(65489) Ceto

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Asteroid
(65489) Ceto
Eigenschaften des Orbits (Animation)
Epoche: 4. September 2017 (JD 2.458.000,5)
Orbittyp TNO, SDO, Zentaur
Asteroidenfamilie nicht bekannt
Große Halbachse 102,65 AE
Exzentrizität 0,826
Perihel – Aphel 17,9061 AE – 187,4 AE
Neigung der Bahnebene 22,3°
Länge des aufsteigenden Knotens 171,9°
Argument der Periapsis 320,2°
Siderische Umlaufzeit 1040 a 1 M
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 2,299 [1] km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 223 ± 10 km [2]
Masse 3,74 ⋅ 1018 kg
System 5,41 ± 0,42 ⋅ 1018Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,058 ± 0,03
Mittlere Dichte 1,37 +0,66/-0,32 g/cm³
Rotationsperiode 4,43 ± 0,03 h
Absolute Helligkeit 6.2 ± 0.5 mag
Spektralklasse B-V=0,86
V-R=0,56
Geschichte
Entdecker Michael E. Brown
Chadwick A. Trujillo
Datum der Entdeckung 22. März 2003
Andere Bezeichnung 2003 FX128
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(65489) Ceto ist ein transneptunisches Objekt, das als SDO und als Zentaur eingestuft wird. Da Ceto über einen großen Begleiter namens Phorcys verfügt, kann dieses System auch als Doppelasteroidensystem verstanden werden.

Entdeckung und Benennung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Ceto wurde am 22. März 2003 von einem Astronomenteam des California Institute of Technology in Pasadena bestehend aus Mike Brown und Chad Trujillo im Zuge des NEAT-Programms am Palomar-Observatorium entdeckt. Der Asteroid erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung 2003 FX128.

Am 23. November 2006, zusammen mit den Systemen Typhon/Echidna und Logos/Zoe, wurden Ceto und Phorcys von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell nach dem Meeresungeheuer Keto aus der griechischen Mythologie benannt, die mit ihrem Bruder Phorkys die Gorgonen, die Graiai sowie Echidna und Ladon gebar. Hauptsächlich berühmt ist sie wegen ihrer ungeheuerlichen Nachkommenschaft.

Nach seiner Entdeckung ließ sich Ceto auf Fotos bis ins Jahr 1987 zurückdatieren und so die Umlaufbahn relativ präzise berechnen. Seither wurden der Planetoid und sein Begleiter durch verschiedene Teleskope wie das Hubble-, das Herschel- und das Spitzer-Weltraumteleskop sowie erdbasierte Teleskope beobachtet. Im Juli 2015 lagen 190 Beobachtungen über einen Zeitraum von 28 Jahren vor.[3]

Eigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Umlaufbahn des Systems Ceto-Phorcys

Ceto und Phorcys umkreisen die Sonne auf einer prograden, hochgradig elliptischen Umlaufbahn zwischen 17,906 AE und 187,4 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,826, die Bahn ist 22,27° gegenüber der Ekliptik geneigt. Daher verläuft die stark exzentrische Umlaufbahn des Systems in seinem Perihel, das es Mitte 1989 erreichte, deutlich innerhalb der Bahn von Uranus, während es im Aphel nach etwa 500-jähriger Durchquerung des gesamten Kuipergürtels die 6-fache Distanz Neptuns bzw. 2,4-fache Apheldistanz Plutos von der Sonne erreicht. Zurzeit ist Ceto etwa 38,9 AU von der Sonne entfernt.[4] Sein nächstes Perihel müsste das System um das Jahr 3029 erreichen, die Umlaufzeit beträgt etwa 1040 Jahre.

Rotation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Ceto rotiert in 4 Stunden und 25,8 Minuten einmal um ihre Achse. Daraus ergibt sich, dass sie in einem Ceto-Jahr 1.993.320 Eigendrehungen („Tage“) vollführt.

Größe / Oberfläche[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Ceto hat einen Durchmesser von 223 km[2], beruhend auf einem angenommenen Rückstrahlvermögen von 5,8 %. Die Oberfläche ist damit ausgesprochen dunkel. Ihr Durchmesser war zuvor auf 174 km geschätzt worden.

Innerer Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der binäre Charakter des Systems hat es ermöglicht, die Masse des Systems direkt zu berechnen, wobei der Massenanteil von Ceto im System 69,1 % beträgt. Dies lieferte auch weitere Hinweise auf die innere Zusammensetzung beider Komponenten. Die Dichte des Systems wurde mit 1,37 g/cm³ als relativ niedrig errechnet. Falls das System im Innern nicht porös ist (→Rubble Piles), besteht es aus einer Wassereis-Gestein-Mischung, wobei der Gesteinsanteil etwa 50 % beträgt.

Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass Gezeitenkräfte, zusammen mit anderen potentiellen Hitzequellen (zum Beispiel Kollisionen oder 26Al-Strahlung) die Temperatur möglicherweise ausreichend erhöht haben, so dass amorphes Eis kristallisierte und die Leerräume in beiden Körpern auffüllte. Dieselben Gezeitenkräfte könnten für die quasi-runden Umlaufbahnen der beiden Komponenten verantwortlich sein.

Mond[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Phorcys (Mond)

Am 9. September 2006 entdeckte ein anderes Astronomenteam um Keith S. Noll mit dem Hubble-Weltraumteleskop einen natürlichen Begleiter, dessen Durchmesser um nur 23,4 % kleiner ist. Damit weist dieses System in absoluten und relativen Größenverhältnissen starke Parallelen zum Borasisi-Pabu-System auf, welches allerdings ein Cubewano-Doppelsystem ist; zudem umkreisen sich diese beiden Komponenten in etwa 2,5-fach größerer Distanz. Dieses System ist als Doppelasteroidensystem aufzufassen, vergleichbar mit dem – offiziell als solches – benannten System (79360) Sila-Nunam.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. v ≈ π*a/periode (1+sqrt(1-e²))
  2. a b P. Santos-Sanz, E. Lellouch, S. Fornasier, C. Kiss, A. Pal, T. G. Müller, E. Vilenius, J. Stansberry, M. Mommert, A. Delsanti, M. Mueller, N. Peixinho, F. Henry, J. L. Ortiz, A. Thirouin, S. Protopapa, R. Duffard, N. Szalai, T. Lim, C. Ejeta et al.: “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region. IV. Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel-PACS. In: Astronomy and Astrophysics. 541, Nr. A92, Mai 2012, S. 18. arxiv:1202.1481. doi:10.1051/0004-6361/201118541.
  3. JPL Small-Body Database Browser: 65489 Ceto (2003 FX128). Abgerufen am 10. Oktober 2017.
  4. AstDyS. Universita di Pisa, abgerufen am 10. Oktober 2017.