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(90568) 2004 GV9

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
(90568) 2004 GV9
2010年3月にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された(90568) 2004 GV9の画像
2010年3月にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された(90568) 2004 GV9の画像
仮符号・別名 2004 GV9
小惑星番号 90568
見かけの等級 (mv) 19.9[1]
分類 キュビワノ族MPC[2]
分離天体(DES)[3]
発見
発見日 2004年4月13日[4]
発見者 地球近傍小惑星追跡(NEAT)[4]
軌道要素と性質
元期:JD 2,459,800.5(2022年8月9日[5]
軌道の種類 楕円軌道
軌道長半径 (a) 41.833 au[5]
近日点距離 (q) 38.774 au[5]
遠日点距離 (Q) 44.893 au[5]
離心率 (e) 0.073[5]
公転周期 (P) 98,827.657 [5]
(270.575 [5]
軌道傾斜角 (i) 22.000°[5]
近日点引数 (ω) 292.188°[5]
昇交点黄経 (Ω) 250.606°[5]
平均近点角 (M) 44.863°[5]
前回近日点通過 JD 2,447,484.695[5]
1989年11月19日
次回近日点通過 JD 2,546,312.352
2259年6月19日
物理的性質
平均直径 680 ± 34 km[6]
自転周期 5.86時間 (0.244 d)[5]
スペクトル分類 BR[6]
B−V=0.95,
V−R=0.52[7]
B0−V0=0.843[8]
絶対等級 (H) 4.25±0.04[6]
4.0[5]
アルベド(反射能) 0.077+0.0084
−0.0077
[6]
Template (ノート 解説) ■Project

(90568) 2004 GV9とは、2004年4月13日地球近傍小惑星追跡(NEAT)によって発見された太陽系外縁天体である[4]小惑星センターによってキュビワノ族として分類されている[2]。(90568) 2004 GV9は2022年6月時点で300回以上観測されており、1954年までのプレカバリー画像が存在している[5]公転周期は270年余りである。太陽から一番離れる遠日点では約 44.9 au、一番近くなる近日点でも約 38.8 au 離れており、現在は太陽から約 39.7 au 離れた位置に存在している。軌道傾斜角は約22度、離心率は約 0.073である[5]

M. E. Brownは、準惑星である可能性が非常に高いと推定している[9]ハーシェル宇宙天文台スピッツァー宇宙望遠鏡を組み合わせた観測結果から、(90568) 2004 GV9直径は 680 ± 34 km と測定されている[6]。Tancrediは、自転に伴う光度曲線の振幅分析で (90568) 2004 GV9 の光度曲線にはわずかな変動しか見られないと述べており、(90568) 2004 GV9 は小さなアルベドスポットが存在する回転楕円体であり、準惑星である可能性があることが示唆されている[10]

(90568) 2004 GV9の軌道

出典

[編集]
  1. ^ AstDys (90568) 2004GV9 Ephemerides”. Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 2009年10月6日閲覧。
  2. ^ a b MPEC 2009-R09 : Distant Minor Planets (2009 SEPT. 16.0 TT)”. IAU Minor Planet Center (2009年9月4日). 2009年10月4日閲覧。
  3. ^ Marc W. Buie. “Orbit Fit and Astrometric record for 90568”. SwRI (Space Science Department). 2009年10月4日閲覧。
  4. ^ a b c Spahr, Timothy B. (2004年4月14日). “MPEC 2004-G32 : 2004 GV9”. IAU Minor Planet Center. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2010年1月6日閲覧。
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p JPL Small-Body Database Browser: 90568 (2004 GV9)”. JPL Small-Body Database. Jet Propulsion Laboratory (2022-06-09 last obs). 2022年6月12日閲覧。
  6. ^ a b c d e Vilenius, E.; Kiss, C.; Mommert, M. (2012). “"TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region VI. Herschel/PACS observations and thermal modeling of 19 classical Kuiper belt objects”. Astronomy & Astrophysics 541: A94. arXiv:1204.0697. Bibcode2012A&A...541A..94V. doi:10.1051/0004-6361/201118743. 
  7. ^ Tegler, Stephen C. (2007年2月1日). “Kuiper Belt Object Magnitudes and Surface Colors”. 2006年9月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年12月30日閲覧。
  8. ^ David L. Rabinowitz; Bradley E. Schaefer; Martha W. Schaefer; Suzanne W. Tourtellotte (2008). “The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family”. The Astronomical Journal 136 (4): 1502–1509. arXiv:0804.2864. Bibcode2008AJ....136.1502R. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1502. 
  9. ^ Michael E. Brown. “How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)”. カリフォルニア工科大学. 30 August 2016閲覧。
  10. ^ Tancredi, G., & Favre, S. (2008) Which are the dwarfs in the Solar System?. Depto. Astronomía, Fac. Ciencias, Montevideo, Uruguay; Observatorio Astronómico Los Molinos, MEC, Uruguay. Retrieved 10-08-2011

外部リンク

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