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小行星47171

小行星

47171 伦波，或联星(47171) 伦波-希西（也称为1999 TC36），位于太阳系的最外层区域，是海王星外天体和来自古柏带的三合星系统。美国天文学家埃里克·鲁宾斯坦（英语：Eric P. Rubenstein）和路易-格雷戈里·斯特罗尔格（英语：Louis-Gregory Strolger）在美国亚利桑那州基特峰国家天文台，于1999年10月1日的一次观测中发现了它[2][11]。鲁宾斯坦正在搜索斯特罗尔格拍摄的影像，这是他们对附近星系超新星搜索项目的一部分。它与海王星具有2:3的平均运动共振，被归类为冥族小天体，属于较亮的TNO之一。它在2015年7月到达近日点。这颗小行星以芬兰神话中的恶神星（英语：Lempo）命名[2]。

恶神星（47171 Lempo）
2001年由哈伯太空望远镜拍摄的伦波-希西和它们的外围伴星帕哈（Paha）。伦波（Lempo）和希西（Hiisi）没有被解析出来。
发现[1]
发现者埃里克·鲁宾斯坦（英语：Eric P. Rubenstein）
路易-格雷戈里·斯特罗尔格（英语：Louis-Gregory Strolger）
发现地基特峰国家天文台
发现日期1999年10月1日
编号
命名依据伦波（英语：Lempo） (芬兰神话) [2]
其它名称1999 TC36
小行星分类TNO · 冥族小天体[3] · 远距[2] · 三元[4]
轨道参数[1]
历元 2020年12月17日（JD 2459200.5）
不确定参数 1
观测弧46.58年（17,013日）
远日点48.397 AU
近日点30.542 AU
半长轴39.470 AU
离心率0.22618
轨道周期247.97 yr（90,572日）
平近点角8.547°
轨道倾角8.4233°
升交点黄经97.020°
近日点参数294.424°
已知卫星2
物理特征
质量(12.75±0.06)×1018 kg
（整体系统）[4]
(14.20±0.05)×1018 kg
（不包括帕哈）[4]
6.71×1018 kg
（主星）[5]
平均密度0.64+0.15
−0.11 g/cm3 （系统）[6]
几何反照率0.079+0.013
−0.011 （系统）[6]
光谱类型RR（非常红）[7][8]
B–V=1.029±0.047[9]
V−R=0.693±0.032[9]
V−I=1.270±0.050[9]
视星等19.9[10]
绝对星等(H)5.41±0.10[6]
4.8（假定）[1]

三元系统的其它两个成员是帕哈（Paha，/ˈpɑːhɑː/）和希西 （Hiisi，/ˈhiːsi/），分别在2001年和2007年发现，并以伦波的两个恶魔同伙帕哈和希西命名[12]。

历史

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发现

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伦波是用基特峰的0.9米WIYN望远镜（左）发现的。

伦波系统是美国天文学家埃里克·鲁宾斯坦（英语：Eric P. Rubenstein）和路易-格雷戈里·斯特罗尔格（英语：Louis-Gregory Strolger）在亚利桑那州的基特峰国家天文台进行附近星系超新星搜索（NGSS）专案时，于1999年10月1日的观测发现。NGSS专案于1998年做为斯特罗尔格博士论文的一部分启动，是一个为期三年的以CCD为基础沿天球赤道测量星系，以搜索附近的低红移超新星。基特峰天文台的WIYN 0.9米望远镜用于该区域的广视场成像，与黄道平面相吻合的古柏带天体（KBO）伦波很可能就出现在这儿[13]。鲁宾斯坦在斯特罗尔格于1999年10月1日拍摄的图像中，确定伦波为星座鲸鱼座中一个相对明亮、缓慢移动的天体[11][a]。对疑似KBO的天体，视星等20等是异常明亮的亮度，值得进行后续的观测以确认该天体[13][14]。

在发现伦波后，鲁宾斯坦和斯特罗尔格又连续观测了三天。该天体也在1999年9月30日，即被发现前一天拍摄的图像中被找到。1999年12月21日，小行星中心宣布了这一发现，该天体被赋予了临时名称 1999 TC36[11]。临时名称表明伦波是1999年10月上半月发现的第903颗小行星[b]。到2002年，更多的观测将伦波的观测弧延长到两年多，足以确定一个准确的轨道[2]。因此，小行星中心在2002年9月21日授予伦波永久的小行星序号47171[16]。截至2021年 (2021-Missing required parameter 1=month!)，在超过46年的观测弧上，对伦波观测的纪录总共已经500多次[2]。已知对伦波回溯发现的最早观测是在 赛丁泉天文台 1974年6月和1976年5月和9月的数位巡天（英语：Digitized Sky Survey）照相底片（英语：Photographic plate）中发现的[17]。

命名

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三重系统中最大的主星是以芬兰神话中的伦波（英语：Lempo）命名[c]。他最初被奉为爱和生育之神，在基督教引入芬兰后被描绘成一个魔鬼。伦波在他的两个恶魔同伴希西和帕哈的协助下打倒了英雄万奈摩宁，其名称分别表示较小的内部和外部成员[2]。这些名字是天文学家布莱恩·霍勒（Bryan J. Holler）代表选择的[14]。官方命名的引文由小行星中心于2017年10月5日发布[12]。

三元系统

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伦波

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伦波是一个分层的三重系统，由一个中央主星组成，它本身就是一个由两个类似大小的成员（伦波和希西）组成的联星系统，以及一颗小的卫星，位于一个宽的离心环联星轨道（Paha）上。层次的结构通过用字母“A”表示明显的伦波–希西层级，用字母“B”表示较小的外部伴星帕哈，来识别层次结构；个别的主要成员伦波和希西分别被区分为“A1”和“A2”[4]。三个成员从大到小的排序是伦波、希西、和帕哈[18]。

假设所有组件均为具有均匀体积密度（英语：Bulk density）的球形，根据帕哈的运动估算系统质量为(12.75±0.06)×1018 kg[4][5]；伦波-希西组合的轨道运动给出了更高的质量估计值为 (14.20±0.05)×1018 kg。这种差异可能与复杂三重系统中各组成部分未能解释的引力相互作用有关[4]。

伦波是仅有的具有两个以上成员的三个海王星外多重系统之一，另外两个是矮行星的冥王星和妊神星[4]。联星的古柏带天体385446曼威被怀疑曾经是一个类似于伦波的分层三重系统，但其内部双星的轨道由潮汐演化并成为密接小行星[19]。

希西

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哈伯的伦波-希西系统的图像，两个分量标记为"1" 和"2"。
 
包括伦波-希西在内的海王星外联星的平均分离距离和直径比较。

希西，正式名称为（47171）伦波 II[20]， 是伦波三重系统的内部第二大组成部分，是三者中最后发现的。它与主要成员伦波一起形成中心联星伦波–希西，外部成分帕哈围绕该联星伦波–希西旋转。2006年，约翰·斯坦斯伯里（John Stansberry）及其合作者首次假设了伦波系统中存在第三个内部成分（或第二个伴星），他们指出，主要成员的密度似乎异于平常的低[21]。2007年10月，塞思·雅各布森（Seth Jacobson）和让-吕克·玛戈特（英语：Jean-Luc Margot）提出了内部成员存在的进一步证据，他们注意到哈伯影像中的主成员明显的伸长[22]。2009年，苏珊·贝内奇（Susan Benecchi）、基思·林（Keith Noll）、威尔·格兰迪（Will Grundy）和哈尔·莱维森（Hal Levison）对哈伯影像进行了更广泛的分析，最终证实了伦波主星的联星性[4][2]。

由于涉及不同独立研究人员群体发现的复杂情况[23]，希西没有正式的临时名称来表示其首次观察或发现的年份[20]。相反的，它在科学文献中被非正式地命名为“成员A2”，因为它是中心伦波-希西联星较小的成员[4]。最终，它获得了永久的卫星名称和名称，而较大的第一个成员A1于2017年10月5日保留了伦波的名称[12]。

这两个成员之间的距离只有哈伯望远镜的衍射极限（英语：Diffraction-limited system）的一半左右，因此不可能解析出这个联星系统。取而代之的是，在哈伯的影像中，它似乎被拉长了，揭示了它的联星性质[4]。这个中心对的半长轴约为867 km，周期约为1.9天[4]。假设反照率约为0.079，则"伦波"和"希西"各别的直径约为272+17
−19 km和251+16
−17 km[6]。假设所有成员的密度是均匀的，则希西本身的质量为5.273×1018 kg[5]。

帕哈

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哈伯在2003-2006年间拍摄的伦波系统。

帕哈，官方名称为(47171) 伦波 I 帕哈[2]，是较小，且在伦波三合星系统的最外围。它是在2001年12月8日由天文学家查德·处基罗和麦克·布朗使用哈伯太空望远镜的太空望远镜影像摄谱仪对海王星外的联星天体进行观测发现的[24]。，国际天文学联合会在2002年1月10日发布的IAU通报，报告了这一发现[25]。在2002年1月24日出版的后续"IAU通报"中，报告了 利克天文台的唐纳德·谢恩望远镜（英语：C. Donald Shane telescope）自适应光学系统在2001年10月4日的观测档案中确认了帕哈[26][27]。

帕哈以前有临时名称 S/2001 (1999 TC36 1，在伦波获得序号号后改为S/2001 (47171) 1[28]。在以联星伦波-希西做为围绕中心的环形轨道上较小的外围成员，在科学文献上被称为"成员B"[4]。它于2017年10月5日获得了永久的卫星名称，并与伦波和希西一起命名[12]。

在未经过滤的可见光波长中，帕哈看起来比主星平均暗淡2.2个星等，相当于单独的视星等为22.6[29]。估计这颗卫星的直径为132+8
−9 km[6]，和半长轴为7411±12 km，绕行主星的运行轨道周期为50.302±0.001 d[4]。据估计，它的质量大约只有7.67×1017 kg[5]。

系统动力学

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伦波系统的轨道动力学非常复杂，仅仅用开普勒动力学不能处理[4][5]。许多关键参数，如初始自旋状态和各个元件的形状是未知的，因此无法将伦波系统的动力学充分建模为三体问题，而不会导致显著的混沌行为。在2018年的一项动力学研究中，亚历山大·科雷亚（Alexandre Correia）发现，使用真实假设的自旋状态和形状的类比模型，即使包含偏心阻尼潮汐力，仍无法解释伦波-希西联星内部目前的偏心轨道。科雷亚的结论是，在开发更复杂的模型之前，需要以更高的精度重新量测伦波系统所有成员的当前轨道、自旋状态和形状[5]。

起源

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关于这个三重系统是如何形成的，目前有两个主要的假设。第一个是巨大的碰撞和随后在吸积盘中的再积聚。第二个是用原先存在的联星对第三个天体的引力捕获。伦波和希西的相似大小有利于后一种假设[4]。

物理性质

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综合红外线史匹哲太空望远镜[21]、 赫歇尔太空望远镜[6]、和哈伯太空望远镜（HST）的观测，可以估计系统成员的大小，从而提供天体体积密度范围的可能值[4]。"伦波"主星的直径（有效系统尺寸）目前估计为393.1+25.2
−26.8 km[6]。

在2006年的观测（当时该系统被认为是联星）获得非常低的密度估计，值为0.3-0.8 g/cm3；这将需要异常高的50-75% 孔隙率，且要假设岩石和冰的混合物相等[21]。2009年，HST直接测量了系统所有三个成员的可见光通量，使平均密度提高为0.532+0.317
−0.211 g/cm3，证实了先前的结论，即该物体可能是瓦砾堆（英语：Rubble pile）[4]。在2012年，当来自赫歇尔的新资讯可用时，密度被上修为0.64+0.15
−0.11 g/cm3。对于1-2 g/cm3范围内的孔隙率在36-68%之内，再次确认该物体是一个瓦砾堆[6]。

伦波在可见光有非常红的光谱斜率（英语：spectral slope）[30]和近红外中的平坦光谱。在2 微米波长附近还有一个弱吸收特征，可能是由水冰引起的。再现近红外光谱资料的最佳模型包括托林、结晶水冰和蛇纹石基团做为表面材料。这些结果适用于系统所有三个成员的集成频谱[31]。

勘探

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伦波系统由于其不寻常的配置，已被考虑在未来前往勘探[32]。伦波被建议做为 新视野2 的目标，一个与其同名的探测计划，将飞越木星、天王星和高达4颗古柏带天体[33]。

相关条目

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注解

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  1. ^ 伦波在发现当时的天球座标为23h 57m 49.00s -09° 31′ 52.1″[11]。参见星座鲸鱼座的座标。
  2. ^ 在《小行星临时编号》中，第一个字母表示发现年份的半个月，而第二个字母和数位表示在该半个月内发现的顺序。在1999 TC36的情况下，第一个字母'T' 对应于1999年10月的前半个月，而后面的字母'C'表示它是在第 37 个发现周期（已完成 36 个周期）上发现的第 3 颗小行星。每个完成的周期由25个代表发现的字母组成，因此3 + (36 completed cycles × 25 letters) = 903.[15]
  3. ^ 主星的名称也用于指整个三重系统[5]。

参考资料

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外部链接

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