(173) Ino

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Asteroid
(173) Ino
Aufnahme von (173) Ino durch das Very Large Telescope (VLT) am 28. September 2018
Aufnahme von (173) Ino durch das Very Large Telescope (VLT) am 28. September 2018
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eunomia-Familie
Große Halbachse 2,741 AE
Exzentrizität 0,210
Perihel – Aphel 2,166 AE – 3,316 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 14,2°
Länge des aufsteigenden Knotens 148,1°
Argument der Periapsis 228,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 5. Juni 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 197 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,79 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 125,8 ± 1,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,10
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 9 min
Absolute Helligkeit 8,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xk
Geschichte
Entdecker A. L. N. Borelly
Datum der Entdeckung 1. August 1877
Andere Bezeichnung 1877 PA, 1922 SB
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.

(173) Ino ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 1. August 1877 vom französischen Astronomen Alphonse Louis Nicolas Borrelly am Observatoire de Marseille entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Ino, der Tochter von Kadmos und Harmonia, Schwester von Agaue, Autonoë, Polydoros und Semele und zweite Frau von Athamas, König von Theben. Sie war die böse Stiefmutter von Helle und Phrixos, dem Jungen, der vom Widder des Goldenen Vlieses vor dem Tod gerettet wurde. Ino wurde später eine Meeresgöttin, die Odysseus vor dem Ertrinken rettete, als sein Floß zerbrach. Ihr Name wurde nach ihrer Vergöttlichung in Leukothea geändert.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (173) Ino, für die damals Werte von 154,1 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 125,8 km bzw. 0,10.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 147,5 km bzw. 0,06 angegeben[3] und dann 2016 erneut korrigiert zu etwa 118,7 km bzw. 0,07, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (173) Ino eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[5]

Bereits am 11. März 1975 erfolgten am Observatorium Kvistaberg in Schweden erstmals photometrische Beobachtungen des Asteroiden. Aus den wenigen gemessenen Daten konnte aber keine Rotationsperiode abgeschätzt werden.[6] Der Asteroid wurde dann vom 25. August bis 11. September 1977 am La-Silla-Observatorium in Chile untersucht. Die dort gemessene, wenig ausgeprägte Lichtkurve wurde zu einem wahrscheinlichsten Wert für die Rotationsperiode von 5,93 h ausgewertet.[7] Eine Neubewertung dieser Beobachtungsdaten führte aber in einer Untersuchung von 1989 zu einer verbesserten Periode von etwa 6,11 h.[8]

Obwohl dann bei einer Messung am 10. Januar 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien aus der lückenhaften Lichtkurve nur einer Beobachtungsnacht keine Rotationsperiode bestimmt werden konnte,[9] ergab eine neue Beobachtung von (173) Ino vom 5. bis 8. Januar 1988 am La-Silla-Observatorium einen vergleichbaren Wert von 6,150 h.[10] Aus drei archivierten Lichtkurven konnten dann in einer Untersuchung von 1993 bereits zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells mit retrograder Rotation sowie eine Rotationsperiode von 6,1632 h bestimmt werden.[11]

Eine Beobachtung am 8. April 1994 am Observatorium Belogradtschik in Bulgarien führte wieder zu keiner Bestimmung einer solchen Periode, da die gemessene Lichtkurve nur etwa eine Stunde überspannte.[12] Ebenfalls aus den Lichtkurven von 1977, 1983 und 1988 konnte eine weitere Untersuchung im Jahr 1995 zwar wieder zwei alternative Positionen der Rotationsachse für retrograde Rotation und die Achsenverhältnisse, aber keine Periode ableiten.[13] Weitere Beobachtungen zwischen März 1998 und Mai 2002 am Observatorium Borówiec in Polen führten wieder zu einer Bestimmung der Rotationsperiode mit einem Wert von 6,163 h.[14] Neue photometrische Beobachtungen von (173) Ino waren im Dezember 1996 und Juli 2004 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien erfolgt. Die lückenhafte Lichtkurve wurde hier zu einer Rotationsperiode von 6,113 h ausgewertet.[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 (173) Ino wurde aus Messungen etwa vom 2. bis 19. September 2018 eine Rotationsperiode von 6,1114 h abgeleitet.[16]

Eine Abschätzungen von Masse und Dichte für (173) Ino aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatte in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 4,79·1018 kg geführt und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 160 km zu einer Dichte von 2,23 g/cm³ bei einer Porosität von 20 %. Diese Werte besitzen allerdings eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±65 %.[17] Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument (AO) SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (173) Ino. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden (siehe Infobox) konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[18]

  • Mittlerer Durchmesser 145 ± 3 km
  • Abmessungen in drei Achsen 162 × 152 × 123 km
  • Masse 2,2·1018 kg
  • Dichte 1,4 g/cm³
  • Albedo 0,06
  • Rotationsperiode 6,110939 h
  • Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation

Ino-Familie

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(173) Ino ist das größte Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,70–2,77 AE, eine Exzentrizität von 0,17–0,19 und eine Bahnneigung von 13,2°–13,9°. Die mittlere Albedo liegt bei 0,24. Der Ino-Familie wurden im Jahr 1995 7 Mitglieder zugerechnet,[19] 2005 waren es bereits 20,[20] im Jahr 2014 154[21] und im Jahr 2019 umfasste sie etwa 328 bekannte Mitglieder.[22] Da es allerdings Überschneidungen mit der großen Eunomia-Familie gibt, wurde auch vorgeschlagen, die beiden Familien zu einer zusammenzufassen.[23] Die Ino-Familie wäre dann die „Fortsetzung“ der Eunomia-Familie jenseits der 8:3-Resonanz.[24]

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. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  6. ↑ C.-I. Lagerkvist: Photographic photometry of 110 main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 31, 1978, S. 361–381, bibcode:1978A&AS...31..361L (PDF; 407 kB).
  7. ↑ H. J. Schober: Photometric Variations of the Minor Planets 55 Pandora and 173 Ino during the Opposition in 1977: Light Curves and Rotation Periods. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 34, 1978, S. 265–275, bibcode:1978A&AS...34..377S (PDF; 91 kB).
  8. ↑ A. Erikson: Improvement of Rotation Periods for the Asteroids 12 Victoria, 173 Ino and 1245 Calvinia. In: Asteroids, comets, meteors III. AMC 89 Proceedings, Uppsala University, Uppsala 1990, S. 55–58, bibcode:1990acm..proc...55E (PDF; 196 kB).
  9. ↑ M. di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8.
  10. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, G. Hahn: Physical Studies of Asteroids XX. Photoelectric Photometry of Asteroids. In: Asteroids, comets, meteors III. AMC 89 Proceedings, Uppsala University, Uppsala 1990, S. 45–48, bibcode:1990acm..proc...45D (PDF; 151 kB).
  11. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193.
  12. ↑ P. Denchev, P. Magnusson, Z. Donchev: Lightcurves of nine asteroids, with pole and sense of rotation of 42 Isis. In: Planetary and Space Science. Band 46, Nr. 6–7, 1998, S. 673–682, doi:10.1016/S0032-0633(97)00149-9.
  13. ↑ G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  14. ↑ T. Michałowski, M. Kaasalainen, A. Marciniak, P. Denchev, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Hirsch, F. P. Velichko, A. Erikson, Gy. M. Szabó, R. Kowalski: Photometry and models of selected main belt asteroids – II. 173 Ino, 376 Geometria, and 451 Patientia. In: Astronomy & Astrophysics. Band 443, Nr. 1, 2005, S. 329–335, doi:10.1051/0004-6361:20053656 (PDF; 429 kB).
  15. ↑ D. Gandolfi, M. Cigna, D. Fulvio, C. Blanco: CCD and photon-counting photometric observations of asteroids carried out at Padova and Catania observatories. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 1, 2009, S. 1–9, doi:10.1016/j.pss.2008.09.014 (arXiv-Preprint: PDF; 356 kB).
  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).
  17. ↑ 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).
  18. ↑ P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).
  19. ↑ V. Zappalà, Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella, C. Froeschlé: Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques. In: Icarus. Band 116, Nr. 2, 1995, S. 291–314, doi:10.1006/icar.1995.1127 (PDF; 1,21 MB).
  20. ↑ T. Mothé-Diniz, F. Roig, J. M. Carvano: Reanalysis of asteroid families structure through visible spectroscopy. In: Icarus. Band 174, Nr. 1, 2005, S. 54–80, doi:10.1016/j.icarus.2004.10.002.
  21. ↑ A. Milani, A. Cellino, Z. Knežević, B. Novaković, F. Spoto, P. Paolicchi: Asteroid families classification: Exploiting very large datasets. In: Icarus. Band 239, Nr. 1, 2014, S. 46–73, doi:10.1016/j.icarus.2014.05.039 (arXiv-Preprint: PDF; 5,28 MB).
  22. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  23. ↑ A. Milani, F. Spoto, Z. Knežević, B. Novaković, G. Tsirvoulis: Families classification including multiopposition asteroids. In: Proceedings of the International Astronomical Union. Band 10, Nr. S318, 2015, S. 28–45, doi:10.1017/S1743921315008844 (PDF; 934 kB).
  24. ↑ M. Brož, P. Vernazza, M. Marsset, F. E. DeMeo, R. P. Binzel, D. Vokrouhlický, D. Nesvorný: Young asteroid families as the primary source of meteorites. In: eprint arXiv. 2024, S. 1–69, doi:10.48550/arXiv.2403.08552 (PDF; 9,73 MB).
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