(612911) 2004 XR₁₉₀

Asteroid; (612911) 2004 XR190
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Eigenschaften des Orbits Vorlage:Infobox Asteroid/Database Epoche: Vorlage:JD (JD 2.459.600,5)
Orbittyp	DO<ref name=Buie />,; SDO<ref name="MpecSDOlist" />,; «Distant Object» <ref name=MPC />
Asteroidenfamilie
Große Halbachse	57.40126 AE
Exzentrizität	0.103828
Perihel – Aphel	Vorlage:Str round AE – Vorlage:Str round AE
Perihel – Aphel	AE – AE
Neigung der Bahnebene	46.7935 °
Länge des aufsteigenden Knotens	Vorlage:Str round°
Argument der Periapsis	Vorlage:Str round°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate
Siderische Umlaufperiode	Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Infobox Asteroid“ ist nicht vorhanden.
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	km/s
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	Vorlage:Str round km/s
	Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	ca. 500 bis 600 km
Abmessungen	{{{Abmessungen}}}
Masse	kg
Albedo	0,09
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode	Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Infobox Asteroid“ ist nicht vorhanden.
Absolute Helligkeit	4,6 mag
Spektralklasse
Spektralklasse; (nach Tholen)	{{{Tholen}}}
Spektralklasse; (nach SMASSII)	{{{Smass}}}
	Geschichte
Entdecker	Canada–France Ecliptic Plane Survey; Rhiannon Lynne Jones et al.
Datum der Entdeckung	Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate
Andere Bezeichnung	«Buffy»
	Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

Vorlage:Infobox Asteroid/Kategorien

(612911) 2004 XR₁₉₀ ist ein transneptunisches Objekt, das bahndynamisch als Scattered disk object oder Detached Object eingestuft wird. Aufgrund seiner Größe ist das Objekt ein Zwergplanetenkandidat.

Entdeckung

(612911) 2004 XR₁₉₀ wurde am 11. Dezember 2004 von einem Astronomenteam um Rhiannon Lynne Jones (Lynne Allen) der University of British Columbia in Vancouver, Kanada am Mauna-Kea-Observatorium (Hawaii) entdeckt. Das Team schloss auch John J. Kavelaars, Brett Gladman, Jean-Marc Petit, Joel W. Parker und Philip D. Nicholson mit ein. Die Entdeckung wurde am 12. Dezember 2005 bekanntgegeben.<ref name="Mpec2005X72" />

Aufgrund der verblüffenden und nur schwer erklärbaren Eigenschaft einer stark gekippten aber nahezu kreisförmigen Umlaufbahn benannte das Entdeckungsteam den Planetoiden vorübergehend nach der Filmfigur „Buffy“<ref name="ns2005" /> und sandte weitere Inuit-basierte Namensvorschläge an die Internationale Astronomische Union (IAU). Derzeit steht eine Namensbestätigung noch aus.

Nach seiner Entdeckung ließ sich (612911) 2004 XR₁₉₀ auf Fotos, die am Apache-Point-Observatorium gemacht und im Archiv des Sloan Digital Sky Survey gefunden wurden, bis zum 6. Dezember 2002 zurückgehend identifizieren und so sein Beobachtungszeitraum um zwei Jahre verlängern, um seine Umlaufbahn genauer zu berechnen. Im September 2018 lagen insgesamt 139 Beobachtungen über einen Zeitraum von 15 Jahren vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im September 2017 am Pan-STARRS-Teleskop durchgeführt.<ref name="jpl" /><ref name="MPC" /> (Stand 9. Februar 2019)

Eigenschaften

Datei:Extreme transneptunian object eccentricity vs perihelion.png

2004 XR₁₉₀ in der sogenannten «gap» (Lücke).

Orbit von 2004 XR190 (mit Erdorbit im Zentrum, Skala in AE) – Polare Ansicht

Inklination (Bahnschräge, Skala in AE) – Ekliptik-Ansicht

Orbit von 2004 XR₁₉₀ (rot)
im Vergleich zum Kuipergürtel.

Umlaufbahn

(612911) 2004 XR₁₉₀ umkreist die Sonne in ungefähr 430 Jahren auf einer elliptischen Umlaufbahn zwischen 51 AE und 63 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,104, die Bahn ist 46,8° gegenüber der Ekliptik geneigt. Im Jahr 1901 erreichte der Planetoid seinen sonnenfernsten Punkt (Aphel). Das Perihel durchläuft er das nächste Mal etwa im Jahr 2117, der letzte Periheldurchlauf ist also um das Jahr 1685 erfolgt.

Bemerkenswert ist die hohe Inklination (Bahnneigung) von 47° sowie die dagegen vergleichsweise geringe Bahnexzentrizität. Das Objekt wurde entdeckt, weil es gerade zufällig die Ebene der Ekliptik kreuzte und so bei der Suche nach entfernten Objekten des Sonnensystems auffiel. Dies lässt den Schluss zu, dass es möglicherweise noch viele weitere, noch unentdeckte Objekte mit ähnlichen Bahnparametern gibt. Die Entstehung dieser hohen Inklination ist bisher nicht geklärt. 2004 XR₁₉₀ bewegt sich jenseits des Kuipergürtels um die Sonne, möglicherweise besteht eine 8:3-Bahnresonanz zu Neptun. Die Bahnstörungen durch die Gravitationskraft von Neptun ist jedoch in einer solchen Entfernung minimal, so dass sich Objekte dort in einer seit der Bildung des Sonnensystems unveränderten Bahn befinden sollten. 2004 XR₁₉₀ gehört zu derselben Gruppe wie (690420) 2014 FC₇₂, 2014 FZ₇₁, 2015 FJ₃₄₅ und 2015 KQ₁₇₄, die alle Umlaufbahnen mit großen Perihelia und moderaten Exzentrizitäten aufweisen. Die Theorien ihrer Umlaufbahnen beinhalten nahe Passagen von Sternen, unbekannte Planeten/Protoplaneten/Einzelgänger-Planeten im frühen Kuipergürtel sowie Bahnstörungen durch Resonanzeffekte mit einem nach außen migrierenden Neptun. Der Kozai-Effekt kann Bahnexzentrizität in eine höhere Bahnneigung umwandeln.

Marc Buie (DES) klassifiziert den Planetoiden als erweitertes SDO (ESDO bzw. DO),<ref name="Buie" /> während das Minor Planet Center es als SDO/Zentaur und allgemein auch als «Distant Object» einordnet.<ref name="MPC" /><ref name="MpecSDOlist" />

Größe

Derzeit wird von einem Durchmesser von etwa 561 km ausgegangen, basierend auf einem Rückstrahlvermögen von 9 % und einer absoluten Helligkeit von 4,6 ^m; dies ist allerdings mit einigen Unsicherheiten behaftet, da aufgrund der unbekannten Albedo, die von 0,04 bis 0,25 angenommen wird, die Einschätzungen von 335 bis 850 km reichen.<ref name="Schaller2007" /><ref name="Allen2005" /> Die scheinbare Helligkeit von (612911) 2004 XR₁₉₀ beträgt 22,10 ^m.<ref name="AstDys" /> Die mittlere Oberflächentemperatur wird anhand der Sonnendistanz auf 36 bis 37 K (−237 bis −236 °C) geschätzt.

Da anzunehmen ist, dass sich (612911) 2004 XR₁₉₀ 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 (612911) 2004 XR₁₉₀ um wahrscheinlich einen Zwergplaneten handelt.<ref name="brownlist" /> Gonzalo Tancredi gab 2010 keine Empfehlung ab.<ref name=Tancredi2010 />

Bestimmungen des Durchmessers für 2004 XR₁₉₀
Jahr	Abmessungen km	Quelle
2008	529	Tancredi<ref name=Tancredilist />
2010	529	Tancredi<ref name=Tancredi2010 />
2018	612	Johnston<ref name="johnstonlist" />
2018	561	Brown<ref name="brownlist" />

Siehe auch

Weblinks

Bahnparameter
<templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Entdeckungs-Webseite des Forschungsteams (Memento vom 27. Juli 2008 im Internet Archive) (englisch)
<templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Artikel im New Scientist (Memento vom 12. Mai 2008 im Internet Archive)
How many dwarf planets are there in the outer solar system? Aktuelle Liste der größten TNO von Mike Brown
Free the dwarf planets! Kolumne von Mike Brown über die IAU und die Zwergplaneten betreffend deren Einordnungen (23. August 2011) (englisch)

Einzelnachweise