(704) interamnia

(704) interamnia
Asteroide

Foto de Interamnia tomada por el espectrógrafo SPHERE del telescopio VLT
Apertura
Descubridor Vincenzo Cerulli
lugar de descubrimiento Téramo
Fecha de descubrimiento 2 de octubre de 1910
Designaciones alternativas 1910 K.U .; 1952 MW
Categoría anillo principal
Características orbitales
Época 27 de agosto de 2011
JD 2455800.5
Excentricidad ( e ) 0.15107
Eje mayor ( a ) 457,855 millones de km
(3,06057 UA )
Perihelio ( q ) 388,687 millones de km
(2,59821 AU)
Afelio ( Q ) 527,023 millones de km
(3,52293 AU)
Período orbital ( P ) 1955.698 días ( 5.354 )
Velocidad orbital media 16.928 km / s
Inclinación ( i ) 17.292 °
Longitud del nodo ascendente (Ω) 280.358°
Argumento del perihelio (ω) 95.857°
Anomalía media ( M ) 230.247°
Características físicas [1] [2]
Diámetro 349 × 339 × 274 kilómetros; 362 × 348 × 310 ± 8 km [3]
Peso 3,9±0,18⋅10 19 kg
Densidad 2,220 ± 0,17 g / cm³ ; 1,98 ± 0,68 g/cm³ [3]
Aceleración de la caída libre sobre una superficie 0,1860 m/s²
segunda velocidad espacial 0,2499 km/s
Período de rotación 8.727; 8.7123 [3]
clase espectral F
Magnitud aparente 9,9-13,0 m _
Magnitud absoluta 9.12m _
Albedo 0.0742
Temperatura media de la superficie 160 K (−113 °C )
Distancia actual al Sol 3.186 a. mi.
Distancia actual de la Tierra 3.983 a. mi.
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(704) Interamnia ( del lat.  Interamnia ) es uno de los asteroides más grandes del cinturón principal con un tamaño de 326 km [4] [5] , perteneciente a la rara clase espectral F. Interamnia es uno de los cinco asteroides más grandes y masivos del cinturón principal, cediendo en masa solo a Ceres , Vesta , Palas e Hygiea , tiene una masa del 1,2% de la masa de todos los asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter . 6] , es decir, 3,9⋅ 10 19 kg [7] .

Descubrimiento

(704) Interamnia tiene un albedo superficial muy pequeño , razón por la cual, a pesar de su tamaño significativo, no fue descubierto hasta el 2 de octubre de 1910 (110 años después del descubrimiento del primer asteroide) por el astrónomo y matemático italiano Vincenzo Cerulli en el Observatorio Collurania y llamado así en honor a la ciudad de Teramo, donde se encontraba el observatorio; Interamnia es el antiguo nombre latino de la ciudad (el nombre moderno proviene de ella) y significa "interamniac" [8] .

Características orbitales

La órbita de Interamnia se caracteriza por una mayor inclinación y excentricidad que la de Hygiea, pero un período orbital más corto.

Otra diferencia de este asteroide es que su perihelio está en dirección opuesta, en relación al perihelio de los "cuatro grandes" asteroides (Ceres, Pallas, Vesta, Hygiea), por lo que en el perihelio Interamnia está más cerca del Sol que Ceres y Palas. Sin embargo, una colisión con ellos es poco probable, ya que los nodos de sus órbitas están demasiado separados.

Características físicas

Las observaciones de Interamnia con el espectrógrafo SPHERE montado en el telescopio VLT y las observaciones de cuatro ocultaciones de estrellas de fondo por parte del asteroide en 1996, 2003, 2007 y 2012 permitieron establecer que el asteroide tiene la forma de un elipsoide triaxial, su el diámetro equivalente de la esfera es de 332 ± 6 km (362 × 348 × 310 ± 8 km), el período de rotación es de 8,7123 horas, la densidad es de 1,98 ± 0,68 g/cm³ [3] .

A pesar de su impresionante tamaño, Interamnia es todavía un cuerpo muy poco estudiado. Pertenece a los asteroides de la rara clase espectral F (tipo Cb), pero la composición exacta, y especialmente la estructura interna de los asteroides de esta clase, es completamente desconocida. El satélite infrarrojo japonés Akari reveló la presencia de minerales hidratados en Interamnia [9] .

Debido a que no se tomaron las curvas de luz, también se desconoce la forma de este asteroide. La superficie de este asteroide puede estar cubierta con una capa bastante gruesa de regolito y polvo fino formado bajo la acción de procesos de meteorización espacial, pero la estructura interna del asteroide sugiere la presencia de rocas duras, no porosas, con una densidad y una densidad relativamente altas. sin el menor rastro de agua. Esto también sugiere que Interamnia era lo suficientemente grande como para resistir todas las colisiones que ocurrieron durante la formación del sistema solar .

La superficie oscura y la gran distancia del Sol hacen que el asteroide no sea observable con simples binoculares . En promedio, su magnitud aparente no supera los +11 m , que es menor que el brillo mínimo de Vesta, Ceres y Pallas, pero incluso en el perihelio su magnitud alcanza solo +9,9 m , que es cuatro unidades menos que la de Vesta.

Lo más favorable para el estudio de los asteroides es su cobertura de estrellas brillantes de 6,6 m de magnitud, una de las cuales ocurrió el 23 de marzo de 2003 . Fue durante este evento que fue posible establecer el tamaño y la forma aproximada de este asteroide.

Véase también

Notas

  1. ↑ Baer, ​​Jim; Steven R. Chesley. Masas astrométricas de 21 asteroides y efemérides de asteroides integradas  // Mecánica celestial y astronomía dinámica  : revista  . - Naturaleza de Springer , 2008. - Vol. 100 , núm. 2008 . - Pág. 27-42 . -doi : 10.1007/ s10569-007-9103-8 . - . Archivado desde el original el 24 de febrero de 2011.
  2. ↑ Baer, ​​​​James Determinaciones recientes de la masa de asteroides (enlace no disponible) . Sitio web personal (2010). Consultado el 13 de febrero de 2011. Archivado desde el original el 9 de febrero de 2012. 
  3. ↑ 1 2 3 4 HanusˇJ. et al. (704) Interamnia: un objeto de transición entre un planeta enano y un cuerpo menor típico de forma irregular , 2 de diciembre de 2019
  4. ↑ Nugent, Richard 704 Interamnia 2003 23 de marzo (enlace no disponible) . Páginas de astronomía de Richard (23 de marzo de 2003). Consultado el 3 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2007. 
  5. ↑ Diagrama de la órbita de un asteroide (enlace inaccesible) . Archivado desde el original el 5 de febrero de 2012. 
  6. ↑ "Masa de 704 Interamnia" 0.186/ "Masa de Mbelt" (enlace no disponible) . Consultado el 2 de enero de 2011. Archivado desde el original el 31 de octubre de 2008. 
  7. ↑ Michalak, G. Determinación de masas de asteroides  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2001. - Vol. 374 , núm. 2 . - Pág. 703-711 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20010731 . - .
  8. ↑ Schmadel, Lutz D. Diccionario de nombres de planetas menores  . — Quinta edición revisada y ampliada. - B. , Heidelberg, N. Y. : Springer, 2003. - P. 68. - ISBN 3-540-00238-3 .
  9. ↑ Fumihiko Usui et al. Estudio espectroscópico de asteroides en el infrarrojo cercano AKARI/IRC: AcuA-spec , 17 de diciembre de 2018

Enlaces

planetas menores
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