Echidna (Mond)

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(42355) Typhon I (Echidna)
Vorläufige oder systematische Bezeichnung S/2006 (42355) 1
Zentralkörper (42355) Typhon
Eigenschaften des Orbits
Große Halbachse 1580 ± 20 km
Periapsis 779 km
Apoapsis 2381 km
Exzentrizität 0,507 ± 0,009
Bahnneigung 42° ± 2°°
Umlaufzeit 18,982 ± 0,001 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 0.0031 km/s
Physikalische Eigenschaften
Scheinbare Helligkeit 6,35 mag
Mittlerer Durchmesser km
Mittlere Dichte g/cm³
Fallbeschleunigung an der Oberfläche ≈ 0 m/s²
Fluchtgeschwindigkeit ≈ 0 m/s
Entdeckung
Entdecker

Keith S. Noll
Harold F. Levison
William M. Grundy
Denise C. Stephens

Datum der Entdeckung 20. Januar 2006
Anmerkungen Erster entdeckter Zentaurenmond.

Echidna ist ein Mond des SDO-Zentaurasteroiden (42355) Typhon. Sein mittlerer Durchmesser beträgt 89 Kilometer. Dies ist etwas mehr als die Hälfte des Durchmessers von Typhon. Echidna ist der erste entdeckte Mond eines Asteroiden der Gruppe der Zentauren.

Entdeckung und Benennung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Echidna wurde am 20. Januar 2006 von Keith S. Noll, Harold F. Levison, Will M. Grundy, und Denise C. Stephens mit der High-Resolution-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops entdeckt. Echidna wurde bei 0,11 ± 0,01 Bogensekunden Abstand zu dem vier Jahre zuvor entdeckten Typhon gefunden, mit einer Differenz der scheinbaren Helligkeit von 1,30 ± 0,06. Der Mond wurde im Rahmen eines Programms zur Ermittlung der Häufigkeit von Mehrfachsystemen aufgespürt. Da der Mond nach nur 8 untersuchten Zentauren gefunden wurde, weist darauf hin, dass zwischen den Bahnen der Riesenplaneten Mehrfachsysteme wider Erwarten stabil sein können und somit auch Entdeckungen von Begleitern bei Kometen möglich sind.

Die Entdeckung wurde am 15. Februar 2006 bekanntgegeben; der Begleiter erhielt die vorläufige Bezeichnung S/2006 (42355) 1. Am 23. November 2006, zusammen mit den Systemen Logos/Zoe und Ceto/Phorcys, wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) dann offiziell nach Echidna benannt, die in der Griechischen Mythologie die Gemahlin von Typhon und Mutter zahlreicher bekannter Ungeheuer wie Zerberus, Hydra, der Chimäre oder der Sphinx war. Halb Nymphe, halb Schlange, lebte die unsterbliche Echidna in einer Höhle namens Arima.

Bahneigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Echidna umkreist Typhon in einer prograden, hochgradig elliptischen Umlaufbahn zwischen 779 und 2381 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 1580 km beziehungsweise ca. 19,5 Typhon- bzw. 35,5 Echidnaradien). Dies ergibt einen mittleren Abstand beider Oberflächen von etwa 1454,5 km, wenn man von einer runden Form beider Körper ausgeht. Da beide um den gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, ist das System als Doppelasteroiden-System aufzufassen. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,507, die Bahn ist 42,2° gegenüber dem Äquator von Typhon geneigt. 18,982 Echidna und Typhon umrunden einander in 18 Tagen, 23 Stunden und 34,1 Minuten, was etwa 4.517,2 Umläufen in einem Typhon-Jahr (rund 234,76 Erdjahre) entspricht.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Echidna hat einen Durchmesser von 89 km (54,9 % des Zentralkörpers), beruhend auf dem Typhon entsprechenden angenommenen gleichen Rückstrahlvermögen von 5 %. Die Oberfläche ist damit ausgesprochen dunkel. Die beiden scheinen anders als die meisten Asteroiden vor allem aus Wassereis anstelle von Gestein zu bestehen, was eine Entstehung in einer größeren Distanz zur Sonne nahelegt. Die außergewöhnlich niedrige Dichte von 0,44 (+0,44/-0,17)  g/cm3 - die niedriger als Wasser ist – ähnelt eher einer Kometen-Zusammensetzung. Eine andere Möglichkeit wäre, dass Typhon und Echidna im Innern porös sind und zu den Rubble Piles gehören.

Bestimmungen des Durchmessers für Echidna
Jahr Abmessungen km Quelle
2008 84,0 +16,0−18,0 Grundy u. a.[1]
2011 61,5 Grundy u. a.[2]
2012 89,0 ± 6,0 Santos–Sanz u. a.[3]
2012 77,0 ± 16,0 Stansberry u. a.[4]
2014 <42,0 Thirouin u. a.[5]
Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.

Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Seit der Entdeckung 2006 konnte Echidna durch das Hubble-Weltraumteleskop sowie durch erdgebundene Teleskope beobachtet werden und dabei ihre Bahnelemente bestimmt werden.

Die gängigen Theorien der Kometenentstehung sehen in den Zentauren der äußeren Riesenplaneten Uranus und Neptun die Vorläufer der kurzperiodischen Kometen. Die Entdeckung eines Satelliten in dieser Asteroidenklasse wirft daher die Frage nach möglichen Satelliten von Kometen auf. Falls die Häufigkeit von Mehrfachsystemen unter den Zentauren tatsächlich größer sein sollte als bisher angenommen, so ist auch unter den (kurzperiodischen) Kometen ein signifikanter Anteil von Mehrfachsystemen zu erwarten – allerdings wurde bisher noch kein „Kometenmond“ entdeckt; die tatsächliche Häufigkeit von Mehrfachsystemen kann allerdings erst durch weitere theoretische Analysen und eine vergrößerte Datenbasis durch die genauere Beobachtung weiterer Zentauren ermittelt werden.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. W. Grundy u.a.:(42355) Typhon-Echidna: Scheduling observations for binary orbit determination (April 2008)
  2. W. Grundy u.a.:Five New and Three Improved Mutual Orbits of Transneptunian Binaries (März 2011)
  3. P. Santos–Sanz u.a.:"TNOs are Cool": A Survey of the Transneptunian Region IV. Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel Space Observatory-PACS (Februar 2012)
  4. J. Stansberry u.a.:Physical properties of trans-neptunian binaries (120347) Salacia-Actaea and (42355) Typhon-Echidna (Juni 2012)
  5. A. Thirouin u.a.:Rotational properties of the binary and non-binary populations in the Trans-Neptunian belt (Juli 2014)