台のサーベイ望遠鏡TRAPPIST、PROMPT望遠鏡（セロ・トロロ汎米天文台）、ブラジル南部天体物理研究望遠鏡SOAR（セロ・パチョン）、0.45メートルASH望遠鏡（セロ・ブレク）、ポンタ・グロッサ州立大学天文台、カシミロ・モンテネグロ・フィリョ天文極（フォス・ド・イグアスのイタイプ技術公園財団内）、チリ・カトリック大学カトリック大学天文台（チリ、サンタ・マルティナ）、コルドバ国立大学が運営するボスケ・アレグレ天体物理観測所のいくつかの望遠鏡などがあった。陰性検出は、エル・カタレホ天文台(アルゼンチン、ラ・パンパ、サンタ・ローザ)、チリのサンペドロ・デ・アタカマにある20 インチのプレーンウェーブ望遠鏡 (サーチライト天文台ネットワークの一部) 、およびウルグアイのロス・モリノス天文台のOALM装置によって記録されました。参加した他の観測機器には、リオデジャネイロ国立天文台、ヴァロンゴ天文台（リオデジャネイロ連邦大学）、オエステ・ド・パラナ州立大学天文台またはウニオエステ（パラナ州）、ピコ・ドス・ディアス天文台またはOPL（ミナスジェライス州） 、およびサンパウロ州立大学（ユネスコ-グアラティングエタ）の観測機器が含まれます。サンパウロ。[ 2 ] [ 7 ] [ 10 ]
2022年10月18日、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）に搭載されたNIRCam装置を用いて、カリクロの環による恒星ガイアDR3 6873519665992128512の掩蔽を観測し、環が2点で恒星の光を遮る際に恒星の明るさが特徴的に二重に減少する様子を捉えた。[ 11 ]
環の向きは、2008年に地球から真横から見た場合と一致しており、1997年から2008年の間にカリクロが1.75倍暗くなったこと、および観測された環の表面積が減少するにつれてスペクトルから水氷やその他の物質が徐々に消えていったことを説明している。[ 12 ]また、この真横から見た向きと一致しているのが、2008年以降、カリクロ系の明るさが再び1.5倍になり、赤外線水氷スペクトルの特徴が再び現れたことである。これは、環が少なくとも部分的に水氷で構成されていることを示唆している。氷の環の構成は、カリクロのロッシュ限界内の破壊された天体の予想される密度とも一致している。[ 2 ]
C1Rの等価深度（観測ジオメトリに基づいてリングに含まれる物質の総量に関連するパラメータ）は、観測期間中に21%変化することが観測された。同様の非対称性は、天王星の狭いリングの掩蔽観測中にも観測されており、リングの幅と光学的深さを変調する共鳴振動が原因である可能性がある。C1Rの柱密度 は30～100 g/cm 2と推定されている。[ 2 ]
C2Rは明るいリングの幅の半分で、そのすぐ外側、404.8キロメートル（251.5マイル）のところに位置しています。光学的深さは約0.06で、伴星よりも著しく拡散しています。[ 15 ]全体として、C1Rの質量の約12分の1を持っています。[ 2 ]
リングの起源は不明だが、どちらもデブリ円盤の残骸である可能性が高く、それはカリクロへの衝突、既存の衛星との衝突、または衛星間の衝突、かつての逆行衛星の潮汐破壊、あるいは彗星活動や自転破壊によって表面から放出された物質によって形成された可能性がある。[ 2 ]リングがカリクロとの衝突イベントによって形成された場合、リングの粒子がカリクロのヒル球を超えて放出されないように、その天体は低速で衝突したに違いない。
太陽系外縁部における衝突速度は通常約 1 km/s であり (カリクロの表面における脱出速度は約 0.1 km/s である)、カイパーベルトが 力学的に励起される前はさらに低かったため、1000 万年前より前にカリクロが現在の軌道に移動する前に、カイパーベルトでリングが形成された可能性が裏付けられる。[ 2 ]小惑星帯における衝突速度ははるかに高く (約 5 km/s)、これが小惑星帯内の小天体にそのようなリングの特徴がないことを説明できる可能性がある。[ 2 ]リング粒子間の衝突によりリングは大幅に広がり、ポインティング・ロバートソン抗力によりリング粒子は数百万年以内に中心天体に落下するため、リング粒子の活発な発生源、またはまだ発見されていない小さな (キロメートルサイズの) 埋め込まれた衛星または羊飼い衛星による力学的閉じ込めが必要となる。[ 2 ]リング系とカリクロの半径方向の距離が小さいため、このような衛星を地球から直接画像化して検出することは非常に困難である。[ 2 ]
独自の環系を持つ既知の天体の中で2番目に小さいカリクロとその環は、N体問題を数値的に解くことによって完全にシミュレートされた最初の天体である。[ 16 ]仮定には、小惑星と環の粒子が球形であること、およびすべての粒子が2.5～10mの等しい半径 を持つことが含まれていた。パラメータに応じて、シミュレーションには、重力と衝突によって互いに相互作用する2100万～3億4500万個の粒子が含まれていた。シミュレーションの目的は、環がどのような条件下で安定しているか、つまり、少数のより大きな天体に集積しないかを評価することであった。
シミュレーションから得られた最初の結論は、軌道上に維持するためには、カリクロの密度がリング物質の密度よりも大きくなければならないということである。次に、テストしたすべてのリング粒子半径とリング空間密度において、リングは比較的短い時間スケールでクラスター化した。著者らは、その主な理由として3つの点を挙げている。