Astronomia

Determinazione della forma di ʻOumuamua tramite occultazione stellare

Determinazione della forma di ʻOumuamua tramite occultazione stellare


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Per quanto ne so, le nostre attuali conoscenze sulla forma e le dimensioni esatte di ʻOumuamua si basano sull'analisi della sua curva di luce e sull'ipotesi che abbia un albedo uniforme.

ʻOumuamua è molto scuro e troppo piccolo per essere risolto anche dai telescopi più grandi come molto più di un punto di luce. Ma lo è anche Ultima Thule e siamo riusciti a farci un'idea davvero buona delle sue dimensioni e forma osservando le occultazioni stellari causate da essa.

La stessa tecnica potrebbe essere usata per avere un'idea migliore di che forma sia realmente ʻOumuamua? Oppure la sua orbita iperbolica rende impraticabile questo tipo di osservazione? Sono stati fatti tentativi per eseguire tali osservazioni?


L'osservazione delle occultazioni stellari dipende dall'oggetto che passa davanti a una stella.

Durante il suo breve periodo nel sistema solare interno, ʻOumuamua non è passato davanti a una stella (dal punto di vista della Terra). Ora è oltre l'orbita di Saturno. È diventato troppo debole per Hubble nel gennaio 2018. Non ci sono occultazioni previste di nessuna stella (e la sua orbita probabilmente non è abbastanza ben determinata per prevederne nessuna, data l'osservazione di accelerazioni non gravitazionali e non ben comprese). Qualsiasi occultazione che si verificasse avverrebbe solo per un tempo molto breve e sarebbe visibile solo in una striscia molto stretta della Terra. Non possiamo installare grandi telescopi ogni 100 metri sulla Terra e osservare costantemente tutte le stelle (molto deboli) che potrebbero oscurarsi ulteriormente per mezzo secondo.

Al contrario, Ultima Thule è un oggetto molto più grande, con un'orbita ben nota, e la possibilità di prevedere esattamente quando e dove si verificherà un'occultazione di una stella ragionevolmente brillante, e di installare stazioni di osservazione sulla stretta striscia prevista. .

Quindi, mentre un'occultazione avrebbe potuto parlarci della sua forma, non si è verificata e non è prevista.


L'occultazione stellare dell'asteroide Ultima Thule in Senegal – Un'opportunità per lo sviluppo dell'astronomia in Africa

Nella notte tra il 3 e il 4 agosto, scienziati americani, senegalesi e francesi si incontreranno in Senegal per osservare una nuova occultazione stellare da parte di MU69, prima del sorvolo di questo oggetto da parte della sonda New Horizons (NASA) il 1 gennaio 2019. Questa campagna di osservazione è un'opportunità per promuovere la cultura scientifica e portare la scienza e i ricercatori del grande pubblico intorno a un evento astronomico globale.

Dopo il lancio con successo il 19 gennaio 2006, la navicella spaziale New Horizons (NASA), che nel 2015 ha fornito immagini senza precedenti di Plutone e delle sue lune, continua il suo viaggio verso i confini del Sistema Solare. Questa sonda effettuerà un sorvolo il primo gennaio 2019 dell'asteroide 2014 MU69 (Ultima Thulé). Questo oggetto si trova a una distanza di 6 miliardi di chilometri dalla Terra (più di 40 volte la distanza Terra-Sole).

Il 3 giugno 2017, due squadre della NASA avevano approfittato del passaggio dell'asteroide tra la Terra e una stella lontana, un fenomeno chiamato occultazione stellare, per saperne di più. Questa occultazione era visibile in Argentina e Sud Africa. Queste osservazioni suggeriscono che l'astro ha una forma allungata o potrebbe essere costituito da due oggetti che ruotano l'uno intorno all'altro. Nella notte del 3-4 agosto si verifica una nuova occultazione stellare da parte di MU69, visibile nell'Africa occidentale e settentrionale e in parte del Sud America (Colombia). La NASA questa volta ha scelto il Senegal (e la Colombia) per cogliere l'opportunità di raccogliere ulteriori informazioni su questo oggetto prima dell'incontro del prossimo gennaio. Sua Eccellenza il Sig. Macky Sall, Presidente della Repubblica del Senegal, ha approvato questa missione e ha affidato l'organizzazione e il coordinamento di questa attività in Senegal al Ministero dell'Istruzione Superiore, della Ricerca e dell'Innovazione.

Il team di osservatori in Senegal sarà composto da ricercatori americani, senegalesi e francesi, distribuiti, a gruppi di 3, in 21 siti tra Thiès, Diourbel e Louga, per misurare in diversi punti la durata dell'occultazione, e per determinare la forma dell'asteroide. I team di osservatori lavoreranno in stretta collaborazione con scienziati di università e organizzazioni di ricerca senegalesi (tra cui ISRA, CSE, ANACIM e ANAT) e l'Associazione senegalese per la promozione dell'astronomia (ASPA). Gli 8 osservatori francesi provengono dall'Osservatorio di Parigi, dall'Osservatorio Midi-Pirenei (CNRS e IRD), dall'Università di Aix-Marseille e dalla Cité des Sciences and Industry. La loro partecipazione a questa missione è supportata dal Centro nazionale francese per gli studi spaziali (CNES) e dal progetto ERC (Consiglio europeo della ricerca) “Lucky Star” guidato da Bruno Sicardy.

Questo evento coincide con i recenti sforzi per sviluppare l'astronomia in Africa, come la recente Iniziativa africana per le scienze planetarie e spaziali, diversi decenni di eventi pubblici organizzati in Senegal dall'Associazione senegalese per la promozione dell'astronomia (ASPA) e da istituzioni governative e private esistenti progetti per costruire osservatori astronomici in questo paese.

Diverse attività pubbliche saranno organizzate in questa occasione, tra cui un'animazione scientifica intorno all'osservazione dell'eclissi lunare il 27 luglio, e una conferenza con la NASA e gli astronomi francesi presso l'Auditorium Khaly Amar Fall – University Cheikh Anta Diop (Dakar) il 30 luglio. Questi eventi sono organizzati con il sostegno del Ministero dell'Istruzione Superiore, della Ricerca e dell'Innovazione del Senegal, dell'Ambasciata di Francia in Senegal, dell'Istituto di Ricerca per lo Sviluppo, dell'Ambasciata degli Stati Uniti in Senegal e dell'Uranoscopio di Francia. Questo evento sarà l'occasione per stabilire nuove collaborazioni con centri di ricerca americani e francesi per portare avanti e avviare nuovi progetti nel campo dello spazio, progetti utili allo sviluppo economico e scientifico del Senegal, e più in generale dell'Africa.


Oggetti del sistema solare primitivo: asteroidi e comete

II.B.2 Diametri di occultamento

Uno dei metodi più accurati per misurare il diametro di un asteroide, a parte una missione spaziale, è l'osservazione delle occultazioni stellari, che si verificano quando un asteroide passa davanti a una stella vista dalla Terra. In sostanza, gli osservatori stanno mappando l'"ombra" dell'asteroide come proiettata sulla terra dalla stella. Una rete di osservatori registra il tempo in cui la stella "si spegne" in diverse posizioni sulla terra ed è possibile che questi dati ricostruiscano lo spazio dell'ombra dell'asteroide.

Sebbene le occlusioni stellari di asteroidi siano abbastanza comuni, una serie di sfide limita le possibilità di osservazione. Primo, i diametri angolari di tutti gli asteroidi sono abbastanza piccoli, quindi anche il percorso che l'ombra della stella attraversa proiettata sulla superficie della terra è piccolo. Anche per i grandi asteroidi, il percorso è largo solo poche centinaia di chilometri. Osservatori e telescopi devono essere posizionati lungo il percorso dell'occultazione. Ma prevedere dove cade l'ombra è difficile. Le orbite degli asteroidi hanno sempre piccoli errori. Questi errori sono banali in termini celesti, ma possono ammontare a centinaia di chilometri nel percorso di occlusione previsto. Gli errori possono essere ridotti osservando alcuni giorni prima dell'occultazione, ma di conseguenza le previsioni del percorso possono cambiare di centinaia di chilometri giorni o addirittura ore prima dell'evento. Con una buona copertura del percorso di occultazione, sia il diametro che la forma proiettata dell'asteroide possono essere determinati con una precisione di qualche punto percentuale. La maggior parte di queste osservazioni sono fatte da astronomi dilettanti sotto l'egida della International Occultation and Timing Association (http://www.anomalies.com/iotaweb/). Questo è un lavoro inestimabile poiché questi diametri di occultazione sono i test di "verità sul terreno" per i modelli termofisici. Migliorare l'accuratezza dei modelli, che possono quindi essere applicati al set di dati di osservazioni termiche e IRAS molto più ampio, è fondamentale per la nostra comprensione della forma, della densità e della struttura interna degli asteroidi.


Scienza dei cittadini con IOTA

Un'occultazione è uno degli spettacoli più profondamente sorprendenti a cui l'astronomo dilettante possa mai assistere. Le occultazioni, come le eclissi, comportano il passaggio di un oggetto celeste di fronte a un altro, un'opportunità per studiare uno o entrambi gli oggetti. Questo processo crea un'opportunità per studiare la natura di uno o entrambi gli oggetti e offre agli astronomi professionisti e dilettanti opportunità entusiasmanti per continuare la ricerca.

Hai numerose opportunità nel lavoro di occultazione per contributi graditi allo studio della Luna, delle stelle, degli asteroidi, degli oggetti transnettuniani (TNO), dei pianeti, nonché dell'analisi e dello sviluppo delle apparecchiature osservative e del software utilizzato per supportare le osservazioni.

I seguenti sono esempi di successi nella scienza dei cittadini ottenuti dalle osservazioni di astrofili.

L'occultazione di asteroidi potenzialmente pericolosi fornisce dati utilizzati per aggiornare le loro effemeridi e per aiutare a monitorare le loro orbite, contributi preziosi. Un esempio recente è la campagna di osservazione delle occultazioni dell'asteroide (99942) Apophis nel suo attuale passaggio vicino alla Terra. Apophis è piccolo, ma importante in quanto passerà molto vicino alla Terra nel 2029 e nel 2036, e si pensava che avesse una possibilità di impatto molto piccola nel 2068.

L'occultazione del 7 marzo 2021 della variabile NY Hydrae da parte di (99942) Apophis è stata la prima occultazione di questo piccolo asteroide ad essere prevista e osservata. Un gran numero di osservatori, oltre 30, sparsi lungo la traccia prevista e osservati da 17 località. Tre di queste stazioni erano all'interno del percorso e catturavano gli eventi, come mostrato nell'immagine in cui un'ellisse si adatta ai dati. Gli aggiornamenti dell'orbita risultanti sono stati utilizzati per generare previsioni di eventi aggiuntivi a marzo e all'inizio di aprile. Sono state effettuate altre quattro osservazioni riuscite su un totale di 16 stazioni, un'osservazione il 22 marzo e tre il 4 aprile.

Diverse testate giornalistiche hanno pubblicato articoli sugli eventi di Apophis. La newsletter ESA NEO di aprile 2021, pubblicata qui, ha un bel paragrafo sull'osservazione del 7 marzo. Apophis non è più osservabile dai radar ed entro la fine di maggio 2021 sarà troppo lontano dalla Terra per essere fattibile con le apparecchiature utilizzate dalla maggior parte degli osservatori in quanto gli eventi saranno di brevissima durata. Gli aggiornamenti dei dati radar e di occultazione hanno portato alla conclusione che non rappresenta più una minaccia preoccupante di impatto sulla Terra in questo secolo.

Ulteriori informazioni sullo sforzo di osservare le occultazioni da parte di Apophis sono pubblicate su Campagne.

Le occultazioni possono rilevare la presenza di satelliti asteroidali e compagne stellari. L'individuazione di un compagno asteroidale da un'occultazione è sempre eccitante, poiché è relativamente raro. La presenza di compagne stellari si riscontra più spesso da occultazioni lunari rispetto a quelle asteroidali in quanto le occultazioni lunari sono più frequenti.

Un esempio di una scoperta di occultazione di un compagno asteroidale è il Trojan (911) Agammenon, dove l'osservatore Steve Conard ha registrato due occultazioni.

Altri oggetti binari degni di nota osservati includono (90) Antiope, il cui profilo osservato dall'occultazione del 19 luglio 2011 è presente nella home page di questo sito web. Un'ottima opportunità per osservare un asteroide con un compagno noto, (31450) Stevepreston, arriverà il 29 giugno 2026. Questo asteroide è stato scoperto dall'osservatore di occultazioni australiano, John Broughton, e chiamato per l'attuale presidente IOTA, Steve Preston. Steve nota che ha proprietà in Colorado vicino al percorso di occultazione previsto. Ulteriori discussioni su questo evento sono disponibili sul [sito web di previsione] e, con l'avvicinarsi della data dell'evento

Le osservazioni coordinate di più osservatori di un singolo evento lungo il percorso previsto dell'evento forniscono informazioni su dimensioni e forma dell'asteroide. Se non ci sono altri dati sulla forma dell'asteroide, questo fornisce il profilo dell'asteroide al momento dell'osservazione. L'occultazione di Apophis del 7 marzo 2021 ne è un esempio.

Ma se ci sono precedenti determinazioni della forma dalle analisi della curva di luce, i risultati dell'occultazione possono perfezionare quei modelli. Diversi esempi di ciò sono disponibili man mano che le analisi del modello di forma migliorano. Eccone due selezionati da un archivio per mostrare il risultato di un'attenta pianificazione e coordinamento per osservare l'occultazione in modo da tracciarne l'intero contorno così come uno per Agenor con un risultato più comune per un piccolo asteroide dove alcune osservazioni rivelano un oggetto sagomato non molto d'accordo con il suo modello.

Si osservano anche occultazioni di stelle da parte di pianeti o lune in orbita attorno ad altri pianeti. L'occultazione da parte di Umbriel, una grande luna in orbita attorno a Urano, della stella UCAC4 522-004081 il 21 settembre 2020 è stata osservata da 29 persone provenienti da 25 stazioni. Uno degli osservatori, J. Bardecker, ha preparato un video YouTube dell'evento che può essere visto qui.

Esistono altri modi in cui le osservazioni dell'occultazione aiutano nelle indagini scientifiche, ad esempio fornendo una migliore conoscenza delle caratteristiche del bordo lunare, determinando correzioni agli errori di effemeridi, perfezionando la conoscenza delle posizioni stellari. I risultati dell'osservazione delle occultazioni possono essere utilizzati anche per migliorare l'attrezzatura e il software utilizzati per effettuare queste osservazioni.

Se sei interessato a fare le tue osservazioni o vuoi partecipare a una campagna di osservazione, ecco alcuni suggerimenti su cosa fare.

  • Un telescopio
  • Un computer. Un laptop Windows è attualmente l'opzione migliore poiché la maggior parte del software utilizzato per il lavoro di occultamento è basato su Windows.
  • Una fotocamera per il telescopio
  • Sorgente dell'ora esatta (UTC), il più delle volte oggi dai ricevitori GPS.
  • Fonte di posizione geodetica accurata, disponibile anche dal GPS, ma altre opzioni sono Google Earth Pro e mappe topografiche.

Questo esempio mostra un Dobson 12″ preparato per l'osservazione con un piccolo computer Windows, uno stick iView, l'IOTA Video Time Inserter (VTI) e una telecamera Watec. Il file video AVI della fotocamera è marcato con data e ora dal VTI e digitalizzato prima di essere catturato sul computer.

Una vista più ravvicinata della configurazione del computer. Il display del monitor è di IOTA Video Capture, lo strumento di acquisizione video. Il pad a destra dello stick è il mouse e la tastiera e la batteria del computer è l'oggetto posteriore alla sua sinistra.

Non è necessario un telescopio di grande apertura per fornire dati utili, né è necessario che il telescopio sia costoso o elaborato. Un semplice rifrattore da 50 mm costruito con la metà di un binocolo, il Mighty Mini, può fornire buoni dati sulle occultazioni stellari fino alla 9° magnitudine. Puoi, se lo desideri, creare il tuo Mighty Mini usando una stampante 3D e un vecchio binocolo.

Un rifrattore da 120 mm su montatura alt-az può essere utilizzato per osservare occultazioni fino a 12,5 magnitudini. I piccoli telescopi offrono il vantaggio della portabilità, necessaria quando si sposta il telescopio in luoghi in cui è previsto l'evento.

Questo sito Web IOTA contiene ulteriori informazioni sull'osservazione, le fotocamere, il software e dove trovare altre risorse.

Le informazioni di base su cosa sia un'occultazione e come osservarla sono fornite nella sezione Occultazioni, con informazioni più dettagliate nelle sezioni sotto Osservazione. Degno di nota è anche un primer per l'occultazione disponibile per il download qui.

L'utilizzo di un computer per la registrazione è descritto qui, con una discussione più dettagliata sulla preparazione di un computer Windows 10 per l'acquisizione automatica disponibile per il download qui.

Qui viene discussa una discussione sulle telecamere analogiche per la registrazione delle occultazioni, che include informazioni su dove possono essere ottenute.

Un pezzo molto critico di un kit di osservazione è la fonte del tempo e della posizione. L'uso di un inseritore di tempo video che annota ogni fotogramma con il tempo GPS e dove ottenerlo è descritto qui.

Il Journal of Occultation Astronomy, distribuito gratuitamente qui, è una buona risorsa per articoli che descrivono in dettaglio gli sforzi passati, lo sviluppo delle apparecchiature e altri argomenti.

Numerose sono le informazioni a disposizione dell'osservatore, ma anche tante altre disponibili ad offrire consigli e assistenza. Non è richiesta l'appartenenza allo IOTA o credenziali professionali. Ti consigliamo di partecipare a un gruppo di discussione o forum online. I link per due sono riportati qui.

Ci auguriamo che questa pagina sia interessante e istruttiva. Se desideri fare un commento su di esso, puoi inviare un'e-mail agli ufficiali tramite la pagina dei contatti.


Astratto

Il 19 gennaio 2012, gli osservatori nel nord-est degli Stati Uniti d'America hanno osservato un'occultazione della stella HIP 41337 di 8,0 mag da parte dell'Agamennone Giove-Troia (911), incluso un video registrato con un telescopio da 36 cm che mostra una breve occultazione secondaria profonda è probabilmente dovuto a un satellite, di circa 5 km (molto probabilmente 3-10 km) di diametro, a 278±5 km (0,0931″) dal centro dell'asteroide come proiettato nel piano del cielo. Un satellite così piccolo e così vicino all'asteroide non può essere risolto nelle osservazioni disponibili dell'ottica adattiva VLT di Agamennone registrate nel 2003. Il profilo di Agamennone è ben inserito da un'ellisse con dimensioni 190,6±0,9 km per 143,8±1,5 km. Il diametro angolare di HIP 41337 è risultato essere 0,5±0,1 milli-arcsec. Dopo (624) Hektor, questo potrebbe essere il secondo asteroide troiano di Giove noto per possedere un piccolo satellite.


Occultazione stellare di Tritone, 5 ottobre.

Ebbene, una settimana prima che ciò accadesse, le previsioni del tempo mostravano una settimana totalmente nuvolosa con cieli sereni giovedì! Era teso che lo precedesse, sperando che le previsioni non cambiassero. Sorprendentemente, non lo ha fatto, cosa che posso a malapena credere.

Ho tirato fuori il 16" per ottenere quanta più luce possibile. Ho anche usato il filtro longpass 610 come

1) vedere meglio (il jetstream era

2) sfondo del cielo molto più basso (luna piena ecc.)

3) differenza molto più piccola tra nettuno e tritone, poiché nettuno è molto più scuro nell'IR.

Il punto finale significava che potevo usare un guadagno molto più alto senza saturare nettuno, il che dava un rumore di lettura inferiore rispetto a se utilizzato non filtrato.

Ho usato la mia configurazione DSO - ASI1600MM_C, autoguida con riduttore/correttore 0.73x. Qualcosa come 0,7"/pixel.

Ho eseguito a 4 fps (esposizioni di 250 ms) e ho usato SER per la prima volta poiché contrassegnava l'ora di ogni fotogramma. Sincronizza il laptop e il tempo. È stato segnalato che era veloce 0,3 secondi, cosa che in realtà ho dimenticato di considerare nei grafici seguenti.

Fotogramma di 50 minuti prima dell'occultazione, leggermente affilato (coppia Nettuno e Tritone/stella tutti in alto a sinistra):

e la fotometria. Questo è grezzo, che contiene alcuni valori anomali e filtrato dalla mediana (9 campioni per punto).

Devo dire che sono felice di questo. Anche l'analisi utilizzando SER player, virtualdub, Registax, IRIS ed Excel è stata piuttosto semplice.

In/out entrambi impiegano circa 10-15 secondi, anche se non ho ancora analizzato.

Modificato da happylimpet, 11 ottobre 2017 - 09:42.

#2 Kokatha uomo

Non ho ancora assorbito molto di tutto questo, ma apprezzo lo sforzo!

Sapevo che non stava succedendo quaggiù, ma un rapido salto indietro nel tempo usando Stellarium sembra indicare che è passato a una distanza considerevole da Tritone quaggiù. Non riuscivo nemmeno a vedere questa stella da nessuna parte nel campo visivo piuttosto piccolo che ho scelto per quella notte.

#3 Brett Waller

Bel pezzo di lavoro. Sono stato offuscato qui, quindi sono contento di vedere che altri sono stati in grado di ottenere dei buoni dati.

Guardando la tua fotometria grezza, vedo che c'è il solito rumore e posso vedere che hai alcune stelle di riferimento sullo sfondo. Se sei interessato, potrei eseguire la fotometria differenziale usando quelle come linee di base in MPO Canopus, in modo simile a quello che hai fatto con Nettuno. Se sei interessato, contattami fuori discussione e possiamo discuterne ulteriormente.

Complimenti ancora per gli ottimi dati!

#4 TonyStar

Ben fatto! Qualche professionista è interessato ai dati (grezzi)? Altrimenti potresti provare ad adattare un modello di atmosfera Triton alla tua curva fotometrica

Modificato da TonyStar, 10 ottobre 2017 - 19:21.

#5 Planethunter80

Incredibile. Grazie sinceramente per aver postato questo.

#6 patella felice

Nick,

Bel pezzo di lavoro. Sono stato offuscato qui, quindi sono contento di vedere che altri sono stati in grado di ottenere dei buoni dati.

Guardando la tua fotometria grezza, vedo che c'è il solito rumore e posso vedere che hai alcune stelle di riferimento sullo sfondo. Se sei interessato, potrei eseguire la fotometria differenziale usando quelle come linee di base in MPO Canopus, in modo simile a quello che hai fatto con Nettuno. Se sei interessato, contattami fuori discussione e possiamo discuterne ulteriormente.

Complimenti ancora per gli ottimi dati!

Brett

Certo, sarei felice di vedere cosa ottieni. Nessuna ragione per cui non avrei potuto fare lo stesso, avrebbe significato file intermedi molto più grandi. Potrebbe funzionare leggermente meglio, tuttavia, poiché il psf della stella corrisponderà meglio a quello della stella occultata, quindi sarà meno influenzato dal vedere le fluttuazioni, d'altra parte è un po' lontano, quindi le fluttuazioni potrebbero essere diverse. I dati grezzi sono un file SER da 11 GB, anche se potrei comprimerlo, potrei anche estrarre i frame con timestamp (credo). Cosa sarebbe meglio?

Ben fatto! Qualche professionista è interessato ai dati (grezzi)? Altrimenti potresti provare ad adattare un modello di atmosfera Triton alla tua curva fotometrica

Ho passato un link a questa pagina a un paio di contatti che ho trovato online. Sono felice di lasciare che altri facciano il montaggio del modello.


4. Evento del 3 giugno 2017

Questo evento è stato il più difficile perché è stato sia il primo tentativo con i nuovi sistemi di campo sia perché avevamo vincoli di orbita relativamente scarsi su Arrokoth. La previsione approssimativa iniziale indicava che potevamo osservare l'evento sia dal Sud America che dall'Africa meridionale. La posizione prevista è cambiata in modo significativo nei mesi precedenti l'evento. Tuttavia, fin dall'inizio, il nostro piano generale prevedeva la suddivisione delle nostre risorse tra i due continenti per migliorare le nostre possibilità di ottenere dati utili. La Figura 1 mostra la vista globale della previsione finale. Abbiamo limitato il dispiegamento alle stazioni di terra perché l'incertezza prevista era troppo alta per essere presa in considerazione per un volo SOFIA.

Figura 1. Visione globale della previsione dell'occultazione del 3 giugno 2017. La figura mostra la Terra vista da Arrokoth al momento del massimo avvicinamento geocentrico. Il Sole è sotto l'orizzonte nelle regioni ombreggiate di grigio. La linea tratteggiata indica -12° Sole altitudine. La linea continua indica la traccia al suolo prevista con la larghezza disegnata in scala per un oggetto di 30 km di diametro. La punta della freccia indica la direzione del movimento e le tacche sono distanziate a intervalli di un minuto dalle 03:07 alle 03:17 UT. La velocità dell'ombra era di 20,0 km s -1 . Una Luna illuminata al 66% si trovava a 103° di distanza dal bersaglio al momento dell'evento, ma era sotto l'orizzonte in Africa.

4.1. Predizione

La previsione per questo evento è stata finalizzata molto vicino alla distribuzione. Avremmo dovuto avere una nuova astrometria da HST nel marzo 2017, ma quelle osservazioni sono state perse per un to HST interruzione del programma a causa di un'anomalia tecnica non correlata. Il primo che siamo riusciti a riprogrammare HST era il 1 maggio 2017. Fino a quando non abbiamo ottenuto i dati del 1 maggio 2017, i dati di osservazione più recenti erano del 24 ottobre 2016. I nuovi dati hanno fornito un aumento sostanziale della lunghezza totale dell'arco dell'astrometria di Arrokoth, da 2,3 anni a 2,9 anni con un corrispondente diminuzione dell'estrapolazione al momento dell'evento da sette mesi a un solo mese. Sempre il 1 maggio abbiamo ottenuto il HST osservazioni delle tre stelle target del 2017. Abbiamo usato queste osservazioni della stella bersaglio per l'astrometria e per cercare la doppiezza stellare. Non abbiamo trovato compagni stellari o doppiezze nel HST immagini fino al limite di risoluzione dei dati (

Siamo stati in grado di migliorare significativamente la stima dell'orbita con questa nuova astrometria, tuttavia, dovevamo ancora risolvere questioni fondamentali sulla posizione della stella di occultazione e l'incertezza associata. Abbiamo iniziato a lavorare sul HST dati per migliorare i nostri vincoli sulle posizioni delle stelle. Tuttavia, il 6 maggio 2017, ci è stato fornito l'accesso ai dati preliminari del programmato Gaia DR2 (Gaia Collaboration et al. 2016). Questi dati includevano le stelle di occultazione tra le stelle nella regione intorno ad Arrokoth fino al 2014. Abbiamo rielaborato tutte le HST dati con stelle di riferimento aggiornate per migliorare la stima dell'orbita. Nel giro di una settimana, abbiamo perfezionato la previsione dell'evento abbastanza da poter determinare dove schierare le squadre di osservazione e iniziare il processo di spedizione dell'attrezzatura e l'impostazione della logistica di viaggio. Abbiamo ottenuto un'altra epoca di dati da HST il 25 maggio 2017, appena un giorno prima della partenza delle prime squadre. Abbiamo completato la previsione finale un paio di giorni prima dell'evento del 3 giugno con un'incertezza di 44 km. L'errore in pista (temporizzazione) è stato di 67 km (3,3 s). Salvo diversa indicazione, tutte le incertezze dichiarate in questo lavoro sono 1σ valori.

4.2. Distribuzione

Avevamo 24 stazioni mobili disponibili per l'implementazione. L'attrezzatura è stata spedita via aerea in Argentina e Sud Africa a causa dei tempi estremamente stretti. Il movimento locale dei sistemi è stato gestito da singoli veicoli che trasportavano una squadra e un sistema.

Anche con questo gran numero di stazioni, non siamo riusciti a coprire tutti i possibili casi per l'oggetto, ad esempio piccolo o grande, data l'incertezza di previsione. Per guidare il processo di distribuzione, abbiamo utilizzato una simulazione Monte Carlo. La simulazione utilizza le posizioni incrociate per le posizioni di osservazione relative alla previsione. Il modello utilizza una rappresentazione circolare del corpo occultante con un diametro regolabile. Per una data dimensione e insieme di luoghi di osservazione, disegniamo una posizione casuale per la linea centrale da una distribuzione normale coerente con la previsione e la sua incertezza. Per una data estrazione, calcoliamo la lunghezza dell'accordo per ogni sito (o notiamo un errore) e registriamo il numero di accordi visti. Per essere contati, abbiamo richiesto che una corda non fosse più corta della metà del diametro. Questo aggiustamento ha riconosciuto che potremmo non vedere accordi radenti molto brevi dato il rumore previsto nei dati. Lo strumento fornisce anche una disposizione aggiuntiva per un piccolo componente casuale nella posizione del sito. Potremmo sempre indicare una posizione desiderata a un team, ma i vincoli locali potrebbero costringerli a impostare una certa distanza dalla posizione desiderata. Utilizzando questo componente casuale aggiuntivo, siamo stati in grado di fornire indicazioni su quanto vicino ogni squadra dovesse essere alla posizione assegnata. Per questo evento, le squadre avevano bisogno di osservare da una regione di 1 km centrata sulla posizione assegnata. Dopo aver eseguito 10.000 prove, generiamo quindi un istogramma in funzione del numero di accordi da cui valutare un determinato scenario.

Un obiettivo di base per questo evento era osservare o escludere la dimensione più grande in base a un'albedo del 4%. La strategia di distribuzione è stata guidata dal desiderio di ottenere un forte vincolo utilizzando un solo set di stazioni (o T01–T12 o T13–T25, ma non entrambi). È stata scelta una distanza di 15,5 km tra i siti in modo da non avere più del 3% di possibilità di un risultato nullo (zero accordi). Questa spaziatura copriva un intervallo di ± 1,9σ o ±83 km e aveva una probabilità del 93% di ottenere due o più accordi. Data l'incertezza del cross track di 44 km per questo evento, ci sarebbe voluto un numero molto maggiore di stazioni mobili per affrontare uno scenario di oggetti più piccoli e abbiamo dovuto accettare un vincolo più scarso per quel caso. Con uno spostamento di metà spazio tra Argentina e Sud Africa, la spaziatura netta se tutti i siti avessero partecipato al piano ottimale sarebbe stata di 7,8 km. Lo stesso modello avrebbe avuto una probabilità del 5% di un risultato nullo ma una probabilità dell'84% di un risultato con un singolo accordo su un oggetto di 20 km. Questo strumento è stato molto efficace nel guidare lo schieramento di Mendoza, in Argentina, nell'area in cui le squadre avevano una grande flessibilità senza la necessità di una selezione dettagliata del sito giorni prima dell'evento. Abbiamo apportato modifiche fino alle ultime ore prima che i team partissero per i loro siti. Le squadre in Sud Africa hanno richiesto un preavviso più elevato, a causa della logistica più complessa per l'accesso al sito. Siamo stati in grado di utilizzare questo stesso strumento per valutare il risultato per le posizioni effettive del sito dopo l'evento.

4.3. osservazioni

Dodici stazioni in ogni continente sono state dispiegate con successo e tutte hanno raccolto dati utili. La tabella 2 fornisce un riepilogo delle stazioni mobili. Tutte le posizioni a terra per questa distribuzione sono fornite sul datum WGS84. Ogni stazione in Argentina ha avuto condizioni chiare ma alcune hanno dovuto fare i conti con la prevenzione della formazione di rugiada sull'ottica del telescopio. Le squadre vicino a Clanwilliam, in Sudafrica, avevano una quantità variabile di nuvole, ma le squadre che si dirigevano a est avevano cieli sereni. Poiché la Luna era tramontata in Sud Africa, le squadre in Sud Africa hanno sperimentato livelli di fondo sistematicamente più bassi. Avevano anche una vista migliore rispetto alle squadre in Argentina. I team argentini hanno osservato con una Luna illuminata al 66% e contributi più elevati dall'inquinamento luminoso, che hanno comportato livelli di rumore di fondo generalmente più elevati. Le informazioni di base per il T23 non sono fornite, poiché si tratta di un sistema molto diverso e l'intercomparazione con altre stazioni non è particolarmente utile. Tutte le stazioni hanno utilizzato un tempo di esposizione di 0,5 s. La velocità dell'ombra di 20 km s −1 indicava una corda centrale su a D = 40 km di carrozzeria sarebbero quattro fotogrammi. Abbiamo eseguito tutte le osservazioni per 45 minuti incentrate sull'evento locale previsto a metà tempo. Abbiamo progettato questo intervallo di tempo per coprire la regione stabile della sfera di Hill stimata per Arrokoth. Non abbiamo visto alcuna firma della curva di luce relativa ad Arrokoth in nessuno dei set di dati, fissi o mobili. Le figure 2 e 3 mostrano i dati dalle stazioni mobili. Queste cifre mostrano solo i dati entro 30 s dalla metà dell'evento previsto. Le curve di luce sono ordinate da nord a sud lungo la traccia prevista. C'è molta variabilità nella qualità dei dati come si può vedere nei grafici. La maggior parte delle perdite apparenti in questi dati sono dovute a forti venti e gravi sbavature dell'immagine. In questi casi, abbiamo esaminato visivamente i dati per confermare che la stella bersaglio fosse, in effetti, ancora visibile e che il dropout non fosse un'occultazione.

Figura 2. Osservazioni dall'occultazione del 3 giugno 2017, parte 1. La figura mostra le curve di luce della metà settentrionale dei dati raccolti dalle stazioni mobili. Ogni sottotrama è etichettata a destra con il numero della squadra e l'offset della traiettoria. I numeri della squadra sono incrociati con la Tabella 2. I grafici indicano il livello del segnale da ciascuna stazione: i numeri più alti indicano livelli di segnale più alti. Le linee verticali verdi indicano il previsto 3 predictσ limiti di incertezza per l'evento. (I dati utilizzati per creare questa figura sono disponibili.)

Figura 3. Osservazioni dall'occultazione del 3 giugno 2017, parte 2. La figura mostra le curve di luce della metà meridionale dei dati raccolti dalle stazioni mobili. Ogni sottotrama è etichettata a destra con il numero della squadra e l'offset della traiettoria. I numeri della squadra sono incrociati con la Tabella 2. I grafici indicano il livello del segnale da ciascuna stazione: i numeri più alti indicano livelli di segnale più alti. Le linee verticali verdi indicano il previsto 3 predictσ limiti di incertezza per l'evento. (I dati utilizzati per creare questa figura sono disponibili.)

Tavolo 2. Stazioni di osservazione mobili e squadre per il 3 giugno 2017

ID Squadra Latitudine E Longitudine Elevazione FWHM Cielo Commenti
(gradi) (gradi) (m) (pixel) (conta)
T01 M. Buie, A. Ocampo, S. Makarchuk −33.046832 −68.325955 627 7.4 5411 scarso monitoraggio a metà tempo
T02 J. M. Pasachoff, M. Lu, J. Jewell, S. Gurovich −33.609167 −69.006944 882 7.3 6460
T03 C. Olkin, R. Reaves −33.946734 −67.981331 604 8.6 4041 flares from traffic
T04 W. Hanna, C. Erickson, A. Soto −33.053972 −68.778343 826 7.9 12097
T05 A. Parker, K. Getrost −33.649326 −68.058762 582 9.6 4214
T06 J. Dunham, P. Tamblyn −33.218226 −68.612913 720 9.4 6999
T07 D. Dunham, A. Olsen −34.011530 −69.089410 1215 10.2 5033
T08 S. Slivan, R. Venable −32.747256 −68.479500 598 6.2 6038
T09 D. Duncan, A. Friedli −32.851725 −68.392300 640 6.9 8026 flares from traffic
T10 S. Conard, B. Keeney, J. Rabassa −33.309463 −68.900784 938 7.1 5375
T11 L. Wasserman, S. Moss, M. Camino −32.564267 −68.672067 600 8.0 4549
T12 S. Levine, C. Zuluaga −34.100796 −67.942469 559 6.8 5612
T13 S. Porter, C. Danforth −32.001628 +18.777307 91 6.2 3054 some clouds
T14 A. Zangari, C. Carter −31.524233 +23.589731 1346 6.1 3108
T15 C. Tsang, R. Smith −31.501944 +18.912778 246 6.1 3821
T16 E. Young, A. Rolfsmeier −32.352265 +18.937847 146 5.1 1707
T17 J. Regester, E. Kramer −32.121767 +19.054971 496 4.1 1372
T18 M. Person, A. Arredondo −31.780278 +18.622902 35 6.0 2816
T19 J. Moore, S. Strabala −31.286389 +23.699167 1287 6.4 2898
T20 T. Blank, P. Maley, H. Throop, N. Erasmus −31.046868 +22.992324 1272 4.1 1780
T21 A. Verbiscer, A. Caspi, T. Ruhland −32.564777 +18.977851 203 6.0 3222 clouds at the end
T23 M. Nelson, P. Hughes −30.713013 +23.904314 1241 2.1
T24 B. Andersen, J. Wilson −30.618650 +22.897806 1187 5.9 16
T25 M. Skrutskie, D. Josephs −30.670305 +23.567372 1193 1.8 2380

Note. Positions are all referenced to WGS84 datum.

Table 3. Fixed Observing Stations

Nome Event Team Latitude E Longitudine Elevazione X-track Commenti
(deg) (deg) (m) (km)
Gemelli MU20170603 W. Fraser −30.240750 −70.736693 2722 384
SAAO MU20170603 A. Sickafoose, A. Genade −32.378944 +20.811667 1760 17
EABA MU20170603 M. Santucho, E. Pulver, H. A. Durantini Luca, R. Artola −31.568442 −64.549836 1350
Córdoba MU20170603 C. Colazo, R. Melia −31.599167 −64.548333 1350
SARA-CT MU20170603 A. Bosh −30.17200833 −70.79916667 2012 observing through clouds
Gemelli MU20170710 W. Fraser −30.240750 −70.736693 2722
SOAR MU20170710 A. Zangari, L. Young, J. Carmargo −30.237892 −70.733611 2748
IRTF MU20170710 S. Benecchi +19.8262 −155.4719 4205
SOAR MU20170717 L. Young, J. Carmargo −30.237892 −70.733611 2748
El Leoncito MU20170717 E. García-Migani, R. Gil-Hutton −31.798600 −69.295600 2483 very bad seeing
duPont MU20170717 A. Bosh −29.01583333 −70.69194444 2380 good weather

Note. EABA = Estación Astrofísica Bosque Alegre, Córdoba

4.4. Fixed Stations

The mobile station effort was augmented by fixed-station observations. Those stations participating are listed in Table 3. Key data sets from these are summarized in the remainder of this section.

4.4.1. Gemelli

We acquired observation data at the Gemini-south telescope on Cerro Pachón using the Gemini Acquisition camera (AC) and a similar methodology to Fraser et al. (2013). The AC is a shutterless 1 k × 1 k frame-transfer CCD camera with pixel scale of 012 pixel −1 that supports subframe windowing. We acquired a nearly 60 minute sequence centered on the nominal overhead passage time. We positioned the CCD so that the target star and a nearby reference star were fully included in the window. The CCD was read out with 2 × 2 on-chip binning with a window of 88 × 65 binned pixels. We used an exposure time of 0.1 s.

Nominally, the Gemini header creation system creates image timestamps. However, this system was never intended to operate at the high cadences of our sequence. Because of this limitation, we disabled the header creation system to maximize cadence and minimize interexposure deadtime. We created image timestamps by monitoring file creation times that were produced by GPS time within the Linux system. This imaging configuration resulted in a 0.107 s median deadtime due to image readout and file writing. The resulting image cadence was 4.8 Hz.

We debiased and flattened science frames in the usual manner using sky flats. We extracted photometry using the SExtractor software package and calibrated the relative flux of the target star using the brighter reference star. The resulting photometry had a mean S/N of 48. No occulting structures, dust, rings, or solid bodies were seen. The cross-track offset for these data was 384 km, too far away to be relevant for the solid-body occultation.

4.4.2. South African Astronomical Observatory (SAAO)

We also took observations on the 74 inch telescope at the SAAO using one of the Sutherland High-speed Optical Cameras (Coppejans et al. 2011). This instrument is optimized for stellar occultation observations utilizing a frame-transfer CCD which can trigger each image from a GPS. The conditions on the night of the event were good, with scattered, light clouds and seeing of roughly 14. For these observations, we took 27,000 frames starting at 02:47:00.0 UT with a cadence of 0.1 s and a 6.7 ms deadtime. We set the instrument to −70 °C in 3 MHz conventional mode with the 5.2× amplifier, binned 8 × 8 (for a plate scale of 0608 pixel –1 ), and no filter.

We reduced the data using biases taken on the night of the event and flat fields taken the previous night, which was cloudless. We performed photometry on the target star and the one nearby brighter comparison. We carefully selected a background region to avoid other stars in the field. The optimal aperture was 6 binned pixels or 365. Figure 4 shows the resulting differential lightcurve, normalized to one, with an S/N (mean over standard deviation) of 21. These data are the closest to the shadow center line and have significantly higher S/N and time resolution compared to the mobile stations. We saw no evidence for any solid-body event. The data have a cadence of roughly 2 km per sample and grazing events as short as 200 m can be ruled out. In the subsequent analysis, we simply treat this as a nondetection and do not consider potential grazing chord constraints. We will return to the constraints provided by these data when discussing the data from all occultation events together (see Section 7.7).

Figure 4. SAAO observations for the 2017 June 3 occultation. The figure shows the lightcurve obtained from SAAO. We see no event in the data. The solid green lines indicate ±3σ relative to the "may25a" prediction. The dashed purple lines indicate ±3σ relative to the final "ey7" postdiction. The cross-track offset based on "ey7" is 17.4 ± 4.0 km. See Section 7.7 for an explanation of the terms "may25a" and "ey7."(The data used to create this figure are available.)

4.5. Results

Based on the final prediction prior to the June 3 event and the actual site locations, the chance of getting zero chords for D = 40 km was 3%. For a D = 40 km object, a single chord would be based on multiple frames with the star occulted and could be recognized with high confidence. Per D = 20 km, the chance of a null result was only 14%. In this case, either zero or one chord would likely be a null result because the chord would be so short. It was very unlikely that we would have seen even smaller objects because the chance of getting a single chord at all was so small. Even if we got a chord, there was a large chance it would be too short to be recognizable. We also did not observe a solid-body event from any fixed site however, most fixed sites were too far away from the mobile chords to provide much constraint.

Under the assumption that all of our error sources (random and systematic) are known and well characterized, these results indicated that the large and dark case for Arrokoth was unlikely. We chose to then optimize for the small object case for subsequent occultations.

4.6. Limits on Moons and Opaque Rings from Gemini

The nondetection of any occultation in the Gemini data provided upper limits on the presence of dust particles within the Gemini beam. The interexposure deadtime was the limiting factor in the size of detectable particles in the Arrokoth environment. The minimum detectable size was a particle perfectly centered on the occulted star, which would have cast a shadow on the detector that would be mostly contained in the deadtime, but with just enough on-exposure shadow to cause a detectable dip in flux. We consider a 5σ dip such that we would not have expected any one of the

16,000 exposures to vary by this amount by chance. Thus, in this limiting case, a shadow of duration , where te = 0.1 s was the exposure time and td = 0.107 s was the deadtime, could have produced a detectable dip in flux. With a ground-track shadow velocity of 20 km s −1 , the minimum detectable particle size (or narrow and opaque ring) was 2.3 km.


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Appendix: Deriving VS2's Shape and Density

We describe here the procedure used to determine the values of the semi-axis of a triaxial ellipsoid ( ) and the angle between the c-axis and the observer (θ).

First we have the relations from Sicardy et al. (2011 also used in Braga-Ribas et al. 2013 and Ortiz et al. 2017) between the real c e b semiminor axis and the observed b':

where in our case we have km as the semiminor axis of the ellipse observed in occultation. Multiplying both sides by 1/un and replacing b/un di β e c/un di γ, we can rewrite Equation (1) and rearrange the terms to have a direct relation of γ as a function of β:

Note that since the multi-chord occultation took place near the maximum brightness, we have un'= un, and so β'= b'/un. Second, using Equation (8) from Sicardy et al. (2011 SI) we have

where Δm is the amplitude of the rotational light curve (0.141 ± 0.009 mag see Table 1). We can rearrange the terms in the equation and obtain another relation of γ as function of β:

dove ξ = 10 −Δm/1.25 . Those two equations combined (Equations (2) and (4)) give us constraints on the values of β for every θ, but without any further assumptions, γ can assume any value from zero (or more specifically, undefined) to β e θ can have values from 0° to 90°.

Now, assuming that VS2 is large enough to achieve hydrostatic equilibrium, we have the limits for β e γ as a Jabobi-shape object. Tancredi & Favre (2008) present the relations Γ—associated with the angular momentum l—and Ω—associated with the angular velocity ω—given respectively by:

dove G is the gravitational constant, M, R, e ρ are the mass, equivalent radius, and density of the body, respectively. For a Jacobi object, there is a lower and an upper limit for the two quantities: 0.303 ≤ Γ ≤ 0.390, and 0.284 ≤ Ω ≤ 0.374 which also limit the values of β between 0.432 and 1, and γ between 0.345 and 0.583. The shapes of Jacobi ellipsoids in terms of the semi-axes (un, b, e c) can only be obtained by solving Chandrasekhar (1969)—also in Lacerda & Jewitt (2007) and Sicardy et al. (2011) supplementary information—integrals:

where . Once β = b/un is given, Equation (7) yields γ, which in turn allows for the calculation of ω (or ρ), using Equation (8).

We can plot the two relations between γ e β for a triaxial body (Equation (2) is represented in Figure 11 and Equation (4) in Figure 12) and verify if there exists a set of possible common solutions for every value of θ. Each of the intersections between the two curves for a same θ are presented as gray lines in Figure 13. If we also plot the Jacobi relation between γ e β (blue line in Figure 13) we should see a solution that intersects the three curves, which is not the case for VS2. This means that there is a solution for a triaxial shape but this solution is not a Jacobi shape.

Figura 11. Relation between β = b/un e γ = c/un obtained using Equation (2). Black lines correspond to a value of θ between 5° and 90° (from left to right), every 5°. The orange line is the value for β = γ. The red dotted vertical line is the value of β' = 0.811, observed in occultation.

Figura 12. Relation between β = b/un e γ = c/un obtained using Equation (4). Black lines correspond to a value of θ between 0° and 90° (from left to right), every 5°. The orange line is the value for β = γ. The red dotted vertical line is the value of β' = 0.811, observed in occultation.

Figura 13. Relation between β = b/un e γ = c/un combining Equation (2) (black dotted lines—as in Figure 11) and Equation (4) (red dotted lines—as in Figure 12). The blue curve is the intersection between the black and red lines for each value of θ and the uncertainties (dotted blue lines—which depend on the determination of β' and Δm). The orange line is the value for β = γ while the gray line represents the relation for β e γ for the Jacobi shape. Per θ between 55° and 80°, defined by the black and red full lines, there is no intersection between the blue and gray lines, meaning that there is no Jacobi solution for VS2.

In the case of VS2 the best solution for a triaxial shape have values for degrees, with ( km), ( km). Those values are also given on Table 10.

In order to have a Jacobi solution, we can explore different values for Δm, from zero to the nominal value of 0.141 mag. In fact we are assuming that some of the light curve contribution is due to VS2's shape and some due to albedo variation in the surface. When we try values for Δm smaller than 0.141 the lines in Figure 12 will move to the right and so more intersections with the lines from Figure 11 will be available, i.e., there will be an intersection between the gray and the blue lines in Figure 13. For Δm = 0.015 mag we find a Jacobi solution with β = 0.908 (b = 284.9 km), γ = 0.553 (c = 173.5 km), and θ = 75°.

We can also explore the other extreme and assume that VS2 has an oblate Maclaurin shape (with semi-axis un = b = 313.8 ± 7.1 km and 254.8 ≤ c ≤ 313.8 km). This assumption automatically imposes that the light curve amplitude variation is only due to albedo features on VS2's surface. Considering the light curve amplitude of 0.141 ± 0.009 mag—see Table 1—the presence of surface irregularities (lumps) and some albedo variegation (spots) on the object with a size approximately of 100 km (

16% of the object equivalent area) is needed. Note that the Sputnik Planitia in Pluto is nearly 1000 × 800 km across (

15% of its equivalent area Hamilton et al. 2016). Considering the Maclaurin shape and using the rotational period (P = 7.4175285 ± 0.00001 hr see Table 1), we can derive VS2's density of g cm −3 , as show in Figure 14.

Figura 14. Relation between and density for a Maclaurin object with rotation period of 7.4175285 hr (black line). The oblateness obtained for VS2 (blue horizontal full and dotted lines) gives limits for the minimum value of the density of 1.4 g cm −3 . Blue dotted lines represent the values considering the uncertainties in un e b. The red line is the interval between the limits.


10. Discussion

The statistical analysis of the data from the first stellar occultation by the resonant object 2014 WC510 favors a model of a binary object with a primary of diameter dp = 181 km and a secondary with diameter dS = 138 km. The projected shape of the object components is circular with weak statistical evidence against elliptical projected shapes, shapes that could be confirmed with higher S/N data in future occultations, or rotational light-curve data. This object is among the darkest objects measured with stellar occultations with a geometric albedo in the V band of 5%. This albedo is clearly lower than for the cold-classical Arrokoth and happens to be comparable to values typical for the Jupiter Trojans. This albedo measurement could be subject to a systematic error depending on its light-curve properties. We only know the mean brightness and the projected circular shape derived from the occultation. If the tridimensional shape of the object components are spherical, then our measurement should be accurate. If there is a rotational or a secular light curve from nonsphericity or from phase effects, then there will be a need for future recalibration of the albedo once better photometry is available. We note that the occultation data favor a simpler model with circular projected shapes over a more complex model with elliptical projected shapes. These circular projected shapes could be a product of spherical object components or the product of elongated object components, which can give circular or close-to-circular projected shapes depending of the orientation of the rotation pole and rotation phase, possibilities that the present data cannot discriminate.

From the statistical analysis of the occultation data, the partial disappearance of the star favors a model where the occulted stars is a previously unresolved double star (a visual double or an actual binary) with similar-brightness components and separated by 38 mas. With the available data, it is not possible to determine how different was the geometry of the stars when measured by Gaia DR2, which introduces a systematic uncertainty in the position of the star components at the occultation time, which in turn propagates to the derived position of the occulting object. More accurate parameters for the star could be available in future releases from the Gaia mission or from ground-based follow-up observations, such as speckle imaging to resolve both components, although 38 mas is in the limit of the theoretical capabilities of speckle imaging for a 8 m class telescope (Matson et al. 2019). Speckle imaging could provide, in principle, an independent measurement of the stars' relative brightness and separation to improve the modeling of the double object components from the occultation. However, it must be taken into account that attempts to confirm the double nature of the occulted star will also suffer from the unknown nature of the stars (double or actual binary), and the projected separation and position angle of the star components could also be different with respect to the one derived in the present occultation, when and if finally measured. To improve the characterization of 2014 WC510, we consider it more valuable to pursue future occultations together with studies of its rotational light curve. Observers must take into account the possibility of double stars present in the Gaia DR2 catalog not being labeled as such. The empirical contrast sensitivity of Gaia DR2 (Brandeker & Cataldi 2019) gives good constraints in the possibility of these unresolved double (or multiple) stars to take into account in the planning of occultation campaigns, which could be considered as systematic biases in the predictions.

This occultation measurement puts 2014 WC510 at the small end of the known multiple TNOs with accurate size and albedo measurements, with the exception of the small classical TNO Arrokoth (Stern et al. 2019 Buie et al. 2020b). Its double nature is not surprising and supports the expectation that most TNOs were formed as binaries, and that closer binaries have more chances of survival (Fraser et al. 2017 Nesvorný & Vokrouhlický 2019). The derived diameter of the object components put 2014 WC510 in the category of similar-size binaries, which could have a primordial origin, unlike the large TNOs with small satellites thought to have formed after catastrophic impacts (Noll et al. 2020). Stellar occultations by TNOs is a promising technique to advance the characterization of binary TNOs, particularly for the tight and small systems which are inaccessible by direct imaging.

2014 WC510 is moving in front of the galactic plane during the next few years, providing occultation opportunities to refine the size, shape, and orbit. From the RECON event prediction list, there are 30 occultation opportunities coming up in the next seven years visible somewhere on Earth, with seven of these visible from RECON itself. In future efforts, we recommend station separations smaller than 50 km to sample the secondary object. The overall coverage needed to ensure capturing both objects is not known at this time. The positions measured here can only provide guidelines, but it is clear the coverage required could still be as large as 1000 km due to the eccentricity of the mutual orbit even if the center of mass can be predicted with perfect accuracy.

This measurement of 2014 WC510 helps extend the coverage in the size–albedo parameter space in which good measurements are absent below

200 km, with the unique exception of Arrokoth. The characterization of small objects in this range (<200 km) is essential to understand the composition and evolution of the small population of TNOs. 2014 WC510 is consistent with the general tendency of smaller objects to have darker surfaces. A larger sample of accurate albedo and size measurements is necessary to determine if this tendency is real or due to an observational bias effect against higher albedo objects.

This work is made possible by the people that are part of RECON and CanCON: teachers, students, and other community members, including David Bryan Barrows, Jesús Bustos, Dorey Conway, Danielle D. Laguna, Steve Larson, Mario Andrés Mijangos, Erik Moen, Ian Norfolk, Kate G. Parkinson, Nidhi R. Patel, Robert Reaves, Glen Ryan, Joe Slovacek, Ihsan A. Turk, Jared T White Jr., and Charlene Wiesenborn. The observers listed in this work are but a small fraction of the total network, and their dedication to this project is deeply appreciated. Funding for RECON was provided by grants from NSF AST-1413287, AST-1413072, AST-1848621, and AST-1212159. J.J.K. acknowledges the support of the Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada (NSERC) [RGPIN/5499-2016]. T.J.B. acknowledges the support of Okanagan College through the Grants-in-Aid fund. Pan-STARRS is supported by the National Aeronautics and Space Administration under grant No. 80NSSC18K0971 issued through the SSO Near Earth Object Observations Program.

Software: astropy (Robitaille et al. 2013 Price-Whelan et al. 2018), emcee (Foreman-Mackey et al. 2013), dynesty (Speagle 2020), cartopy (Met Office 2018). Maps made with Natural Earth data.


Guarda il video: It Came From Out There. Oumuamua, The First Interstellar Asteroid! (Luglio 2022).


Commenti:

  1. Mazutaxe

    Grazie per la spiegazione, più semplice è meglio ...

  2. Wayland

    Penso che tu commetta un errore. Scrivimi in PM, ne parleremo.

  3. Titus

    Ti consiglio di cercare su google.com la risposta alla tua domanda

  4. Mikarisar

    Condivido pienamente la tua opinione.

  5. Dalmar

    Congratulazioni, il messaggio straordinario



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