(1737) Severny
| Asteroid (1737) Severny | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Äußerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 3,015 AE |
| Exzentrizität | 0,045 |
| Perihel – Aphel | 2,878 AE – 3,152 AE |
| Neigung der Bahnebene | 9,4° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 327,3° |
| Argument der Periapsis | 222,1° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 3. Juli 2026 |
| Siderische Umlaufperiode | 5 a 86 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 17,15 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 21,3 ± 0,2 km |
| Albedo | 0,18 |
| Rotationsperiode | 9 h 13 min |
| Absolute Helligkeit | 11,3 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | L. I. Tschernych |
| Datum der Entdeckung | 13. Oktober 1966 |
| Andere Bezeichnung | 1942 CA, 1944 OF, 1950 TM, 1950 TP4, 1951 YF2, 1963 DH, 1966 TJ |
| 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. | |
(1737) Severny ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 13. Oktober 1966 von der russischen Astronomin Ljudmila Iwanowna Tschernych am Krim-Observatorium in Nautschnyj bei einer Helligkeit von 16,0 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte der Asteroid bereits auf Aufnahmen gefunden werden, die am 6. Februar 1942 am Iso-Heikkilä-Observatorium der Universität Turku in Finnland sowie in den Jahren 1944, 1950, 1951 und 1963 an verschiedenen Observatorien in Südafrika, Deutschland, Belgien und den Vereinigten Staaten gemacht worden waren.
Der Asteroid wurde von der Entdeckerin zu Ehren von Andrei Borissowitsch Sewerny (1913–1987) benannt, dem Direktor des Astrophysikalischen Observatoriums der Krim.
Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird er zur Eos-Familie gerechnet.
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 22,8 km bzw. 0,14.[1] Die Werte wurden später auf 21,3 km bzw. 0,17 korrigiert.[2]
Vom 12. bis 25. Juli 2017 wurde der Asteroid am Oakley Southern Sky Observatory in Australien photometrisch beobachtet. Aus der Lichtkurve konnte unter Einbeziehung früherer Messungen aus 2005 und 2015 eine Rotationsperiode von 9,223 h bestimmt werden.[3]
Am 12. Oktober 1969 gab es eine nahe Begegnung zwischen den Asteroiden (1737) Severny und (165) Loreley bis auf etwa 5,68 Mio. km (0,038 AE) Abstand bei einer geringen Relativgeschwindigkeit von 2,2 km/s. Es wurde vorgeschlagen, zur genaueren Bestimmung der Masse der größeren (165) Loreley astrometrische Messungen dieses Ereignisses auszuwerten.[4][5]
(1737) Severny bildet mit dem Asteroiden (227) Philosophia ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[6] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente, d. h. ihre Bahnformen sind fast gleich und sie bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings sind ihre Apsidenlinien gegeneinander verdreht. (227) Philosophia besitzt eine etwas größere Umlaufzeit um die Sonne als (1737) Severny, so dass sie von diesem etwa alle 84 Jahre überholt wird. Für einen Zeitraum von einigen Jahren führen die beiden Asteroiden dann als Quasisatelliten eine Pendelbewegung umeinander aus, allerdings ohne gravitativ aneinander gebunden zu sein, bevor sie sich wieder voneinander entfernen. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nie näher als bis auf etwa 7,75 Mio. km.[7]
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- (1737) Severny beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (1737) Severny in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (1737) Severny in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ R. Ditteon, L. Trent: Lightcurve Analysis of Minor Planets Observed at the Oakley Southern Sky Observatory: 2017 June–July. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 4, 2018, S. 328–329, bibcode:2018MPBu...45..328D (PDF; 310 kB).
- ↑ J. L. Hilton, P. K. Seidelmann, J. Middour: Prospects for Determining Asteroid Masses. In: The Astronomical Journal. Band 112, Nr. 5, 1996, S. 2319–2329, doi:10.1086/118185 (PDF; 1,01 MB).
- ↑ A. V. Ivantsov: Determining the masses of large asteroids by the dynamical method. In: Kinematics and Physics of Celestial Bodies. Band 23, Nr. 3, 2007, S. 108–115, doi:10.3103/S088459130703004X (PDF; 84 kB).
- ↑ J. L. Simovljević: Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities In: Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts. Band 76, 1981, S. 33–37 (PDF; 1,99 MB).
- ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).