ガリレオ衛星写った。フルサイズ一眼でなくてもガリレオ衛星の配列程度なら撮影可能。
オートフォーカスがあてにならない。
木星の近くにある星だからガリレオ衛星なのだ。程度の知識ではどれがエウロパやらガニメデやら分からないのでガリレオ衛星の位置が分かるサイトhttp://park12.wakwak.com/~maki/JupitersMoons.htmで確かめて文字を記入 . . . 本文を読む
ベンヌはリュウグウより岩が小さいようですが基本的なつくりは一緒や。レゴリスの池が有るので炭酸ガスのブロアーで掃き寄せるオシリス・レックスのサンプリング装置向きの表面です。以下、機械翻訳。
Bennuの北半球の領域のクローズアップ
2019年3月15日
NASAの探査機オシリス・レックスによって取得されたこのトリオの画像は、小惑星Bennuの北半球のある地域のワイドショットと2つのクローズアップを示しています。宇宙船のMapCamカメラによって得られた広角画像（左）は、いくつかの大きな岩を含む180メートルの広い範囲の岩と、大部分が欠けているレゴリスの「池」を示しています。岩。高解像度PolyCamカメラで得られた2つの近い画像は、MapCam画像内の領域の詳細、具体的には50フィート（15 m）の岩石（上）とregolith pond（下）を示しています。PolyCamフレームは、幅が31 mであり、図示されているボルダーはザトウクジラとほぼ同じサイズです。
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衝突で薄い破片が出来た。元はマグマが冷えて固まる火成岩か？以下、機械翻訳。
タンブリングおよび一枚岩小惑星2012 TC4の形状および回転運動モデル：高時間分解能 巴御前カメラによる光度曲線
概要
2012 TC4：地球近傍の物体（NEO）の可視および近赤外観測を発表します。 NEO
2012 TC4は2017年10月に約50,000 kmの距離で地球の近くに接近しました。
アプローチは惑星防衛のための実用的な演習を提供しました。この出現も適切でした
一枚岩小惑星である2012 TC4を調査する機会（Polishook 2013）。我々が行いました
6つの中小望遠鏡を使った2012 TC4の観測キャンペーン。マルチバンド測光分析は、２０１２ＴＣ４の分類クラスがＸ型であることを示した。
特に私達は巴御前カメラを使用して2012 TC4の高時間分解能の光度曲線を正常に取得しました。
これは、木曽天文台の1.05 m Schmidt望遠鏡に搭載された、世界初のワイドフィールドCMOSカメラです。
2012 TC4の形状および回転運動モデルは、光度曲線から導き出されました。 . . . 本文を読む
熱源は不明ですが氷が対流する事で表面更新。反射能（アルベド）が高い理由だそうです。ハウメア等高アルベド天体も同じ様な表面更新が起こっているはず。以下、機械翻訳。
窒素の氷に富む揮発性層内の対流は冥王星の地質学的活力を促進する
（2019年3月13日に提出された）
非公式にスプートニク平原と名付けられた広大で深く、揮発性の氷で満たされた盆地は冥王星の地質学的活動の中心です[1,2]。窒素、メタン、一酸化炭素の氷で構成されていますが、N2-氷が主流です。この氷の層は、通常対辺約10-40 kmのセルまたは多角形に組織化されています。 1,2]。ここで我々は入手可能なレオロジー測定に基づいて[4]、厚さがおよそ1 kmを超えるN2氷の固層が冥王星の現在の推定熱流条件に対して対流するはずであることを報告する。さらに重要なことに、我々は数kmの厚さの固体窒素層における対流の転倒がセルの横幅が大きいことを説明できることを数値的に示している。N2-氷粘性の温度依存性は、これまで太陽系では決定的に観測されていなかったユニークな対流モードである、いわゆる緩慢なリッドレジーム[5]でSP氷層が対流することを意味しています。数cm /年の平均表面水平速度は、スプートニク平原 [10]の10 Myr上限クレーター滞留年齢を十分に下回る、表面移動または更新時間約500,000年を意味します。同様の対流表面更新は、Kuiper帯の他の矮星でも起こるかもしれません。そして、それはそれらのいくつかの高いアルベドを説明するのを助けるかもしれません。 . . . 本文を読む
外縁天体で5番目に大きい（225088）2007 OR10衛星の公転周期から系の質量1.75×10^21kg。2007 OR10の密度は0.92から2.15ｇ／ｃｍ＾3 直径を1230kmとすると密度が1.75 g／ cm＾3。以下、機械翻訳。
小惑星（225088）2007 OR10の質量と密度
（2019年3月13日に提出された）
（225088）2007 OR10の衛星は、アーカイブのハッブル宇宙望遠鏡の画像上で発見され、2017年末にWFC3カメラを使った新しい観測と共に軌道を決定することができました。軌道の顕著な離心率、 0.3は、本質的に偏心した軌道と遅い潮汐の進化の結果であるかもしれませんが、Kozaiメカニズムによっても引き起こされるかもしれません。力学的考察も衛星が小さいことを示唆している、Deft= 100 km。新たに決定されたシステム質量1.75×10^21kg基づく、2007 OR10は、エリス、冥王星、ハウメア、マケマケに次いで5番目に巨大な準惑星です。衛星が一次層の赤道面を周回するという条件で、新しく決定された軌道も我々の放射分析の追加オプションとして考えられてきた。一次球体の形状を仮定すると、このアプローチは2007 OR10のために衛星軌道の向きと一次回転速度の選択にわずかに依存して1230±50 kmの大きさを提供し、1.75 0.07 g cm- 3嵩密度を提供する。赤道上の配置（1535^+ 75- 225 km）を仮定した以前のサイズ見積もりでは、0.92 + 0.46- 0.14g cm^- 3密度が得られます1000km級の矮星では、予想外に低い。
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