2004 XR190
2004 XR190 ist ein Transneptunisches Objekt, das bahndynamisch als Scattered disk object oder Detached object eingestuft wird. Aufgrund seiner Größe ist der Asteroid ein Zwergplanetenkandidat.
| Asteroid 2004 XR190 | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | DO[1], SDO[2], «Distant Object» [3] |
| Große Halbachse | 57,255 AE |
| Exzentrizität | 0,107 |
| Perihel – Aphel | 51,110 AE – 63,400 AE |
| Neigung der Bahnebene | 46,8° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 252,4° |
| Argument der Periapsis | 285,5° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 22. Februar 2119 |
| Siderische Umlaufzeit | 433,24 a |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 3,904[4] km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | ca. 561 km |
| Albedo | 0,09 |
| Absolute Helligkeit | 4,47 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | Rhiannon Lynne Jones |
| Datum der Entdeckung | 11. Dezember 2004 |
| Andere Bezeichnung | «Buffy» |
| Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten. | |
Entdeckung
2004 XR190 wurde am 11. Dezember 2004 von einem Astronomenteam um Rhiannon Lynne Jones (Lynne Allen) der University of British Columbia in Vancouver, Kanada am Mauna-Kea-Observatorium (Hawaii) entdeckt. Das Team schloss auch John J. Kavelaars, Brett Gladman, Jean-Marc Petit, Joel W. Parker und Philip D. Nicholson mit ein. Die Entdeckung wurde am 12. Dezember 2005 bekanntgegeben.[5]
Aufgrund der verblüffenden und nur schwer erklärbaren Eigenschaft einer stark gekippten aber nahezu kreisförmigen Umlaufbahn, benannte das Entdeckungsteam den Planetoiden vorübergehend nach der Filmfigur „Buffy“[6] und sandte weitere Inuit-basierte Namensvorschläge an die Internationale Astronomische Union (IAU). Derzeit steht eine Namensbestätigung noch aus.
Nach seiner Entdeckung ließ sich 2004 XR190 auf Fotos, die am Apache-Point-Observatorium gemacht und im Archiv des Sloan Digital Sky Survey gefunden wurden, bis zum 6. Dezember 2002 zurückgehend identifizieren und so sein Beobachtungszeitraum um zwei Jahre verlängern, um seine Umlaufbahn genauer zu berechnen. Im September 2018 lagen insgesamt 139 Beobachtungen über einen Zeitraum von 15 Jahren vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im September 2017 am Pan-STARRS-Teleskop durchgeführt.[7][3] (Stand 9. Februar 2019)
Eigenschaften
 |
 |
| Orbit von 2004 XR190 (rot) im Vergleich zum Kuipergürtel. |
Umlaufbahn
2004 XR190 umkreist die Sonne in 433,24 Jahren auf einer elliptischen Umlaufbahn zwischen 51,11 AE und 63,40 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,107, die Bahn ist 46,79° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist der Planetoid 42,62 AE von der Sonne bzw. 41,85 AE von der Erde entfernt. Im Jahr 1901 erreichte der Planetoid seinen sonnenfernsten Punkt (Aphel). Das Perihel durchläuft er das nächste Mal 2119, der letzte Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 1685 erfolgt sein.
Bemerkenswert ist die hohe Inklination (Bahnneigung) von 47° sowie die dagegen vergleichsweise geringe Bahnexzentrizität. Das Objekt wurde entdeckt, weil es gerade zufällig die Ebene der Ekliptik kreuzte und so bei der Suche nach entfernten Objekten des Sonnensystems auffiel. Dies lässt den Schluss zu, dass es möglicherweise noch viele weitere, noch unentdeckte Objekte mit ähnlichen Bahnparametern gibt. Die Entstehung dieser hohen Inklination ist bisher nicht geklärt. 2004 XR190 bewegt sich jenseits des Kuipergürtels um die Sonne, möglicherweise besteht eine 8:3-Bahnresonanz zu Neptun. Die Bahnstörungen durch die Gravitationskraft von Neptun ist jedoch in einer solchen Entfernung minimal, so dass sich Objekte dort in einer seit der Bildung des Sonnensystems unveränderten Bahn befinden sollten. 2004 XR190 gehört zu derselben Gruppe wie 2014 FC72, 2014 FZ71, 2015 FJ345 und 2015 KQ174, die alle wenig verstandene Umlaufbahnen mit großen Perihelia und moderaten Exzentrizitäten aufweisen.
Marc Buie (DES) klassifiziert den Planetoiden als erweitertes SDO (ESDO bzw. DO),[1] während das Minor Planet Center es als SDO/Zentaur und allgemein auch als «Distant Object» einordnet.[3][2]
Größe
Derzeit wird von einem Durchmesser von etwa 561 km ausgegangen, basierend auf einem Rückstrahlvermögen von 9 % und einer absoluten Helligkeit von 4,6 m; dies ist allerdings mit einigen Unsicherheiten behaftet, da aufgrund der unbekannten Albedo, die von 0,04 bis 0,25 angenommen wird, die Einschätzungen von 335 bis 850 km reichen.[8][9] Die scheinbare Helligkeit von 2004 XR190 beträgt 22,10 m.[10] Die mittlere Oberflächentemperatur wird anhand der Sonnendistanz auf 37 bis 36 K (−236 bis −237 °C) geschätzt.
Da anzunehmen ist, dass sich 2004 XR190 aufgrund seiner Größe im hydrostatischen Gleichgewicht befindet und somit weitgehend rund sein muss, sollte er die Kriterien für eine Einstufung als Zwergplanet erfüllen. Mike Brown geht davon aus, dass es sich bei 2004 XR190 um wahrscheinlich einen Zwergplaneten handelt.[11] Gonzalo Tancredi gab 2010 keine Empfehlung ab.[12]
| Jahr | Abmessungen km | Quelle |
|---|---|---|
| 2008 | 529,0 | Tancredi[13] |
| 2010 | 529,0 | Tancredi[12] |
| 2018 | 612,0 | Johnston[14] |
| 2018 | 561,0 | Brown[11] |
| Die präziseste Bestimmung ist fett markiert. | ||
| Objekt | q (AU) | a (AU) | T (a) | e | i (°) | ω (°) | H (mag) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2012 VP113 | 80,39 | 258,27 | 4.151 | 0,69 | 24,1 | 293,5 | 4,0 |
| (90377) Sedna | 76,30 | 491,48 | 10.896 | 0,84 | 11,9 | 311,2 | 1,6 |
| (541132) Leleākūhonua | 65,04 | 1031,49 | 33.128 | 0,94 | 11,7 | 118,0 | 5,5 |
| 2020 KX11 | 64,68 | 66,01 | 536 | 0,02 | 14,3 | 208,3 | 8,2 |
| 2015 KV190 | 56,98 | 57,54 | 436 | 0,01 | 19,6 | 95,8 | 8,0 |
| 2014 FZ71 | 55,88 | 75,76 | 659 | 0,26 | 25,5 | 244,5 | 6,9 |
| 2015 RG301 | 52,05 | 54,04 | 397 | 0,04 | 10,2 | 287,4 | 8,2 |
| 2014 FC72 | 51,66 | 75,75 | 659 | 0,32 | 29,9 | 33,3 | 4,7 |
| 2018 GT15 | 51,54 | 57,58 | 437 | 0,10 | 26,0 | 357,3 | 7,5 |
| 2004 XR190 | 51,11 | 57,26 | 433 | 0,11 | 46,8 | 285,6 | 4,3 |
| 2015 FJ345 | 50,69 | 62,88 | 499 | 0,19 | 35,0 | 77,4 | 7,9 |
| 2014 ST373 | 50,19 | 104,56 | 1.069 | 0,52 | 43,2 | 297,1 | 5,4 |
| 2013 SY99 | 50,02 | 693,86 | 18.277 | 0,93 | 4,2 | 32,1 | 6,7 |
| 2020 KY11 | 49,88 | 51,07 | 365 | 0,02 | 8,0 | 48,7 | 8,6 |
| 2015 KQ174 | 49,23 | 55,18 | 410 | 0,11 | 24,4 | 292,1 | 7,3 |
| 2010 GB174 | 48,61 | 336,67 | 6.177 | 0,86 | 21,6 | 347,0 | 6,7 |
| 2016 LP88 | 48,60 | 49,26 | 346 | 0,01 | 23,8 | 179,3 | 7,0 |
| 2014 SR349 | 47,69 | 302,23 | 5.254 | 0,84 | 18,0 | 340,9 | 6,7 |
| (474640) Alicanto | 47,30 | 318,97 | 5.697 | 0,85 | 25,6 | 326,8 | 6,5 |
Siehe auch
Weblinks
- Bahnparameter
- Entdeckungs-Webseite des Forschungsteams (Memento vom 27. Juli 2008 im Internet Archive) (englisch)
- Artikel im New Scientist (Memento vom 12. Mai 2008 im Internet Archive)
- How many dwarf planets are there in the outer solar system? Aktuelle Liste der größten TNO von Mike Brown
- Free the dwarf planets! Kolumne von Mike Brown über die IAU und die Zwergplaneten betreffend deren Einordnungen (23. August 2011) (englisch)
Einzelnachweise
- Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 04XR190. SwRI (Space Science Department). Abgerufen am 9. Februar 2019.
- MPC: MPEC List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. IAU. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- 2004 XR190 beim IAU Minor Planet Center (englisch) Abgerufen am 9. Februar 2019.
- v ≈ π*a/periode (1+sqrt(1-e²))
- MPC: MPEC 2005-X72: 2004 XR190. IAU. 12. Dezember 2005. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- Maggie McKee: Strange new object found at edge of Solar System. In: New Scientist. 13. Dezember 2005, abgerufen am 13. August 2017 (These traits make the object, nicknamed “Buffy” after the US television series about a vampire slayer, hard to explain. “Maybe Buffy is going to be a bit of a theory slayer”).
- 2004 XR190 in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch). Abgerufen am 9. Februar 2019.
- E. Schaller, Mike Brown: Volatile Loss and Retention on Kuiper Belt Objects (PDF). In: The Astronomical Journal. 659, Nr. 1, 10. April 2007, S. L61-L64. bibcode:2007ApJ...659L..61S. doi:10.1086/516709.
- R. L. Allen u. a.: Discovery of a Low-Eccentricity, High-Inclination Kuiper Belt Object at 58 AU (PDF). In: The Astronomical Journal. 640, Nr. 1, 16. Dezember 2005, S. L83-L86. bibcode:2006ApJ...640L..83A. doi:10.1086/503098.
- 2004 XR190 in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
- Mike Brown: How many dwarf planets are there in the outer solar system?. CalTech. 12. November 2018. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- Gonzalo Tancredi: Physical and dynamical characteristics of icy “dwarf planets” (plutoids) (PDF). In: IAU (Hrsg.): Icy Bodies of the Solar System: Proceedings IAU Symposium No. 263, 2009. 2010. doi:10.1017/S1743921310001717. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- Gonzalo Tancredi, Sofía Favre: DPPH List. In: Dwarf Planets and Plutoid Headquarters, von Which are the dwarfs in the solar system?. März. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- Wm. R. Johnston: List of Known Trans-Neptunian Objects. Johnston’s Archiv. 7. Oktober 2018. Abgerufen am 9. Februar 2019.
- Liste von Objekten mit q>47. Minor Planet Center (MPC) der Internationalen Astronomischen Union (IAU), abgerufen am 14. August 2021 (englisch).
- Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown: The Radial Distribution of the Kuiper Belt. In: The Astrophysical Journal Letters. Vol. 554, Nr. 1, 31. Mai 2001, S. L95, doi:10.1086/320917, bibcode:2001ApJ...554L..95T (englisch).