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38628 후야

38628 Huya
이 기사는 그 작은 행성에 관한 것이다.다른 용도는 Huya(동음이의)를 참조하십시오.
38628 후야
Huya Hubble.png
Huya와 그 위성은 2012년 5월 6일 허블 우주 망원경에 의해 이미징되었다.
디스커버리[1]
검색 대상이그나시오 R. 페린 외
검색 사이트라노 델 하토 오브스.
발견일자2000년 3월 10일
지정
(38628) 후야
발음/huːˈjɑː/ 후-야
이름을 따서 명명됨
후야
2000년173 EB
TNO · 플루티노[2]
코자이 레스[3] · 먼 곳의[4]
궤도 특성[1][2]
2021년 12월 17일 (JD 2459200.5)
불확실성 매개변수 1
관측호24.44 yr(8,926일)
가장 빠른 사전 검색 날짜1996년 4월 9일
압헬리온50.835AU
페리헬리온AU 28.552년
AU 39.694
편심성0.28068
250.09 yr(91,345 d)
8.038°
0° 0 14m.10s/1일
기울기15.474°
169.420°
68.485°
알려진 위성1
물리적 특성
평균 지름
406±16km (선택 사항만 해당)[5]
458±9.2km (계속 및 보조, 견적)[5][6]
미사>5.01×1019 kg[a]
평균 밀도
>1.43 g/cm3[7][8]
5.28h(주문자)[7]
4.45±0.07시간(계속)[9]
6.75±0.01시간(주)[10]
0.083±0.004[5]
0.081±0.008[6]
IR(황색)[11][12]
B−V=0.96±0.01[13][14]
V−R=0.57±0.02[13]
V−I=1.2±0.02[13]
19.8 (1998년)[15]
19.11 (1998년,
R-밴드)[16]
5.04±0.03[5]
5.048±0.021[17]
4.8 (주)[1][4]

38628 Huya (/huːˈjɑ/hoo-Yah), 잠정 명칭 2000 EB는173 외부 태양계에서 해왕성 너머를 공전하는 얼음 물체의 지역인 카이퍼 벨트에 위치한 이진 트랜스 넵투니아 물체다.후야는 해왕성과 3:2 궤도 공진에서 궤도를 가진 넵투니아 횡단 물체의 역동적인 등급인 플루티노로 분류된다.콰사르 적도 조사단에 의해 발견되었고 2000년 3월 베네수엘라 천문학자 이그나시오 페린에 의해 확인되었다.남아메리카 원주민인 와유족의 신화적 비의 신 주야(Juya)의 이름을 따서 지은 것이다.

후야의 표면은 표면에 복잡한 유기화합물이 존재하기 때문에 적당히 붉은색을 띤다.후야에서 직접 수빙이 검출되지는 않았지만, 수빙도 표면상 존재하는 것으로 의심돼 왔다.후야는 지름이 약 400km(250mi)로 추정되는 중간 크기의 넵투니아 횡단 물체로 간주된다.후야는 비교적 작은 크기와 어두운 표면은 결코 단단한 몸체로 붕괴되지 않았고 따라서 정수 평형 상태에 있지 않았음을 암시하지만 가능한 왜성으로 여겨졌다.[18]

Huya는 S/2012 (38628) 1로 명명된 알려진 자연 위성을 가지고 있다.위성은 후야에 비해 상대적으로 크며, 후야의 밝기 변화를 측정한 결과 후야의 회전이 위성의 궤도와 동기화되지 않을 수 있다는 결과가 나왔지만 회전이 느려졌을 것으로 예상된다.

역사

디스커버리

후야는 2000년 3월 10일 베네수엘라 메리다의 라노델하토 국립천문관측소에서 구스타보 브루즈알과 찰스 발테이가 이끄는 콰사르 적도조사단(QUEST) 천문학 팀에 의해 발견되었다.[19][20]후야는 2000년 3월 15일 밤 베네수엘라 천문학자 이그나시오 페린에 의해 라노델하토 국립천문관측소 1m 슈미트 망원경을 사용하여 퀘이사와 초신성 등 하늘 깊은 물체를 6시간 동안 조사한 영상을 통해 컴퓨터 지원 검색 중에 처음 확인됐다.[21][20][22]발견 당시 후야는 처녀자리에 있었다.[b]후야의 미묘한 움직임은 복수의 영상을 겹쳐서 움직이는 물체를 식별하기 위해 고안된 QUEST의 컴퓨터 프로그램에 의해 감지되었다.[20][19]이후 발견팀은 후야의 궤도 운동을 검증하기 위해 같은 달 동안 실시된 이전의 QUEST 조사로부터 채취한 영상을 분석하였다.[20]

후야의 발견은 2000년 6월 3일 마이너 플래닛 전자 순환에 있는 마이너 플래닛 센터에 의해 공식적으로 발표되었다.[21]발견 연도를 나타내는 잠정 명칭 2000EB가173 부여되었으며, 첫 번째 서한에서는 발견이 3월 상반기에 이루어졌다는 것을 추가로 명시하였다.[24]마지막 글자와 지정번호는 후야가 3월 상반기에 발견된 4327번째 물체임을 나타낸다.[24]당시 후야는 멀리 있는 물체에 비해 비교적 밝은 20의 겉보기 크기 때문에 태양계에서 가장 큰 작은 행성 중 하나로 생각되었다.[20]이것은 그것이 명왕성의 약 4분의 1 크기일 수도 있고 왜소행성 Ceres와 비슷한 크기일 수도 있다는 것을 암시했다.[19][22][25]발타이 예일대 물리학부장은 이번 발견이 1930년 명왕성 이후 카이퍼 벨트에서 발견된 물체 중 가장 크기 때문에 의미가 크다고 선언했다.[19]발타이는 그들의 발견에 관한 인터뷰에서 다음과 같이 주장했다.

이 발견의 중요성?단지, 와우! 오랜 세월이 흘렀음에도 불구하고, 우리는 여전히 태양계에서 새로운 것을 발견할 수 있다.그 중 일부는 운이다.우리는 적당한 곳을 찾아보았다.다른 하나는 우리 기구의 정밀도다.[22][19]

발견팀은 후야의 발견 발표 후 1996년 4월 9일 팔로마르 천문대의 사무엘 오스친 망원경으로 찍은 후야의 사전 발견 영상을 발견했다.[20][4]팔로마르의 후야에 대한 이러한 사전 발견 이미지는 후야에 대한 가장 초기 알려진 관찰이다.[4][1]2000년 이후의 후속 관찰과 함께 프리 디스커버리 영상은 후야의 관찰 호를 최대 4년까지 연장시켰고, 후야의 궤도를 정교하게 하는 데 도움이 되었다.[20]2002년까지 후야는 303번 관찰되었다.[26]이것은 궤도를 정확하게 결정하기에 충분했기 때문에, 2002년 3월 28일 후야에게 소행성 번호 38628을 할당받았다.[26][27]

이름

이 작은 행성은 베네수엘라 북부와 콜롬비아의 과히라 반도에 토착한 와유족의 우신 후야(주야)[28][29]의 이름을 따서 명명되었다.웨이우 신화에서 주야는 비를 다스린 사냥꾼으로 바람과 건기와 관련된 여성 인물인 풀로위(Pulowi)와 결혼했다.[30]주야 역시 겨울과 연관되어 태양 너머의 천체 고도에서 살고 있다.[31]페린이 이끄는 발견팀은 특히 후야가 발견된 지역에 살던 베네수엘라 토착민들을 대표해 이 이름을 선택했다.[29]페린은 후야가 형성되는 동안 여러 가지 충격 사건을 경험했다고 추정했는데, 후야는 후야와 관련된 특성인 비와 유사하다고 생각했다.[29]

이름을 검색하는 동안, 페린과 그의 팀은 개체의 특성과 관련된 특성을 가진 토착적인 이름에 기초한 이름 지정 계획에 동의했다.[29]페린 연구팀이 고려하는 20개의 잠재적 이름들 중에서, 그들은 쥬야라는 이름을 선택했는데, 동등한 음성 영어 철자 후야로 바뀌었다.[29]그 이름은 나중에 제출되어 국제천문연맹(IAU)에 제안되었고, 그 후 2003년에 그 이름을 승인했다.[28]Minor Planet Center는 2003년 5월 1일에 명명 표창을 발행했다.[28]비록 IAU의 현재 소행성에 대한 명명규칙은 플루티노스의 궤도 등급의 물체들(해왕성과 3:2 궤도 공명의 물체들)을 지하 신들의 이름을 따서 명명할 것을 요구하고 있지만,[27] 후야가 명명되었을 때는 아직 이 지침이 확립되지 않았다.[32]

궤도

태양 주위를 도는 후야의 궤도를 극적으로 보여주는 것으로, 외행성의 궤도는 비교를 위해 보여진다.

후야는 해왕성과 2:3 평균 운동 궤도 공명 상태에 있는데, 이는 후야가 해왕성이 완료한 3개의 궤도에 대해 태양 주위를 두 개의 궤도를 완성한다는 것을 의미한다.[33]후야는 해왕성과의 2:3 궤도 공진 때문에 명왕성과 비슷한 궤도를 가진 물체의 역동적인 종류인 플루티노로 분류된다.[20]Huya는 평균 거리 39.8 AU (5.959×10 km)로 태양의 궤도를 돌면서 전체 궤도를 완성하는데 250년이 걸렸다.[1]후야의 궤도는 명왕성의 궤도 경사인 17도보다 약간 적은 15.5도 정도 황반으로 기울어져 있다.[1][34]궤도 이심률이 0.28인 긴 궤도를 가지고 있다.그것의 편심 궤도 때문에, 태양으로부터의 거리는 그것의 궤도의 경로에 걸쳐 다양하다. 그 범위는 심층 (가장 가까운 거리)에서 28.5 AU부터 심층 (가장 빠른 거리)에서 51.1 AU까지이다.[1]명왕성과 마찬가지로, 해왕성과의 공명은 후야와 거대한 행성들 사이의 근접 접근을 막는다.[35]후야와 넵튠 사이의 최소 궤도 교차로 거리(MOID)는 1.45AU이지만 [4]공명으로 인해 두 사람은 결코 서로 21AU 이상 가까이 오지 않는다.

Huya는 2015년에 Perielion을 통과했고,[1][4] 현재 태양으로부터 멀어지고 있으며 2149년까지 Afelion에 근접하고 있다.[36]2019년 현재 후야는 태양으로부터 약 28.8AU로, 오피우쿠스자리 방향에 위치해 있다.[37][38]Deep Ecliptic Survey(DES)의 시뮬레이션을 통해 후야가 향후 1000만년에 걸쳐 27.27AU의 작은 근거리(qmin)를 획득할 수 있다는 것을 알 수 있다.[2]

해왕성, 명왕성 그리고 태양으로부터의 후야의 다양한 거리는 2007년부터 3007년까지 1,000년 동안 그래프로 표시되었다.
후야와 해왕성의 향후 10만년 사이의 거리.2:3 공명으로 인해 후야는 결코 해왕성의 21AU보다 가까이 오지 않는다.
넵튠과 2:3 공명으로 천도하는 후야의 궤도, 넵튠과 함께 회전하는 틀 안에서.

물리적 특성

크기

Huya에 대한 추정치
연도 지름(km) 방법 참조
2001 ~600 가정한 알베도 [20]
2003 <540 광도 측정법 [39]
2005 <548 보온성의 [40]
2005 480±50 보온성의 [41]
2007 546.5+47.8
−47.1
또는 523.1+22.7
−21.9 		보온성의
(스파이처 2밴드) 		[42]
2007 532.6+24.4
−25.1 		보온성의
(iii) 		[42]
2012 438.7+26.5
−25.2 		보온성의 [43]
2012 384+98
−134 		광도 측정법 [44]
2013 438.5±0.5 베스트핏 알베도 [45]
2013 458±9.2
또는 406±16 (선택 사항만 해당) 		보온성의 [5]
2019 458+22
−21 		보온성의 [6]
예술가의 후야와 그 위성의 공연.Huya와 같은 어둡고 중간 크기의 TNO가 정수 평형 상태에 있을 가능성이 낮다고 제안하는 Grundy 외 연구진에 따르면 Huya는 구형일 가능성이 낮다.[18]

발견 당시 후야는 초기에 측정한 밝은 절대치수 4.7과 어두운 알베도(반사율) 0.04를 기준으로 명왕성의 약 4분의 1 크기, 즉 600km(370mi)로 추정되었다.[20]후야에 대한 이 초기 크기 추정치는 당시 알려진 가장 큰 넵투니아 횡단 물체 중 하나로, 세레스에 이어 두 번째로 큰 작은 행성으로 순위를 매겼다.[c][20][19][25]후야의 열 방출에 대한 후속 측정은 후야의 알베도 추정치를 더 높였으며, 결과적으로 더 작은 직경 추정치에 해당한다.[46]2003년과 2005년 후야의 광도 및 열 관측은 0.08년 경의 최소 알베도에 근거하여 후야의 직경에 540–[39][40]548 km(336–341 mi)로 상한선을 두었다.

후야의 직경에 대한 초기 추정치는 겉으로 보기에 절대적으로 높은 크기(밝기)로 계산되었으며, 이후 2012년 발견되기 전까지 존재는 알 수 없었던 1차체(후야)와 그 대형 위성의 밝기 조합으로 밝혀졌다.[46][5][47]천문학자들은 후야의 밝기에서 위성의 영향을 빼냄으로써 후야의 실제 직경을 대략적으로 추정할 수 있었다.[5]2013년 허셜 우주관측소에서 후야의 열 방출량을 측정한 결과 후야의 평균 지름은 406km(252mi)로 추정된다.[5]명왕성과 그 위성의 달인 카론과 비교하면 후야는 명왕성의 지름이 약 1/6이고, 카론의 지름이 1/3이다.[d]

2019년 3월 18일, 후야는 그 앞을 지나갈 때 잠시 별을 어둡게 하면서, 리히터 규모 10.6의 밝은 별을 발견했다.[49][50]이 별의 신비화는 중부 유럽 전역의 천문학자들에 의해 관측되었고, 이 지역의 22개 관측 사이트에 의해 탐지되었다.[49]이 관찰의 성공적인 탐지는 루마니아에서 14개의 화음, 터키에서 5개의 화음, 그리고 이스라엘에서 3개의 화음을 얻었다.[49]후야는 오컬트화에서 얻은 화음으로 구성된 가장 잘 맞는 타원형 모델을 기초로 하여, 주름이 없는 모양을 하고 있는 것으로 나타났다.[49]밀교 중에는 가능한 대기나 고리의 징후는 감지되지 않았다.[49]

가능한 왜성 상태

후야는 지름이 큰 것으로 추정되는 높은 밝기로 인해 왜성이 될 가능성이 있는 행성으로 여겨졌다.[46][51]천문학자인 곤살로 텐크레디는 후야를 빙하 물체가 회전체 형태를 유지하기 위해 제안된 최소 크기인 450km(280mi)보다 큰 지름을 가진 왜소행성으로 간주했다.[51][52]그러나 후야의 지름을 나중에 측정한 결과 더 작은 크기의 추정치가 나왔기 때문에 이 가능성에 의구심을 갖게 되었다.[46]허셜의 평균 직경 406km(252mi)를 채택한 후야는 타원형인 토성의 달 미마스보다 약간 크고, 모양이 불규칙한 해왕성의 달 프로테우스보다 약간 작다.[5][e]2019년에 윌리엄 그룬디와 동료들은 약 400–1,000 km (250–620 mi)의 크기 범위에 있는 넵투니아 횡단 물체들은 더 작고 다공성(따라서 저밀도)의 물체와 왜소행성과 같은 더 크고 밀도가 높고 더 밝고 지질학적으로 차별화된 행성체들 사이의 과도체라고 제안했다.[18]후야는 크기 범위의 하단에 위치해 있어 후야의 내부 구조가 형성 이후 다공성 및 구분이 되지 않아 정수 평형 상태일 가능성이 낮음을 시사한다.[18]2014년 연구에서 오드리 시루인과 동료들은 후야의 최소 밀도가 1.43 g/cm라고3 제안했지만 이는 밝기의 변화에서 간접적으로 도출한 대략적인 추정치였다.[7]

스펙트럼 및 표면

Huya의 반사 스펙트럼은 적외선 스펙트럼에서 중간 정도의 적색이며 특징이 없으며, 물 얼음과 기타 휘발성 물질의 명백한 흡수 시그니처가 결여되어 있다.[54][55][5]산란된 디스크 오브젝트 1996 TL66은 가시적인 색상은 다르지만 유사하게 특징 없는 스펙트럼을 후야와 공유한다.[56]Huya의 특징 없는 스펙트럼은 그것의 표면이 태양 복사와 우주 광선에 의해 조사된 어두운 유기 화합물들의 두꺼운 층으로 덮여 있음을 나타낸다.[56][57]후야의 적외선 스펙트럼에는 물 얼음이 없는 것으로 보이지만 일부 천문학자들은 2011년과 2017년 가시 스펙트럼에서 미세한 물 얼음 징후를 포착했다.[12][58]후야의 가시적 스펙트럼과 적외선 스펙트럼 사이에 물 얼음 존재의 불일치는 후야의 표면 구성에서 이질성을 나타내는 것으로 해석됐다.[5]회전이 진행되는 동안 후야의 가시 스펙트럼에 대한 다중 관측에서 미묘한 물 얼음 흡수 특성이 재발하기 때문에 후야의 표면은 균일하게 미량의 물 얼음으로 덮여 있다.[58]2000년 Huya 스펙트럼의 초기 관측에서는 파장 약 0.7μm의 적색 스펙트럼 기울기가 확인되었는데, 이는 어두운 횡단 넵투니아 물체의 전형이다.[20]추가적인 적외선 흡수 기능도 확인되었으며, 후야 표면에 수성 변화 규산염 광물이 존재했기 때문으로 분석되었다.[57][55]

후야 표면의 붉은 색은 태양 복사와 우주 광선에 의한 유기 화합물의 조사 결과로서, 표면을 덮고 있는 어둡고 불그스름한 털을 생성한다.[57]Huya의 특징 없는 스펙트럼은 그것의 표면이 태양 복사와 우주 광선에 의해 조사된 어두운 유기 화합물들의 두꺼운 층으로 덮여 있음을 나타낸다.[57]물 얼음의 겉으로 보이는 큰 카이퍼 벨트 물체 바루나에 비해 후야의 스펙트럼은 더 붉고 특징이 없어 보이는데, 이는 후야의 표면이 그 아래에 물 얼음을 감추고 있는 두꺼운 털 층으로 덮여 있음을 암시한다.[57]후야에 있는 표면 털의 층은 바루나의 층보다 두껍다고 생각되는데, 그 결과 더욱 강렬한 방사선 환경의 결과였다.[57]이러한 흡수 기능에 가장 적합한 모델은 Huya의 표면이 물 얼음뿐만 아니라 운성 아이스톨린 (얼음톨린 II), [59]질소가 풍부한 타이탄톨린,[60] 그리고 물의 얼음의 혼합물로 구성되어 있음을 시사한다.[55]

2001년과 2002년 후야의 초거대 망원경을 이용한 스펙트럼 분석 결과 0.6~0.82μm 부근 적외선 파장에서 약한 흡수 특성이 잠정적으로 확인돼 표면에는 필로실산염 물질이 존재할 가능성이 있다.[55]후야 스펙트럼의 0.6μm 흡수 특성은 돌로니 S형 소행성의 스펙트럼의 그것과 유사하며, 비록 그러한 광물들이 넵투니아 물체들에서는 풍부하지 않을 것 같은 미량이지만 스피넬 그룹 광물의 존재를 암시할 수 있다.[55]후야의 스펙트럼에서 0.7μm에 가까운 기타 흡수 특성은 암흑 소행성의 스펙트럼에 있는 것과 유사하게 나타나, 충격 사건이나 후야 내부의 방사성핵종의 방사성 붕괴에 의해 유도된 난방을 통해 수성 규산염 광물의 존재를 나타낸다.[55]그러나 후야 스펙트럼에 대한 후야 스펙트럼의 이후 관찰 결과 후야 표면의 작은 국부적 영역에 집중될 가능성이 있는 물질과 관련된 흡수특성은 발견되지 않았다.[58]

밝기

후야는 시력 절대치(H) 5.04, 낮은 기하학적 알베도는 0.083이다.[5]겉보기 크기, 지구에서 볼 수 있는 밝기는 19.8에서 21.6까지 다양하다.[15]후야는 매년 6월 19.8의 시각적 외견상 규모에서 반대한다.[15][61]R-밴드 범위의 파장에서 Huya는 R-밴드 겉보기 크기가 19.11의 반대편 크기에 도달하는 [20]등 붉은 빛으로 더 밝게 나타난다.[16]후야가 발견될 당시에는 알려진 가장 밝은 넵투니아 횡단 물체 중 하나라고 생각되었는데, 이는 먼 물체치고는 비교적 밝은 것으로 보여 후야로서는 초기에는 큰 규모의 추정치에 해당한다.[20]후야가 반대하게 되면 위상각이 0에 가까워지는 반대급부로 인해 밝기가 높아진다.2001년, 후야에 대한 장기 광도 관측을 실시하여 반대파 서지 행동을 관찰하고 후야 밝기의 변동성 징후를 확인하려고 시도하였다.그 결과는 반대편에 가까운 밝기의 점진적인 증가를 보여주었고, 낮은 기하학적 알베도를 나타냈다.후야는 명왕성 이외의 넵투니아 횡단 물체로는 처음으로 반대 급증을 측정했다.[16]Huya는 추정된 광선 곡선 진폭이 0.097보다 작을 정도로 밝기의 변동성이 거의 없는 것으로 보였다.[16]

회전

후야의 회전 시기는 광선 곡선의 평면적인 외관으로 밝기의 변동성이 거의 보이지 않기 때문에 알 수 없다.[62][63][64]2000년 Huya에 대한 예비 광도 관측 결과 1.25시간 동안 밝기의 3%보다 큰 변동성의 징후는 보고되지 않았다.[62][20]2001년 반대편 Huya에 대한 후속 광도 관측 결과, 추정 진폭은 0.097개 이하의 평탄한 광도 곡선을 보였다.[16]후야의 광선 곡선의 작은 진폭은 그것의 회전 축이 지구를 향하면서 극-온 구성으로 방향을 잡을 수 있음을 암시한다.[10]후야 주변에서 대형 위성이 발견됐다는 것은 위성의 궤도를 알 수 없지만 위성에 일시적으로 잠길 수 있음을 시사한다.[7]후야의 회전이 위성과 상호 조력력을 통해 태양계 시대에 비해 짧은 시간 단위로 느려질 것으로 예상되는 가운데, 후야에 대한 여러 광도 관측 결과 몇 시간의 변동성을 나타내, 후야가 위성에 일시적으로 고정되지 않을 수도 있음을 시사한다.[10][7][9]

2002년에 오르티즈와 동료들은 후야에 대해 6.75±0.01시간의 단편적인 회전 기간을 얻었고, 그 밖의 대체 기간인 6.68±0.01시간과 6.82±0.01시간을 얻었다.[10]그들이 추론한 회전 기간은 2002년 2월과 3월에 별도로 취한 단기 사진 측정의 데이터 세트에서 도출되었다.[10]후야의 회전 기간에 대한 평균 해법 6.75±0.01은 진폭이 0.1 크기 미만인 이전의 광도 관측치와 일치하는 것으로 보였다.[10]그러나 오르티즈가 결정한 회전 기간은 후에 후야의 밝기 변동성의 가명으로 결정되었다.[7]2014년, 티루인은 2010년부터 2013년까지 실시된 단기 광도 관측에서 잠정적으로 결정된 5.28시간의 단편 회전 기간을 단축할 것을 제안했다.[7]오르티즈가 추론한 이전의 회전 기간과 마찬가지로, 티루인이 획득한 후기는 단편적인 광도계에 의한 데이터에 근거한 것이며, 30% 이상의 인수에 의해 오차가 있을 수 있다.[1]

탐험

2012년 애슐리 글리브스와 동료들이 발표한 연구에서 후야는 아틀라스 V 551이나 델타 IV HLV 로켓에서 발사될 궤도선 임무의 잠재적 대상으로 여겨졌다.후야로 가는 궤도 탐사선의 경우, 우주선은 2027년 11월에 발사 날짜를 갖고 목성의 중력 보조 장치를 사용하여 도착하는데 20년에서 25년이 걸릴 것이다.[65]글레이브스는 궤적이 둘 다 주변의 궤도 삽입을 위해 가장 적은 기동력을 필요로 했기 때문에 후야와 익시온이 궤도 위성을 위한 가장 실현 가능한 목표물이라고 결론지었다.[65]행성 과학자 아만다 짱가리는 후야로 가는 비행 임무를 위해 2027년 또는 2032년 발사일을 기준으로 목성 중력 보조 장치를 이용해 후야에 도착하는 데 우주선이 10년 정도 걸릴 수 있다고 계산했다.후야는 우주선이 2040년까지 도착할 때 태양으로부터 대략 31~37AU가 될 것이다.[66]목성, 토성 또는 천왕성의 중력 보조를 이용한 대체 궤도도 고려되었다.목성과 천왕성의 중력 보조를 이용한 궤적은 발사일로부터 2038년 또는 2039년, 토성의 중력 보조를 사용한 궤적은 이후 발사일로부터 16년 이상이 걸릴 수 있다.우주선에 이러한 대체 궤적을 사용하면, 후야는 우주선이 2060년 이전에 도착할 때 태양으로부터 약 37~38AU가 될 것이다.[66]

위성

S/2012 (38628) 1
38628-huya.gif
2002년 6월과 7월 사이에 하루 간격으로 촬영된 후야와 그 위성의 허블 이미지
디스커버리[47]
검색 대상키스 홀
윌리엄 M. 그룬디
힐케 쉴리칭
루스 머레이-클레이
수잔 D.베네치
발견일자2012년 5월 6일
(2012년 7월 12일 발표)
궤도 특성[8]
~1740±80km
~3.2 d
의 위성후야
물리적 특성[5]
평균 지름
213±30km (기본과 동일한 알베도)
알베도0.083 (1998년)
6.44

S/2012 (38628) 1은 유일하게 알려진 후야 위성의 잠정 명칭이다.[47][8]2012년 5월 6일 입수한 허블우주망원경 관측에서 키스놀(Keith Noll)이 이끄는 팀에 의해 발견되었으며, 2002년 6월 30일과 7월 1일의 기록 허블우주망원경 이미지를 재조사하는 과정에서 확인되었다.[47]이 발견은 국제천문연맹에 보고되었고 2012년 7월 12일에 발표되었다.[47]후야와 같은 알베도를 가정했을 때, 위성의 지름은 약 213 km(132 mi)로 추정된다.[5]허블 허블 이미지에서 보면 1차에서 위성의 분리 거리는 최소 1740km(1080mi)로 추정된다.[8]

특성.

위성은 후야(HV=5.04)보다 1.4배 더 조광해 위성의 시각적 절대폭은 6.44이다.[47][5][f]위성은 후야에 비해 상대적으로 커 1차 지름이 406km(252mi)의 절반보다 약간 크다.[8][5]1차에서 위성의 크기 비율은 0.525이다.[8]큰 크기 비율은 명왕성과 카론 이항계와 유사하며, 명왕성의 큰 달 카론은 질량의 중심(바리 중심)이 카론과 명왕성 사이의 공간에 위치할 정도로 크고 거대하다.[48][7]후야 체계는 그것의 중심부에 대한 정보는 알려져 있지 않지만 유사한 경우에 있을 수 있다.[7]후야에 비해 규모가 큰 이 위성은 후야에 대한 여러 광도 관측은 몇 시간의 회전 기간을 나타내므로 후야가 위성에 대해 일시적으로 잠기지 않을 수도 있음을 시사하지만,[7] 두 구성 요소가 상호 간결하게 잠기는 정도로 후야의 회전을 늦췄을 것으로 예상된다.[10][9]후야가 위성에 대해 일시적으로 잠기지 않는다면 이는 위성이 0.5g/cm3 내외의 매우 낮은 밀도를 가질 수 있다는 것을 의미하며, 이는 두 구성 요소가 상호 잠기는 데 더 오랜 시간이 걸릴 것이다.[7]

위성의 궤도는 후야의 위성에 대한 해결된 관측 횟수가 적어 잘 알려져 있지 않다.[15]따라서 후야에 대한 최종 질량과 밀도 추정치는 위성의 궤도에서 도출될 수 없다.[5]2002년 촬영된 후야의 아카이브 허블 영상을 바탕으로 볼 때, 후야로부터 위성의 각도 분리 거리는 약 60~80밀리리컨데,[47][15] 이는 대략 1740±80km에 해당한다.[8]2002년 하루 간격으로 촬영된 두 허블 이미지에서 후야 주변에서 위성이 위치를 바꾼 것을 보면 대략 3.2일로 추정되고 있다.[8]

메모들

  1. ^ 허셜 직경 406km(반경 203km)[5]의 추정치를 사용해 계산했으며, 하한 밀도는 1.43 g/cm로3 추정했다.[7]Huya의 구형 형태를 가정할 때 반경 203 km는 약 3.504×107 km의3 부피를 산출한다.부피에 1.43 g/cm의3 밀도를 곱하면 대략 5.011×1019 kg의 질량이 나온다.
  2. ^ 2000년 3월 10일 동안 Huya의 주어진 적도 좌표는 13h 20m 32.68s, -00° 09 ′ 06.6″[21][4]으로 처녀자리 좌표에 13h, 0° 전후에 가깝다.[23]
  3. ^ 명왕성은 그 당시에도 행성으로 여겨졌다.
  4. ^ 현재 명왕성과 카론의 지름 추정치는 각각 2376km와 1212km이다.[48]명왕성 지름의 6분의 1은 396km, 샤론 지름의 3분의 1은 404km로 후야 지름의 2013년 허셜 추정치인 406±16km에 가깝다.
  5. ^ 미마스는 평균 지름이 396km(246mi), 프로테우스는 평균 지름이 420km(260mi)이다.[53]허셜의 평균 직경 406km(252mi)를 후야로 채택해 미마스보다 크고 프로테우스보다 작다.
  6. ^ 더 큰 크기 값은 더 희미한 밝기에 해당한다.

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