(474640) Alicanto

(474640) 2004 VN112 (cuya designación provisional es 2004 VN112) es un objeto alejado[3] perteneciente al sistema solar (debido a que su perihelio es mayor de 40 UA). Nunca se pone más cerca de 47 UA del Sol (cerca del borde exterior del cinturón de Kuiper) a un promedio de más de 300 UA del Sol. Se sugiere que la causa de su gran excentricidad se debe fue dispersado por la gravedad y enviado su órbita actual. Como todos los objetos separados, fuera de la influencia gravitacional de Neptuno, la forma en que llegó a tener esta órbita aún no puede ser explicada.

(474640) 2004 VN112
Descubrimiento
Descubridor Observatorio Interamericano del Cerro Tololo[1]
Fecha 6 de noviembre de 2004
Lugar Observatorio de Cerro Tololo
Designaciones (474640) 2004 VN112
Categoría Objeto transneptuniano [2]·objeto disperso
(objeto separado)[3]
Orbita a Sol
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 65.9893° (Ω)
Inclinación 25.5848° (i)
Argumento del periastro 327.061° (ω)
Semieje mayor

316 UA (47.3 Tm) (a)

327 UA (baricéntrica)[4]
Excentricidad 0.8505 (e)
Anomalía media 0.478° (M)
Elementos orbitales derivados
Época 16 de febrero de 2017 (DJ 2457800.5)
Periastro o perihelio 47.321 UA (7.0791 Tm) (q)
Apoastro o afelio 586 UA (87.7 Tm (Q)
607 UA (baricéntrica)[4]
Período orbital sideral 5629 años (2056119 días)
5918 años (baricéntrica)[4]
Características físicas
Dimensiones 314 km (basado en el albedo esperado)[5]
130–300 km[2][6]
Clase espectral Azul[5][7]
Magnitud absoluta 6.4
Albedo 0.04 (esperado)[5]

Descubrimiento, órbita y propiedades físicas

(474640) 2004 VN112 fue descubierto por el relevamiento de datos de supernovas ESSENCE el 6 de noviembre de 2004 observando con el 4 m Telescopio Blanco del Observatorio Interamericano Cerro Tololo.[8][1] Su órbita está caracterizada por tener alta excentricidad (0,850), una moderada inclinación (25.58º) y un semieje mayor de 316 UA. Luego de su descubrimiento, ha sido clasificado como objeto transneptuniano. Su órbita ha sido determinada el 11 de enero de 2017 la descripción de su trayectoria está basada en 34 observaciones de arco durante 5821 días.[2] (474640) 2004 VN112 Tiene una magnitud absoluta de 6,5 lo que hace prever un diámetro característico de 130 a 300 km asumiendo un albedo entre 0.25 y 0.05.[6]

El sitio web de Michael E. Brown lo lista como un planeta enano de diámetro 314 km (195 millas) basado en un albedo supuesto de 0,04.[5] Se espera que el albedo sea bajo porque el objeto tiene un color azul (neutro).[5] Aun así, si el albedo es más alto, el objeto podría tener fácilmente la mitad de esta medida.

2004 VN112 fue observado por el Telescopio espacial Hubble en noviembre de 2008 y no se le hallaron compañeros. Logró alcanzar el perihelio (la aproximación más cercana al Sol) en 2009,[2] y actualmente se encuentra a 47.7 UA del Sol.[9] Estará en la constelación de Cetus hasta 2019 y en Oposición a principio de noviembre.

La órbita de 2004 VN112 es similar a la de 2013 RF98, lo que indica que ambos pueden haber sido lanzados a la órbita por la misma entidad, o que pueden haber sido el mismo objeto (simple o binaria) en algún punto.[7][10]

El espectro visible es muy diferente de la de (90377) Sedna.[7][11] El valor de su pendiente espectral sugiere que la superficie de este objeto puede tener hielos de metano puro (como en el caso de Plutón ) y carbonos altamente procesados, incluyendo algunos silicatos amorfos.[7] Su gráfica espectral es parecida a la de 2013 RF98.[7]

Hipótesis de pertinencia al Planeta Nueve

Este planeta menor es uno de los numerosos objetos descubiertos en el Sistema Solar que tienen el semieje mayor mayor de 150 UA, y el perihelio más allá de Neptuno, y tiene el argumento de perihelio de 340 ± 55 °. De estos ocho solitarios incluyendo 2004 VN112, tienen perihelios más allá de la influencia real de Neptuno.

Comparación
Comparación con la órbita de Sedna un algunos otros cuerpos en órbitas muy distantes. Incluyendo 90377 Sedna, 2015 DB216 , (87269) 2000 OO67, 2004 VN112, 2005 VX3, (308933) 2006 SQ372 , 2007 TG422 , 2007 DA61, (418993) 2009 MS9, 2010 GB174, (336756) 2010 NV1 2010 BK118 2012 DR.30, 2012 VP113 de 2013 BL76 de 2013 AZ60, 2013 RF98 2015 ER61

Referencias
  1. «(474640) 2004 VN112 Orbit». IAU Minor Planet Center. Consultado el 18 de noviembre de 2016.
  2. «JPL Small-Body Database Browser: (2004 VN112)». Consultado el 30 de marzo de 2016.
  3. Marc W. Buie (8 de noviembre de 2007). «Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112». SwRI (Space Science Department). Archivado desde el original el 18 de agosto de 2010. Consultado el 17 de julio de 2008.
  4. Horizons output. «Barycentric Osculating Orbital Elements for 2004 VN112». Consultado el 23 de enero de 2016. (Ephemeris Type:Elements and Center:@0)
  5. Michael E. Brown. «How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)». California Institute of Technology. Consultado el 18 de septiembre de 2016.
  6. «ABSOLUTE MAGNITUDE (H)». NASA/JPL. Consultado el 28 de febrero de 2008.
  7. de León, Julia; de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (May 2017). «Visible spectra of (474640) 2004 VN112-2013 RF98 with OSIRIS at the 10.4 m GTC: evidence for binary dissociation near aphelion among the extreme trans-Neptunian objects». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 467 (1): L66-L70. Bibcode:2017MNRAS.467L..66D. arXiv:1701.02534. doi:10.1093/mnrasl/slx003.
  8. Discovery MPEC
  9. «AstDyS 2004 VN112 Ephemerides». Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. Consultado el 28 de marzo de 2014.
  10. de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R.; Aarseth, S. J. (1 de noviembre de 2017). «Binary stripping as a plausible origin of correlated pairs of extreme trans-Neptunian objects». Astrophysics and Space Science 362 (11): 198 (18pp.). Bibcode:2017Ap&SS.362..198D. arXiv:1709.06813. doi:10.1007/s10509-017-3181-1.
  11. «JPL Small-Body Database Browser: 90377 Sedna (2003 VB12)». Consultado el 28 de marzo de 2014.

Enlaces externos
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