(47171) Lempo

(47171) 1999 TC36
1999 TC36 visto coma un obxecto binario a través do Hubble no ano 2001.
Descubrimento e clasificación
Descuberto por E. P. Rubenstein,
L.-G. Strolger
Descuberto o 01-10-1999
Nome e Categoría no Mpc (47171) 1999 TC36
obxecto trans-neptuniano
Plutino[1][2]
Características orbitais
Época= 14-06-2006 (2453900,5 dx)
Afelio 7.173,592 Gm 47,952 UA (Q)
Perihelio 4.571,710 Gm 30,560 UA (q)
Eixo semi-maior 5.872,651 Gm 39,256 UA
Excentricidade 0,222
Período orbital 89.838,309 d 245,96 ax
Velocidade orbital 4,69 km/s
Inclinación 8,416°
Anomalía media 346,981° (M)
Lonxitude do nodo ascendente 97,059°
Argumento do perihelio 295,003°
Satélites S/2001 (47171) 1:
139 +22
−18 km,[3]
0,746 ± 0,06 x 1018 kg[4]
Características físicas
Dimensións Asumindo albedos iguais

A1=272+17
−19 km
A2=251+16
−17 km
B=132+8
−9 km

393,1+25,2
−26,8 km[3](diámetro efectivo do sistema)

Masa 12,75 ± 0,06 x 1018 kg (A1+A2+B)[4]
14,20 ± 0,05 x 1018 kg (A1+A2)[4]
Densidade 0,64+0,15
−0,11 g/cm3[3]
Gravidade superficial 0,039–0,020 m/s2
Velocidade de escape 0,117–0,096 km/s
Período de rotación síncrona
Tipo espectral B-V=1,00 ± 0,13
V-R=0,70 ± 0,03[3]
Albedo 0,079+0,013
−0,011[3]
Magnitude aparente 19,8[5]
Magnitude absoluta 5,41 ± 0,10[3]
Temperatura superficial ≈45–44 K

(47171) 1999 TC36 (tamén escrito coma: (47171) 1999 TC36) é un sistema que comprende 3 obxectos trans-neptunianos (TNOs). Foi descuberto no ano 1999 por Eric P. Rubenstein e Louis-Gregory Strolger dende o Kitt Peak National Observatory (KPNO). O Dr. Rubenstein estaba buscando imaxes tomadas polo Dr. Strolger dentro do programa de procura Low-Z Supernova. Está clasificado coma un plutino cunha resonancia orbital de 3:2 con Neptuno,[1] está actualmente a só 30,7 UA respecto do Sol,[5] e está entre os TNOs máis brillantes.

Características físicas

[editar | editar a fonte]

(47171) 1999 TC36 é un sistema triplo que consiste nun primario (o cal en si mesmo é un obxecto binario) e unha pequena lúa (compoñente B).[4] As observacións combinadas feitas no infravermello polo Telescopio Espacial Spitzer,[6] o Telescopio Espacial Herschel[3] e o Telescopio Espacial Hubble (HST) fixeron posible a estimación dos diámetros das compoñentes e consecuentemente estas estimacións proporcionaron un rango de posibles valores para a densidade do conxunto do sistema.[4] O diámetro, tomado coma se fose un só corpo (o tamaño efectivo do sistema), de 1999 TC36 está actualmente estimado en 393,1+25,2
−26,8 km.[3]

A estimada baixísima densidade de tan só 0,3–0,8 g/cm3 obtida no ano 2006 (cando se pensaba que o sistema era binario), precisaba que o sistema tivese unha infrecuente e altísima porosidade de entre o 50% ó 75%, asumindo unha mestura por igual de xeo e rochas.[6] A medición directa das flutuacións da luz das tres compoñentes do sistema, proporcionadas no ano 2009 polo HST, deron coma resultado unha densidade media de 0,532+0,317
−0,211 g/cm3, confirmando as primeiras impresións sobre que este obxecto é probablemente un conglomerado de cascallos.[4] A densidade foi revisada á alza, co novo dato de 0,64+0,15
−0,11 g/cm3 no ano 2012 cando estiveron dispoñibles os novos datos obtidos polo Herschel. A densidade do sistema en conxunto quedaba nun rango de 1–2 g/cm3, o que supón unha porosidade que iría do 36% ó 68%, confirmando de novo que o obxecto é un conglomerado de cascallos.[3]

1999 TC36 ten unhas liñas espectrais moi marcadas no vermello dentro da rango da luz visible[7] e un espectro plano no infravermello próximo. Tamén hai unha feble liña de absorción preto da lonxitude de onda dos 2 μm, probablemente causada pola presenza de xeo de auga. O mellor modelo que reproduce o espectro do sistema incluiría tolinas, xeo cristalino de auga e serpentinas coma materiais da superficie.[8]

Compoñentes

[editar | editar a fonte]

A lúa foi descuberta o 8 de decembro do ano 2001 por C. A. Trujillo e M. E. Brown grazas ó uso do Telescopio Espacial Hubble[9] e o seu descubrimento foi anunciado o 10 de xaneiro do ano 2002. [Cómpre referencia]O satélite ten un diámetro estimado de 132+8
−9 km[3] e un semi-eixo maior de 7.411 ± 12 km, orbita o seu primario en 50,302 ± 0,001 días.[4] Estímase que a masa desta lúa é de tan só 0,75 x 1018 kg.[4]

No ano 2009, unha análise feita co Hubble amosou que o primario estaba realmente composto por dúas compoñentes de tamaño semellante.[4] Estas dúas compoñentes teñen un semi-eixo maior de 867 km e un período de 1,9 días.[4] Asumidos que teñen albedos iguais, de 0.079, as compoñentes do primario teñen uns diámetros aproximados de A1=272+17
−19 km e A2=251+16
−17 km.[3] A compoñente B orbita o baricentro do sistema de A1+A2. A masa do sistema foi estimada grazas á observación do movemento da compoñente B, que é de 12,75 ± 0,06 x 1018 kg.[4] O movemento orbital das compoñentes A1 e A2 dá unha estimación algo máis alta, en concreto de 14,20 ± 0,05 x 1018 kg. Esta discrepancia é probablemente debida ás interaccións non contabilizadas das compoñentes deste complexo sistema triplo.[4]

Orixe

[editar | editar a fonte]

Existen dúas hipóteses principais para explicar a formación do sistema triplo de 1999 TC36. A primeira basearía a formación do sistema a través dunha gran colisión e a posterior concentración de material. A segunda hipótese baséase na captura gravitacional dun terceiro corpo por parte dun sistema binario pre-existente. Os tamaños semellantes das compoñentes A1 e A2 danlle máis peso a esta segunda hipótese.[4]

Exploración

[editar | editar a fonte]

1999 TC36 foi suxerido coma posible obxectivo para a sonda New Horizons 2, esta sonda é unha proposta para un proxecto dunha sonda xemelga á New Horizons que sobrevoaría Xúpiter, Urano e catro KBOs.[10]

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ 1,0 1,1 IAU Minor Planet Center, ed. (03-11-2009). "MPEC 2009-V05 :Distant Minor Planets (2009 NOV. 15.0 TT)". Consultado o 10-12-2009. 
  2. ↑ Marc W. Buie (31-08-2005). SwRI (Space Science Department), ed. "Orbit Fit and Astrometric record for 47171". Consultado o 24-07-2008. 
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 M. Mommert; A. W. Harris; C. Kiss; A. Pál; P. Santos-Sanz; J. Stansberry; et al. (2012). "TNOs are cool: A survey of the trans-Neptunian region". A&A 541 (A93). doi:10.1051/0004-6361/201118562. 
  4. ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 Benecchi, S.D; Noll, K. S.; Grundy, W. M.; Levison, H. F. (2010). "(47171) 1999 TC36, A Transneptunian Triple". Icarus 207 (2): 978–991. Bibcode:2010Icar..207..978B. arXiv:0912.2074. doi:10.1016/j.icarus.2009.12.017. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Department of Mathematics, University of Pisa, Italy (ed.). "AstDys (47171) 1999TC36 Ephemerides". Consultado o 07-12-2009. 
  6. ↑ 6,0 6,1 J. Stansberry, W. Grundy, J-L. Margot, D. Cruikshank, J. Emery, G. Rieke, D. Trilling (2006). "The Albedo, Size, and Density of Binary Kuiper Belt Object (47171) 1999 TC36". The Astrophysical Journal. 643 número=1: 556–566. Bibcode:2006ApJ...643..556S. arXiv:astro-ph/0602316. doi:10.1086/502674. 
  7. ↑ A. Doressoundiram; N. Peixinho; A. Moullet; S. Fornasier; M. A. Barucci; J.-L. Beuzit; C. Veillet (19 de outubro de 2007). "The Meudon Multicolor Survey (2MS) of Centaurs and Trans-Neptunian Objects: From Visible to Infrared Colors". The Astronomical Journal 134 (6). doi:10.1086/522783. 
  8. ↑ Protopapa, S.; Alvarez-Candal, A.; Barucci, M.A. (2009). "ESO large program about transneptunian objects: surface variations on (47171) 1999 TC36". Astronomy and Astrophysics 501 (1): 375–380. Bibcode:2009A&A...501..375P. doi:10.1051/0004-6361/200810572. 
  9. ↑ Unión Astronómica Internacional (ed.). "IAU Circular No. 7787". Consultado o 06-12-2008. 
  10. ↑ Stern, Alan e o seu equipo. NASA (Outer Planets Assessment Group), ed. "New Horizons 2" (pdf). Consultado o 13 de maio de 2012.  Recuperado de "Other materials". Outer Planets Assessment Group. Arquivado dende o orixinal o 22 de xullo de 2012. Consultado o 09 de decembro de 2012. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]