(165) Loreley

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Asteroid
(165) Loreley
Berechnetes 3D-Modell von (165) Loreley
Berechnetes 3D-Modell von (165) Loreley
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,127 AE
Exzentrizität 0,084
Perihel – Aphel 2,865 AE – 3,388 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,2°
Länge des aufsteigenden Knotens 302,4°
Argument der Periapsis 344,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 28. August 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 193 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,82 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 180,1 ± 2,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 14 min
Absolute Helligkeit 7,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CD
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Cb
Geschichte
Entdecker C. H. F. Peters
Datum der Entdeckung 9. August 1876
Andere Bezeichnung 1876 PA, 1948 QS, 1959 PB, 1960 WG
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.

(165) Loreley ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 9. August 1876 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters am Litchfield Observatory in New York entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Loreley, einer Sirene der germanischen Sage, die mit ihrem Gesang Rheinschiffer anlockt und sie auf ein Riff lockt, wo sie versinken. Sirenen kommen im Nibelungenlied und anderen Märchen vor.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (165) Loreley, für die damals Werte von 154,8 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[1] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 180,1 km bzw. 0,05.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 korrigiert zu 173,6 km bzw. 0,05.[3]

Photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten vom 25. Juli bis 2. August 1981 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der gemessenen Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 7,22 h bestimmt werden.[4] Auch am Table Mountain Observatory in Kalifornien und am Lowell-Observatorium in Arizona waren bereits 1981 Lichtkurven bestimmt worden, die zur gleichen Rotationsperiode führten.[5] Dieser Wert konnte durch eine weitere Messung am 6./7. Januar 1984 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien bestätigt werden.[6] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 30. November 2000 bis 16. Januar 2001 am Sobaeksan Optical Astronomy Observatory in Korea. Auch hier wurde eine Rotationsperiode von 7,224 h bestimmt.[7]

Eine Beobachtung vom 28. September bis 9. Oktober 2004 am Shed of Science Observatory in Minnesota erlaubte zwar keine eindeutige Bestimmung, aber es wurde in der Auswertung die Periode von 7,22 h bevorzugt.[8] Auch bei einer Messung vom 15. Januar bis 19. Februar 2006 an einem privaten Observatorium in Illinois konnte keine eindeutige Rotationsperiode bestimmt werden, aber die Lösung mit 7,224 h war eine von vier möglichen.[9] Aus einer Auswertung dieser und anderer photometrischer Daten vom September 2004 bis Januar 2006 konnte ein Modell der Form des Asteroiden erstellt sowie zwei alternative Möglichkeiten für die Orientierung der Rotationspole abgeleitet werden. Die Rotationsperiode wurde zu 7,2267 h bestimmt.[10]

Eine Sternbedeckung durch den Asteroiden am 29. Juni 2009 führte zur Bestimmung eines effektiven Durchmessers von 171 ± 8 km, eines eindeutigen Rotationspols und einer Rotationsperiode von 7,2244 h.[11] Bei zwei hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 25. Oktober 2004 und 29. November 2010 entsprachen die Konturen dem bereits 2007 erstellten Gestaltmodell, allerdings gab es Größenabweichungen, so dass nun ein äquivalenter Durchmesser von 169 ± 21 km abgeleitet wurde.[12]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (165) Loreley aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 19,1·1018 kg geführt und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 165 km zu einer als unrealistisch bewerteten Dichte von 8,14 g/cm³ bei keiner Porosität.[13] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten gut reproduziert. Die Größe in Kombination mit der früher bestimmten Masse führte jedoch zu einer unrealistischen Dichte von 7,1 g/cm³, was wahrscheinlich darauf hinweist, dass die Massenschätzung falsch ist und überarbeitet werden sollte.[14]

Aus Beobachtungen von Sternbedeckungen konnte durch den Vergleich mit einem Gestaltmodell in einer Untersuchung von 2020 für (165) Loreley ein Durchmesser von 160 ± 16 km bestimmt werden.[15]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (165) Loreley wurde aus Messungen etwa vom 26. April bis 20. Mai 2019 eine Rotationsperiode von 7,2254 h bestimmt.[16]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ E. F. Tedesco, P. V. Noah, M. Noah, S. D. Price: The Supplemental IRAS Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 123, Nr. 2, 2002, S. 1056–1085, doi:10.1086/338320 (PDF; 398 kB).
  2. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8 (PDF; 3,27 MB).
  3. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  4. ↑ H. J. Schober: 165 Loreley: Der letzte „große unbekannte“ Asteroid – Rotation, UBV-Photometrie und Lichtkurve. In: Mitteilungen der Astronomischen Gesellschaft. Band. 70, 1987, S. 324, bibcode:1987MitAG..70..324S (PDF; 17 kB).
  5. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
  6. ↑ H. J. Schober, M. di Martino, A. Cellino: 165 Loreley, one of the last large “unknown” asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 197, Nr. 1–2, 1988, S. 327–330, bibcode:1988A&A...197..327S (PDF; 74 kB).
  7. ↑ H.-S. Woo, S.-L. Kim, M.-Y. Chun, M.-G. Park: CCD Photometry of Two Asteroids (895) Helio and (165) Loreley. In: Small-Telescope Astronomy on Global Scales. ASP Conference Series, Band 183, 2001, S. 251–252, doi:10.1017/S0252921100078982 (PDF; 102 kB).
  8. ↑ R. I. Durkee: Rotational period determination for 62 Erato and 165 Loreley. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 32, Nr. 4, 2005, S. 84, bibcode:2005MPBu...32...84D (PDF; 81 kB).
  9. ↑ F. Pilcher, D. C. Jardine: Additional lightcurves of 165 Loreley. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 33, Nr. 4, 2006, S. 77, bibcode:2006MPBu...33...77P (PDF; 83 kB).
  10. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, A. Marciniak, W. H. Allen, R. Behrend, C. Bembrick, T. Bennett, L. Bernasconi, J. Berthier, G. Bolt, S. Boroumand, L. Crespo da Silva, R. Crippa, M. Crow, R. Durkee, R. Dymock, M. Fagas, M. Fauerbach, S. Fauvaud, M. Frey, R. Gonçalves, R. Hirsch, D. Jardine, K. Kamiński, R. Koff, T. Kwiatkowski, A. López, F. Manzini, T. Michałowski, R. Pacheco, M. Pan, F. Pilcher, R. Poncy, D. Pray, W. Pych, R. Roy, G. Santacana, S. Slivan, S. Sposetti, R. Stephens, B. Warner, M. Wolf: Physical models of ten asteroids from an observers’ collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band. 465, Nr. 1, 2007, S. 331–337, doi:10.1051/0004-6361:20066347 (PDF; 618 kB).
  11. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  12. ↑ J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  13. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
  14. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  15. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  16. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
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