大きいカイパーベルト天体の中型衛星

ＡＬＭＡを使ってエリスと オルクスを観測。分解能が高いのでヴァンスの直径が以前からの倍近い４７５ｋｍと得られました。以下、機械翻訳。
大きいカイパーベルト天体の中型衛星

要約
小さいカイパーのベルトオブジェクトへの中央の － の衛星がサイズと輝きでそれらの中心星に類似している傾向がある間に、最も大きいカイパーベルトオブジェクトは少しのわずかな聰明さを持って優先的に衛星を持っています。 小さいかすかな衛星のサイズと albedos が測られた２つのケースで、これらの衛星は 衝突 形成と一貫した小さい氷で覆われた破片であるのを見られます。
ここで我々はそれぞれ ディスノミア と ヴァンス 、エリスと オルクス の衛星を調べます。 使う
大きいミリメートル Array 、我々が空間的に rst を得る Atacama は熱の波長においてこれらのシステムを観察し解像しました。 我々は７００±１１５ km の ディスノミア のためにそして、反射能０.０４ ＋０.０２　－０．０１の と一緒に、４７５±７５ｋｍのヴァンス のために直径を見出しますか ?? それぞれと０.０８±０.０２. ディスノミア と ヴァンス 両方がそれらの大きさの典型的なカイパーベルトオブジェクトから識別できません。 これらのタイプの衛星の形成に対する可能性がある帰結的意味が議論されます。
図１。 オルクス－ヴァンス系の ALMA 観察。 イメージは オルクス に集中させられます、そして ヴァンス の予測されたポジションは回られます。 イメージの目盛は２００ミリ秒角です。 ヴァンス はより低い解像度１１月７日のデータでさえ明らかに発見されます。

図２。 エリス - ディスノミア系の ALMA 観察。 イメージはエリスに集中させられます、そして ディスノミア の予測された軌道はショーです。 現代 HST 観察に基づいた ディスノミア の予測されたポジションが回られます。 一番下の右のパネルの中で、３つのイメージは変えられて、そして、４.２に衛星の発見をもたらして、 ディスノミア のポジションに積まれます


図３。 MCMC アンサンブルからの３０の無作為標本のコレクションが オルクス - ヴァンス系からのデータと対照をなしました。 赤いポイントはシュピッツァーとハーシェルからの未解決のデータです、他方青いポイントは ALMA から解決されたデータポイントです。 （彼・それ）らが統一の場所相当の emissivity に現われるように、 ALMA データは０.６８５の仮定された emissivity の逆によって大きさを調整されました。


図４。 Ａが ディスノミア の軌道に適切でした。 エラーバーを持っている青い点は観察です、他方（彼・それ）らの最も良い - 体調が良い場所は赤い点としてショーです。 この分析で加えられた２つの新しいデータポイントは青で回られます。 大きい満たされていないシアンの円は ALMA 観察の時に ディスノミア の予測された場所です。