2025 GN1

***' とは、2025年4月4日に[[セロ・トロロ汎米天文台]]の[[ダークエネルギーサーベイ#DECam|ダークエネルギーカメラ]]（DECam）によって発見された[[アティラ群]]に分類される[[地球近傍小惑星]]である。[[径|直径]]は約 0.4 [[キロメートル|km]] で、2026年時点で[[太陽]]に最も近い軌道を[[公転]]する[[小惑星]]として知られる地球近傍小惑星  の破片であると考えられている。 と  は、軌道とスペクトル分類が同一であるため、小惑星ペアを形成している。これは、10500年以上前に単一の母天体から分裂したことを示唆している。母天体の分裂は、[[ガス放出]]または[[ヤルコフスキー・オキーフ・ラジエフスキー・パダック効果|YORP効果]]による熱破砕または[[自転]]による[[核 (天体)|核]]の分裂によって引き起こされたと考えられている。

== 発見 ==
 は、2025年4月4日に[[チリ]]の[[セロ・トロロ汎米天文台]]に設置された[[口径]] 4 [[メートル|m]] の[[ビクター・M・ブランコ望遠鏡]]搭載の[[ダークエネルギーサーベイ#DECam|ダークエネルギーカメラ]]（DECam）によって発見された。この発見観測には、H. Perkins、T. Murphey、Jan Kleyna、[[ロバート・ワーク]]といった天文学者が参加した。 の発見から1週間後、T. LinderとR. Holmesがセロ・トロロ汎米天文台の口径 1.3 m 望遠鏡を用いてフォローアップ観測を行った。5夜にわたる観測を経て、2025年4月13日に[[小惑星センター]]（MPC）によって  の発見が公表された。

 が発見された同月、[[スコット・S・シェパード]]とAlbino Carbognaniがそれぞれ主導する天文学者チームは、 の軌道が当時[[太陽]]に最も近い軌道を[[公転]]する[[小惑星]]として知られていた  と驚くほど類似していることに気づき、2つの小惑星は物理的に関連しており、色や組成が同一である可能性が浮上した。これらの予測は、2025年4月14日から16日にかけて行われた[[マゼラン望遠鏡]]と[[ジェミニ天文台#ジェミニ南望遠鏡|ジェミニ南望遠鏡]]によるフォローアップ観測で確認された。

== 名称 ==
***' は、この小惑星の暫定的な仮符号であり、小惑星センター（MPC）が発見日をもとにした略記として付与したものである。MPCによる発表以前は、 は **JKt019** という暫定的な内部番号で呼称されていた。MPCは、複数年にわたる観測によって軌道が確定し、正式な命名資格を得た時点で、 に正式な小惑星番号を付与する予定である。

## 軌道

 は、平均距離（軌道長半径） で太陽の周囲を公転しており、公転周期は114.7日である。 は2026年時点で太陽に2番目に近い軌道を公転する小惑星であり、同族の  に次いで2番目に公転周期が短い小惑星である。軌道傾斜角は黄道に対して32.8°、離心率は0.71と、大きく傾いた楕円軌道を描いている。近日点では太陽に  まで接近し、遠日点では  まで遠ざかる。

 の軌道は完全に地球の軌道の内側にあり、地球から （最小交差距離）より接近することはないにもかかわらず、アティラ群の地球近傍小惑星に分類されている。 は頻繁に金星に接近しており、約2000年後には金星のヒル圏（重力影響圏）内を通過するようになる。この接近により  の軌道は少しずつ変化するため、過去や未来の長期的な軌道変化の予測を困難にしている。

 と同様に、 の短周期軌道は、一般相対性理論による顕著な近点移動を示している。その軌道は、1世紀あたり52.6秒角の速度で歳差運動すると推定されており、これは水星の近点移動の速度よりも速い。 の近点移動は、金星へのフライバイによる摂動ほど軌道に大きな影響を与えないが、 が金星のヒル球内を通過し始める時間を遅らせる要因として働いている。

## 物理的特徴
 を様々な光フィルターで観測した結果、灰色からわずかに赤みがかった色をしており、スペクトル分類はX型であることが判明している。X型小惑星の組成は不明瞭であり、スペクトル分類はE型（頑火輝石組成）、M型（金属組成）、P型（有機物が豊富なケイ酸塩組成）のいずれかに該当する可能性がある。 は太陽に非常に近い軌道を公転しているため、表面の熱破砕を引き起こすほどの高温にさらされる。このような極端な熱環境にもかかわらず、 からは塵の放出や、加熱された耐火性の有機物による表面の青みがかった色は見られない。

 の直径は、絶対等級20.1と想定されるX型小惑星の幾何アルベド  に基づいて、0.4 ± 0.2 km と推定されている。 の明るさは少なくとも0.2等級の振幅で変動しているように見えており、この観測結果は  が細長い形状であることを示している可能性がある。 の自転周期は不明である。これは、明るさの周期的な変動を識別できるほど長く観測されなかったためである。

## と起源との関係

 の軌道とスペクトル分類は  と非常に類似しており、これら2つは小惑星ペアであると考えられる。これらの類似した特性から、天文学者らは  と  は単一の母天体の破片として発生したという仮説を立てた。 の現在のは  の近日点黄経と1°以内の誤差で一致しており、このことから2つの小惑星は比較的最近、つまり数万年前に分裂したと考えられている。 と  の軌道ダイナミクスの分析から、両方の小惑星が少なくとも10500年前までは同様の軌道進化の歴史を経てきたことが示唆されており、天文学者たちはこの10500年前を小惑星ペアが分裂した可能性のある時期の下限として解釈している。

Albino Carbognaniが主導する2026年の研究では、 と  の分裂の原因となる次の4つの仮説を調査した。
# 金星による潮汐破壊
# 太陽による潮汐破壊
# 低近日点による熱破砕
# 自転による分裂で形成された二重小惑星の分離
 と  のペアの10万年前の軌道進化を分析したところ、2つの小惑星は金星または太陽のロッシュ限界内を通過しなかったため、1と2の潮汐破壊が原因ではない可能性が高いことが判明した。彼らの分析によると、両小惑星の近日点距離は、17000 - 21000年前と45000 - 48000年前に瞬間的に  まで小さくなっていたことが示された。これは、より強い加熱によって引き起こされた熱破砕によって、両小惑星が分裂した可能性を示唆している（3の仮説）。熱分裂のシナリオでは、金星の軌道を横切る流星群の形成と両小惑星の表面に非対称な宇宙風化が生じると予測されているが、これらの予測はまだ検証されていない。

あるいは、 と  のペアが太陽に極めて近いことから、ガス放出またはYORP効果による自転速度の加速を受けて遠心力によって2つの小惑星が分裂した可能性も考えられる（4の仮説）。この仮説では、 と  は自転による分裂の後、しばらくは二重小惑星であったが、最終的には分離したと考えられている。この仮説は、 と  のペアの質量比と主天体の自転周期が自転による分裂によって形成されたと広く考えられている他の地球近傍二重小惑星のものと一致するという事実によって裏付けられている。

## 脚注

## 関連項目
*(3200) ファエトン - 地球に接近する低近日点小惑星。(3200) ファエトンと (155140) 2005 UDと (225416) 1999 YCは同じ母天体から分裂した小惑星群である可能性がある。
*(1566) イカルス -  との小惑星ペアに属するもう一つの低近日点地球近傍小惑星。

## 外部リンク
*