Asteroid
(202421) 2005 UQ513
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 27. April 2019 (JD 2.458.600,5)
Orbittyp DO / ESDO oder
CKBO («heiss»),
«Distant Object»
Große Halbachse 43,218 AE
Exzentrizität

0,147

Perihel – Aphel 36,853 AE – 49,583 AE
Neigung der Bahnebene 25,7°
Länge des aufsteigenden Knotens 307,6°
Argument der Periapsis 223,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 7. Juni 2124
Siderische Umlaufzeit 284 a 1,6 M
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 4,494 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser
Albedo
Rotationsperiode 7,03 h (0,293 d) oder
10,01 h (0,417 d)
Absolute Helligkeit 3,50 – 3,87 mag
Spektralklasse C
Geschichte
Entdecker Michael E. Brown,
Chadwick A. Trujillo
David L. Rabinowitz
Datum der Entdeckung 21. Oktober 2005
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.
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(202421) 2005 UQ513 ist ein großes transneptunisches Objekt im Kuipergürtel, das bahndynamisch als Cubewano oder als erweitertes Scattered Disc Object klassifiziert wird. Aufgrund seiner Größe ist der Asteroid ein Zwergplanetenkandidat.

Entdeckung

(202421) 2005 UQ513 wurde am 21. Oktober 2005 von einem Astronomenteam, bestehend aus Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Gemini) und Dave Rabinowitz (Yale), im Rahmen des Digitized-Sky-Survey-Projektes mit dem 1,2-m-Schmidt-Teleskop am Palomar-Observatorium des California Institute of Technology (Kalifornien) entdeckt. Die Entdeckung wurde am 1. September 2007 zusammen mit 2003 UY413, 2003 UZ413, 2004 NT33, (612931) 2005 CA79 und 2005 CB79 bekanntgegeben, der Planetoid erhielt später von der IAU die Kleinplaneten-Nummer 202421.

Nach seiner Entdeckung ließ sich 2005 UQ513 auf Fotos bis zum 15. September 1990, die im Rahmen des Near-Earth-Asteroid-Tracking-Projektes (NEAT) ebenfalls am Palomar-Observatorium gemacht wurden, zurückgehend identifizieren und so seinen Beobachtungszeitraum um 15 Jahre verlängern, um so seine Umlaufbahn genauer zu berechnen. Seither wurde der Planetoid durch verschiedene Teleskope wie das Herschel- und das Spitzer-Weltraumteleskop sowie erdbasierte Teleskope beobachtet. Im Oktober 2017 lagen 206 Beobachtungen über einen Zeitraum von 28 Jahren bei 17 Oppositionen vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im November 2018 am Purple Mountain-Observatorium durchgeführt. (Stand 22. Februar 2019)

Eigenschaften

Umlaufbahn

2005 UQ513 umkreist die Sonne in 284,13 Jahren auf einer elliptischen Umlaufbahn zwischen 36,85 AE und 49,58 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,147, die Bahn ist 25,70° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist der Planetoid 48,02 AE von der Sonne entfernt. Das Perihel durchläuft er das nächste Mal 2124, der letzte Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 1840 erfolgt sein.

Marc Buie (DES) klassifiziert den Planetoiden als erweitertes SDO (ESDO bzw. DO), während das Minor Planet Center (MPC) und das Johnston’s Archive ihn als Cubewano einordnet, wobei es zu den bahndynamisch «heissen» klassischen KBO gehören würde. Das MPC führt ihn allgemein auch als «Distant Object» und als Nicht-SDO auf.

Größe und Rotation

Der Durchmesser von 2005 UQ513 wurde 2013 mittels kombinierter Daten des Herschel- und des Spitzer-Weltraumteleskops auf 498 +63−75 km bestimmt. Es ist daher möglich, dass sich 2005 UQ513 aufgrund seiner Größe im hydrostatischen Gleichgewicht befindet und somit weitgehend rund sein könnte. Ob er die Kriterien für eine Einstufung als Zwergplanet erfüllt, ist jedoch nicht sicher. Mike Brown geht davon aus, dass es sich bei 2005 UQ513 um höchstwahrscheinlich einen Zwergplaneten handelt. Gonzalo Tancredi gab 2010 trotz einem von ihm berechneten Durchmesser von 878 km keine Empfehlung ab.

Die scheinbare Helligkeit von 2005 UQ513 beträgt 20,52 m.

Der Asteroid rotiert anhand seiner Lichtkurve höchstwahrscheinlich in 7,03 oder 10,01 Stunden einmal um seine Achse. Die kürzere Rotationsperiode ist etwas wahrscheinlicher.

Bestimmungen des Durchmessers für 2005 UQ513
JahrAbmessungen kmQuelle
2010 878,0 Tancredi
2012 838,54 LightCurve DataBase
2014 498,0 +63,0−75,0 Vilenius u. a.
2018 643,0 Brown
Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.

Oberfläche

2005 UQ513 zeigt eine auffallend rote Färbung, die auf das Vorhandensein signifikanter Mengen von Tholinen schließen lässt. Er ist daher kein Mitglied der Haumea-Kollisionsfamilie, obwohl die Parameter der Umlaufbahn passen würden.

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. 1 2 Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 202421. SwRI (Space Science Department), abgerufen am 5. Februar 2019.
  2. 1 2 MPC: MPEC 2010-S44: Distant Minor Planets (2010 OCT. 11.0 TT). IAU, 25. September 2010, abgerufen am 22. Februar 2019.
  3. 1 2 3 (202421) 2005 UQ513 beim IAU Minor Planet Center (englisch) Abgerufen am 22. Februar 2019.
  4. ↑ v ≈ π*a/periode (1+sqrt(1-e²))
  5. 1 2 3 4 5 E. Vilenius u. a.: “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region X. Analysis of classical Kuiper belt objects from Herschel and Spitzer observations. In: Astronomy and Astrophysics. 541. Jahrgang, A94, 25. März 2014, S. 17, doi:10.1051/0004-6361/201322416, arxiv:1403.6309, bibcode:2014A&A...564A..35V.
  6. 1 2 A. Thirouin u. a.: Short-term variability of 10 trans-Neptunian objects. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424. Jahrgang, Nr. 4, 21. August 2012, S. 3156–3177, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21477.x, arxiv:1207.2044, bibcode:2012MNRAS.424.3156T.
  7. 1 2 LCDB Data for 2005 UQ513. MinorPlanetInfo, August 2012, archiviert vom Original am 4. Juli 2020; abgerufen am 22. Februar 2019.
  8. ↑ MPC: MPEC 2007-R02: 2003 UY413, 2003 UZ413, 2004 NT33,(612931) 2005 CA79, 2005 CB79, 2005 UQ513. IAU, 1. September 2007, abgerufen am 22. Februar 2019.
  9. ↑ MPC: MPC/MPO/MPS Archive. IAU, abgerufen am 7. März 2019.
  10. ↑ (202421) 2005 UQ513 in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch). Abgerufen am 22. Februar 2019.
  11. ↑ Wm. R. Johnston: List of Known Trans-Neptunian Objects. Johnston’s Archiv, 7. Oktober 2018, abgerufen am 22. Februar 2019.
  12. ↑ MPC: MPEC List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. IAU, abgerufen am 22. Februar 2019.
  13. 1 2 Mike Brown: How many dwarf planets are there in the outer solar system? CalTech, 12. November 2018, abgerufen am 22. Februar 2019.
  14. 1 2 Gonzalo Tancredi: Physical and dynamical characteristics of icy “dwarf planets” (plutoids) (PDF). In: Icy Bodies of the Solar System: Proceedings IAU Symposium No. 263, 2009. International Astronomical Union, 2010, doi:10.1017/S1743921310001717 (cambridge.org [abgerufen am 22. Februar 2019]).
  15. ↑ AstDyS-2: (202421) 2005UQ513. Universita di Pisa, abgerufen am 22. Februar 2019.
  16. ↑ Chad Trujillo u. a.: A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects. In: The Astrophysical Journal. 730. Jahrgang, Nr. 2, 10. März 2011, ISSN 0004-637X, S. 105, doi:10.1088/0004-637X/730/2/105, arxiv:1102.1971, bibcode:2011ApJ...730..105T.
  17. ↑ C. Snodgrass u. a.: Characterisation of candidate members of (136108) Haumea’s family. In: Astronomy and Astrophysics. 511. Jahrgang. EDP Sciences, 16. Dezember 2009, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/200913031, arxiv:0912.3171, bibcode:2010A&A...511A..72S.
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