Asteroid
(90568) 2004 GV9
Aufnahme durch das Hubble-Weltraumteleskop
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 27. April 2019 (JD 2.458.600,5)
Orbittyp DO (ESDO), oder
CKBO («Heiss»)
«Distant Object»
Große Halbachse 42,218 AE
Exzentrizität

0,080

Perihel – Aphel 38,838 AE – 45,599 AE
Neigung der Bahnebene 21,9°
Länge des aufsteigenden Knotens 250,7°
Argument der Periapsis 295,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 15. Juni 1991
Siderische Umlaufzeit 274 a 3,8 M
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 4,547 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser
Albedo
Rotationsperiode 5,86 ± 0,03 h (0,244 d)
Absolute Helligkeit 4,23 ± 0,1 mag
Spektralklasse C
B-V= 0,730 ± 0,010
V-R= 0,630 ± 0,010
V-I = 1,510 ± 0,014
B-R= 1,470 ± 0,030
Geschichte
Entdecker NEAT:
Steven H. Pravdo
Daniel MacDonald
Kenneth J. Lawrence
Michael Hicks
Datum der Entdeckung 13. April 2004
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.
Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Umlaufdauer

(90568) 2004 GV9 ist ein großes transneptunisches Objekt im Kuipergürtel, das bahndynamisch als erweitertes Scattered Disk Object (DO) oder als Cubewano (CKBO) klassifiziert ist. Aufgrund seiner Größe ist der Asteroid ein Zwergplanetenkandidat.

Entdeckung

(90568) 2004 GV9 wurde am 13. April 2004 von einem Astronomenteam, bestehend aus Steven Pravdo, Daniel MacDonald, Kenneth Lawrence und Michael Hicks, im Rahmen des Near Earth Asteroid Tracking am 1,2–m–Oschin-Schmidt-Teleskop des Palomar-Observatoriums (Kalifornien) entdeckt. Die Entdeckung wurde am 14. April 2004 bekanntgegeben, der Planetoid erhielt später von der IAU die Kleinplaneten-Nummer 90568.

Nach seiner Entdeckung ließ sich 2004 GV9 auf Fotos vom 21. Dezember 1954, die im Rahmen des Digitized-Sky-Survey-Programmes ebenfalls am Palomar-Observatorium gemacht wurden, zurückgehend identifizieren und so seinen Beobachtungszeitraum um 50 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 November 2017 lagen insgesamt 125 Beobachtungen über einen Zeitraum von 61 Jahren vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im Juni 2018 am Vegaquattro-Observatorium (Piemont) durchgeführt. (Stand 12. März 2019)

Eigenschaften

Umlaufbahn

2004 GV9 umkreist die Sonne in 274,32 Jahren auf einer fast kreisförmigen Umlaufbahn zwischen 38,84 AE und 45,60 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,080, die Bahn ist 21,92° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist der Planetoid 39,61 AE von der Sonne entfernt. Das Perihel durchlief er das letzte Mal 1991, der nächste Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 2265 erfolgen.

Marc Buie (DES) klassifiziert den Planetoiden als erweitertes SDO (ESDO bzw. DO), während vom Minor Planet Center keine spezifische Einstufung existiert; letzteres ordnet ihn als Nicht-SDO und allgemein als «Distant Object» ein. Das Johnston’s Archive führt ihn dagegen als Cubewano auf, wobei er zu den bahndynamisch «heißen» klassischen KBO gehören würde.

Größe und Rotation

Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurde 2007 ein Durchmesser von 677±70 km ermittelt. Kombiniert mit den Daten des Herschel-Weltraumteleskops wurde er 2012 auf 680±34 km präzisiert. Ausgehend letzterem Durchmesser ergibt sich eine Gesamtoberfläche von etwa 1.453.000 km². Die scheinbare Helligkeit von 2005 RN43 beträgt 20,00 m.

Da anzunehmen ist, dass sich 2004 GV9 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 GV9 höchstwahrscheinlich um einen Zwergplaneten handelt, auch Gonzalo Tancredi akzeptierte ihn 2010 als möglichen Zwergplaneten, schlug der IAU jedoch nicht vor, ihn offiziell als solchen anzuerkennen.

Anhand von Lichtkurvenbeobachtungen rotiert 2004 GV9 in 5 Stunden und 51,6 Minuten einmal um seine Achse. Daraus ergibt sich, dass er in einem 2004 GV9-Jahr 410356,5 Eigendrehungen („Tage“) vollführt. Dies ist allerdings noch mit einigen Unsicherheiten behaftet, da die damalige Beobachtungszeit nicht ausreichte und die Fehlerquote bei ungefähr 30 % liegt.

Bestimmungen des Durchmessers für 2004 GV9
Jahr Abmessungen km Quelle
2007 677,2 +71,3−69,3 Stansberry u. a.
2008 636,0 Tancredi
2008 684,0 +68,0−78,0 Brucker u. a.
2010 677,0 Tancredi
2012 680,0 ± 34,0 Vilenius u. a.
2018 730,34 LightCurve DataBase
2018 703,0 Brown
Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.

Siehe auch

Commons: (90568) 2004 GV9 – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. 1 2 Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 90568. SwRI (Space Science Department), abgerufen am 12. März 2019.
  2. 1 2 Wm. R. Johnston: List of Known Trans-Neptunian Objects. Johnston’s Archiv, 7. Oktober 2018, abgerufen am 12. März 2019.
  3. 1 2 3 (90568) 2004 GV9 beim IAU Minor Planet Center (englisch) Abgerufen am 12. März 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 VI. Herschel/PACS observations and thermal modeling of 19 classical Kuiper belt objects (PDF; 826 kB). In: Astronomy and Astrophysics. 541. Jahrgang, A94, 4. April 2012, S. 17, doi:10.1051/0004-6361/201118743, arxiv:1204.0697, bibcode:2012A&A...541A..94V.
  6. ↑ D. Perna u. a.: Light Curves and Densities of Centaurs and Trans-Neptunian Objects from the ESO Large Program. In: American Astronomical Society, DPS meeting. 40. Jahrgang, September 2008, S. 483, bibcode:2008DPS....40.4708P.
  7. 1 2 LCDB Data for (90568) 2004GV9. (Nicht mehr online verfügbar.) MinorPlanetInfo, 2018, ehemals im Original; abgerufen am 12. März 2019. (Seite nicht mehr abrufbar. Suche in Webarchiven.)
  8. 1 2 3 H. Boehnhardt u. a.: Photometry of Transneptunian Objects for the Herschel Key Program “TNOs are Cool”. In: Earth, Moon, and Planets. 114. Jahrgang, Nr. 1–2, November 2014, S. 35–57, doi:10.1007/s11038-014-9450-x, bibcode:2014EM&P..114...35B.
  9. ↑ S. Tegler u. a.: Two Color Populations of Kuiper Belt and Centaur Objects and the Smaller Orbital Inclinations of Red Centaur Objects (PDF). In: The Astronomical Journal. 152. Jahrgang, Nr. 6, Dezember 2016, S. 210, 13, doi:10.3847/0004-6256/152/6/210, bibcode:2016AJ....152..210T.
  10. ↑ MPC: MPEC 2004-G32: 2004 GV9. IAU, 14. April 2004, abgerufen am 12. März 2019.
  11. ↑ MPC: MPC/MPO/MPS Archive. IAU, abgerufen am 12. März 2019.
  12. ↑ (90568) 2004 GV9 in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch). Abgerufen am 12. März 2019.
  13. ↑ MPC: MPEC 2010-S44: Distant Minor Planets (2010 OCT. 11.0 TT). IAU, 12. März 2010, abgerufen am 12. März 2019.
  14. ↑ MPC: MPEC List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. IAU, abgerufen am 12. März 2019.
  15. ↑ (90568) 2004 GV9 in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
  16. 1 2 G. 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 12. März 2019]).
  17. ↑ J. Stansberry u. a.: Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope (PDF; 1,3 MB). In: University of Arizona Press. 592. Jahrgang, Nr. 161–179, 20. Februar 2007, arxiv:astro-ph/0702538, bibcode:2008ssbn.book..161S.
  18. ↑ G. Tancredi, S. Favre: DPPH List. In: Dwarf Planets and Plutoid Headquarters, von Which are the dwarfs in the solar system? (edu.uy [abgerufen am 12. März 2019]).
  19. ↑ M. Brucker u. a.: High Albedos of Low Inclination Classical Kuiper Belt Objects (PDF). In: Icarus. 1. Januar 2009, S. 26, doi:10.1016/j.icarus.2008.12.040, arxiv:0812.4290, bibcode:2012A&A...546A..86P.
  20. ↑ Mike Brown: How many dwarf planets are there in the outer solar system? CalTech, 12. November 2018, abgerufen am 12. März 2019.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.