(1103) Sequoia

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Asteroid
(1103) Sequoia
Berechnetes 3D-Modell von (1103) Sequoia
Berechnetes 3D-Modell von (1103) Sequoia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Hungaria-Gruppe
Große Halbachse 1,934 AE
Exzentrizität 0,094
Perihel – Aphel 1,751 AE – 2,116 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 17,9°
Länge des aufsteigenden Knotens 267,6°
Argument der Periapsis 77,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 29. März 2025
Siderische Umlaufperiode 2 a 252 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 21,37 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 6,7 ± 0,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,38
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 3 h 2 min
Absolute Helligkeit 12,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xk
Geschichte
Entdecker Walter Baade
Datum der Entdeckung 9. November 1928
Andere Bezeichnung 1928 VB
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(1103) Sequoia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 9. November 1928 vom deutschen Astronomen Walter Baade an der Hamburger Sternwarte in Bergedorf bei einer Helligkeit von 12,7 mag entdeckt wurde.

Benannt ist der Asteroid von seinem Entdecker nach dem Sequoia-Nationalpark in den USA, in dem er seine Ferien verbrachte. Der Park ist nach den riesigen kalifornischen Nadelbäumen benannt, die eine Höhe von über 100 Metern erreichen.

Mit einer 9:2-Bahnresonanz mit Jupiter und anderen Bahneigenschaften gehört er zur Hungaria-Gruppe.[1]

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 7,6 km bzw. 0,30.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu einer Korrektur der Werte für den Durchmesser und die Albedo auf 7,8 km bzw. 0,28.[3] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 korrigiert auf 6,7 km bzw. 0,38.[4]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo. Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 16. August 2003 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche wie bei (44) Nysa aus Mischungen von einem hellen, Enstatit-ähnlichen Mineral und einem eisenarmen Orthopyroxen dominiert wird.[5] Es wurde eine taxonomische Zuordnung zum Xc- bzw. Xe-Typ getroffen.[6]

Aus photometrischen Beobachtungen am 14./15. November 1990 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona konnte aus der gemessenen Lichtkurve des Asteroiden erstmals eine Rotationsperiode von 3,049 h bestimmt werden.[7] Eine erneute Messung vom 17. bis 24. Juli 2003 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana ergab einen Wert von 3,04 h.[8]

Am Palmer Divide Observatory in Colorado erfolgten mehrfach Versuche, aus der Lichtkurve die Rotationsperiode zu bestimmen. Aus Messungen am 12. und 13. August 2011 konnte ein Wert von 3,044 h abgeleitet werden.[9] Eine weitere Beobachtung vom 8. bis 10. August 2014 führte zu einer Periode von 3,037 h mit Hinweisen auf eine retrograde Rotation.[10] Am Center for Solar System Studies-Palmer Divide Station (CS3-PDS) konnte dann vom 6. bis 10. November 2014 eine Rotationsperiode von 3,038 h abgeleitet werden, dabei waren schwache Anzeichen einer sekundären Periodizität erkennbar, allerdings nicht hinreichend, um daraus mit Sicherheit auf ein binäres System zu schließen.[11]

Eine Auswertung der archivierten Lichtkurven von August 2011 bis November 2014 ermöglichte einer Forschergruppe die genaue Bestimmung der Rotationsperiode zu 3,037976 h, außerdem konnte die räumliche Lage der Rotationsachse bestimmt werden in Verbindung mit einer retrograden Rotation.[12] Eine neue Messung der Lichtkurve des Asteroiden erfolgte vom 24. Juli bis 30. August 2019 am Research Observatory der Texas A&M University–Commerce, hier wurde eine Periode von 3,1125 h abgeleitet.[13]

Unter Verwendung aller bis zum Dezember 2021 verfügbaren astrometrischen Daten aus Archiven und dem Gaia DR2-Katalog konnten die nicht-gravitativen A2-Parameter für 42 Asteroiden bestimmt werden, die die jeweilige Stärke des Jarkowski-Effekts quantifizieren. Für (1103) Sequoia wurde ein Wert von −36,95 ± 11,45·10−15 AE/d² gefunden. Der negative Wert korrespondiert mit der retrograden Rotation des Asteroiden.[14]

Siehe auch

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Commons: (1103) Sequoia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  1. ↑ C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, bibcode:1990JRASC..84..123S (PDF; 137 kB).
  2. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, J. Dailey, P. R. M. Eisenhardt, R. S. McMillan, T. B. Spahr, M. F. Skrutskie, D. Tholen, R. G. Walker, E. L. Wright, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier IV, S. Gomillion, A. Wilkins: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. I. Preliminary Albedos and Diameters. In: The Astrophysical Journal. Band 741, Nr. 2, 2011, S. 1–20, doi:10.1088/0004-637X/741/2/68 (PDF; 73,0 MB).
  3. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026.
  4. ↑ J. R. Masiero, T. Grav, A. K. Mainzer, C. R. Nugent, J. M. Bauer, R. Stevenson, S. Sonnett: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. Near-infrared Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 791, Nr. 2, 2014, S. 1–11, doi:10.1088/0004-637X/791/2/121 (PDF; 1,10 MB).
  5. ↑ B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB).
  6. ↑ M. P. Lucas, J. P. Emery, N. Pinilla-Alonso, S. S. Lindsay, V. Lorenzi: Hungaria asteroid region telescopic spectral survey (HARTSS) I: Stony asteroids abundant in the Hungaria background population. In: Icarus. Band 291, Nr. 7–8, 2017, S. 268–287, doi:10.1016/j.icarus.2016.11.002 (PDF; 15,9 MB).
  7. ↑ W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: Photometric Observations of 125 Asteroids. In: Icarus. Band. 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, doi:10.1006/icar.1996.5665.
  8. ↑ C. Lecrone, A. Duncan, E. Kirkpatrick: Lightcurves and periods for asteroids 105 Artemis, 978 Aidamina, and 1103 Sequoia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 31, Nr. 4, 2004, S. 77–78, bibcode:2004MPBu...31...77L (PDF; 124 kB).
  9. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2011 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 39, Nr. 1, 2012, S. 16–21, bibcode:2012MPBu...39...16W (PDF; 2,17 MB).
  10. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 June–October. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 42, Nr. 1, 2015, S. 54–60, bibcode:2015MPBu...42...54W (PDF; 2,18 MB).
  11. ↑ B. D. Warner: Two New Binaries and Continuing Observations of Hungaria Group Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 42, Nr. 2, 2015, S. 132–136, bibcode:2015MPBu...42..132W (PDF; 1,45 MB).
  12. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  13. ↑ S. Groezinger, K. Montgomery: Determining the Rotational Periods and Lightcurves of Main Belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 47, Nr. 3, 2020, S. 174–176, bibcode:2020MPBu...47..174G (PDF; 561 kB).
  14. ↑ K. Dziadura, D. Oszkiewicz, P. Bartczak: Investigating the most promising Yarkovsky candidates using Gaia DR2 astrometry. In: Icarus. Band 383, 115040, 2022, S. 1–11, doi:10.1016/j.icarus.2022.115040 (PDF; 2,23 MB).
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