(84922) 2003 VS₂

Asteroid (84922) 2003 VS2
(c) I, Kevin Heider, CC BY-SA 3.0
Eigenschaften des Orbits Animation Epoche: 27. April 2019 (JD 2.458.600,5)
Orbittyp	Plutino[1][2][3], «Distant Object»[4]
Große Halbachse	39,217 AE
Exzentrizität	0,072
Perihel – Aphel	36,407 AE – 42,027 AE
Neigung der Bahnebene	14,8°
Länge des aufsteigenden Knotens	302,6°
Argument der Periapsis	111,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	22. April 2003
Siderische Umlaufzeit	245 a 7,1 M
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	4,717[5] km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	${\displaystyle 523{,}0_{-34,4}^{+35,1}\,\mathrm {km} }$ [6]
Albedo	${\displaystyle 0{,}147_{-0,043}^{+0,063}\mathrm {} }$ [6]
Rotationsperiode	7,41 h (0,309 d)[7]
Absolute Helligkeit	4,11 ± 0,38[6] – 4,73 ± 0,02[8] mag
Spektralklasse	C[9] B-V=0,93 ± 0,02 V-R=0,59 ± 0,02 B-R=1,52 ± 0,03[10]
Geschichte
Entdecker	NEAT: Steven H. Pravdo D. MacDonald Kenneth J. Lawrence Michael Hicks R. Bambery Eleanor F. Helin R. Thicksten K. Kuluhiwa
Datum der Entdeckung	14. November 2003
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.

(84922) 2003 VS₂ ist ein großes transneptunisches Objekt, das bahndynamisch als Plutino eingestuft wird. Aufgrund seiner Größe ist der Asteroid ein Zwergplanetenkandidat.

Entdeckung

2003 VS₂ wurde am 14. November 2003 im Rahmen des Near-Earth-Asteroid-Tracking-Programmes von einem Astronomenteam bestehend aus Steven Pravdo, D. MacDonald, Kenneth Lawrence, Michael Hicks, R. Bambery, Eleanor „Glo“ Helin, R. Thicksten und K. Kuluhiwa mit dem 1,2–m–Teleskop am Palomar-Observatorium (Kalifornien) entdeckt, am gleichen Tag wie Sedna. Die Entdeckung wurde am 16. November 2003 bekanntgegeben,^[11] der Planetoid erhielt die Kleinplanetennummer 84922.

Nach seiner Entdeckung ließ sich 2003 VS₂ auf Fotos bis zum 17. September 1991, die im Rahmen des Deep Sky Survey ebenfalls am Palomar-Observatorium gemacht wurden, zurückgehend identifizieren und so seinen Beobachtungszeitraum um 12 Jahre verlängern, um so seine Umlaufbahn genauer zu berechnen. Im April 2017 lagen insgesamt 203 Beobachtungen über einen Zeitraum von 25 Jahren vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im Dezember 2015 am Cordell-Lorenz-Observatorium (Tennessee) durchgeführt.^[12][4] (Stand 20. Februar 2019)

Eigenschaften

Umlaufbahn

2003 VS₂ umkreist die Sonne in 245,59 Jahren auf einer leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 36,41 AE und 42,03 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,072, die Bahn ist 14,82° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist der Planetoid 36,66 AE von der Sonne entfernt. Das Perihel durchlief er das letzte Mal 2003, der nächste Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 2248 erfolgen.

Sowohl Marc Buie (DES) als auch das Minor Planet Center klassifizieren den Planetoiden als Plutino;^[1][2] letzteres führt ihn allgemein auch als «Distant Object».^[4]

Größe und Rotation

Derzeit wird anhand von Beobachtungen mit dem Herschel-Weltraumteleskop von einem Durchmesser von etwa 523 km ausgegangen, basierend auf einem Rückstrahlvermögen von 14,7 % und einer absoluten Helligkeit von 4,11 ^m. Zuvor wurde der Durchmesser anhand der Daten des Spitzer-Weltraumteleskops auf 725 km geschätzt. Die scheinbare Helligkeit von 2003 VS₂ beträgt 19,93 ^m;^[13] die mittlere Oberflächentemperatur wird anhand der Sonnenentfernung auf 44 K (−229 °C) geschätzt. Ausgehend von einer angenommenen plutoähnlichen Dichte von 2,0 g/cm³ ergibt sich eine geschätzte Masse von 1,5 · 10²⁰.

Da anzunehmen ist, dass sich 2003 VS₂ 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 2003 VS₂ um wahrscheinlich einen Zwergplaneten handelt.^[14] Gonzalo Tancredi lehnte 2010 dagegen einen Kandidatenstatus ab.^[15]

Berechnungen der Rotationsperiode liegen zwischen 7,41, (auch 7,42)^[16] und 8,77 Stunden,^[7] was anhand von Lichtkurvenbeobachtungen gemessen wurde, wobei der wahrscheinlichste Wert 7,41 Stunden beträgt. Demnach rotiert 2003 VS₂ in 7 Stunden und 24,6 Minuten einmal um seine Achse. Daraus ergibt sich, dass er in einem 2003 VS₂-Jahr 290535,2 Eigendrehungen („Tage“) vollführt.

Siehe auch

• Liste der Asteroiden
• Liste von transneptunischen Objekten
• Liste der Zwergplaneten des Sonnensystems
• Liste der Monde von Asteroiden

Weblinks

Commons: (84922) 2003 VS2 – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Precovery-Foto von 2003 VS₂
• Entdeckung von 2003 VS₂: Huge rock-ice body circles Sun (englisch)
• Free the dwarf planets! Kolumne von Mike Brown über die IAU und die Zwergplaneten betreffend deren Einordnungen (23. August 2011) (englisch)
• How many dwarf planets are there in the outer solar system? Aktuelle Liste der größten TNO von Mike Brown

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b} Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 84922. SwRI (Space Science Department), abgerufen am 21. Februar 2019. 
2. ↑ ^{a b} MPC: MPEC 2010-S44: Distant Minor Planets (2010 OCT. 11.0 TT). IAU, 25. September 2010, abgerufen am 21. Februar 2019. 
3. ↑ E. Lellouch u. a.: “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region. IX. Thermal properties of Kuiper belt objects and Centaurs from combined Herschel and Spitzer observations (PDF; 3,6 MB). In: Astronomy and Astrophysics. 557. Jahrgang, A60, 10. Juni 2013, S. 19, doi:10.1051/0004-6361/201322047, bibcode:2013A&A...557A..60L. 
4. ↑ ^{a b c} (84922) 2003 VS2 beim IAU Minor Planet Center (englisch) Abgerufen am 21. Februar 2019.
5. ↑ v ≈ π*a/periode (1+sqrt(1-e²))
6. ↑ ^{a b c d} M. Mommert u. a.: “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region. V. Physical characterization of 18 Plutinos using Herschel-PACS observations. In: Astronomy and Astrophysics. 541. Jahrgang, A93, 16. Februar 2012, doi:10.1051/0004-6361/201118562, arxiv:1202.3657, bibcode:2012A&A...541A..93M. 
7. ↑ ^{a b} J. Ortiz u. a.: Short-term rotational variability of eight KBOs from Sierra Nevada Observatory. In: Astronomy and Astrophysics. 447. Jahrgang, Nr. 3, März 2006, S. 1131–1144, doi:10.1051/0004-6361:20053572, bibcode:2006A&A...447.1131O. 
8. ↑ ^{a b} 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, bibcode:2008ssbn.book..161S. 
9. ↑ ^{a b} LCDB Data for 2003 VS2. MinorPlanetInfo, Juni 2016, archiviert vom Original am 4. Juli 2020; abgerufen am 21. Februar 2019. 
10. ↑ S. Tegler: Kuiper Belt Object Magnitudes and Surface Colors. 1. Februar 2007, archiviert vom Original am 1. September 2006; abgerufen am 21. Februar 2019. 
11. ↑ MPC: MPEC 2003-W02: 2003 VS2. IAU, 16. November 2003, abgerufen am 21. Februar 2019. 
12. ↑ (84922) 2003 VS2 in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch). Abgerufen am 21. Februar 2019.
13. ↑ (84922) 2003 VS2 in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
14. ↑ ^{a b} Mike Brown: How many dwarf planets are there in the outer solar system? CalTech, 12. November 2018, abgerufen am 21. Februar 2019. 
15. ↑ ^{a b} 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 21. Februar 2019]). 
16. ↑ A. Thirouin u. a.: Short-term variability of a sample of 29 trans-Neptunian objects and Centaurs. In: Astronomy and Astrophysics. 522. Jahrgang, A93, 43, 27. April 2010, doi:10.1051/0004-6361/200912340, arxiv:1004.4841, bibcode:2010A&A...522A..93T. 
17. ↑ Gonzalo Tancredi, Sofía Favre: DPPH List. In: Dwarf Planets and Plutoid Headquarters, von Which are the dwarfs in the solar system? (edu.uy [abgerufen am 21. Februar 2019]). 
18. ↑ Braga-Ribas u. a.: Stellar Occultations by Transneptunian and Centaurs Objects: results from more than 10 observed events (PDF). In: XIV Latin American Regional IAU Meeting. 44. Jahrgang, Oktober 2014, S. 3-3, bibcode:2014RMxAC..44....3B.