(179) Klytaemnestra
| Asteroid (179) Klytaemnestra | |
|---|---|
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| |
| Berechnetes 3D-Modell von (179) Klytaemnestra | |
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Äußerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 2,974 AE |
| Exzentrizität | 0,110 |
| Perihel – Aphel | 2,648 AE – 3,300 AE |
| Neigung der Bahnebene | 7,8° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 251,8° |
| Argument der Periapsis | 104,4° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 20. September 2025 |
| Siderische Umlaufperiode | 5 a 47 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 17,22 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 69,9 ± 0,5 km |
| Albedo | 0,20 |
| Rotationsperiode | 11 h 10 min |
| Absolute Helligkeit | 8,3 mag |
| Spektralklasse (nach Tholen) |
S |
| Spektralklasse (nach SMASSII) |
Sk |
| Geschichte | |
| Entdecker | James Craig Watson |
| Datum der Entdeckung | 11. November 1877 |
| Andere Bezeichnung | 1877 VC |
| 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. | |
(180) Klytaemnestra ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. November 1877 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Klytaimnestra, der Tochter von Tyndareos, König von Sparta, und Leda. Sie wurde die Frau von Agamemnon und die Mutter von Orestes, Elektra, Iphigenie und Chrysothemis. Als Agamemnon in den Trojanischen Krieg zog, wurde Klytaimnestra die Geliebte von Aigisthos. Als Agamemnon dann aus dem Trojanischen Krieg zurückkehrte, ermordeten ihn Aigisthos und Klytaimnestra. Orestes tötete später die Mörder seines Vaters.
Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 4. Dezember 1980 wurden für (179) Klytaemnestra 1984 erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 70 km und 0,15 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (179) Klytaemnestra, für die damals Werte von 77,7 km bzw. 0,16 erhalten wurden.[2] 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 72,8 km bzw. 0,18.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen 2012 auf 90,2 km bzw. 0,12 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 70,0 km bzw. 0,20 korrigiert.[5]
Photometrische Beobachtungen von (179) Klytaemnestra fanden erstmals statt vom 29. September bis 16. Oktober 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der durch die Messungen gut abgedeckten Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 11,173 h bestimmt werden.[6] Aus Beobachtungen vom 21. bis 24. November 2006 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana konnte aus der etwas lückenhaften Lichtkurve des Asteroiden eine Rotationsperiode von 11,13 h bestimmt und damit die frühere Messung bestätigt werden.[7] Die Auswertung archivierter Lichtkurven ermöglichte in einer Untersuchung von 2016 die Bestimmung der Rotationsperiode zu 11,1734 h, außerdem konnten zwei alternative Lösungen für die räumliche Lage der Rotationsachse angegeben werden in Verbindung mit einer retrograden Rotation.[8]
Neue photometrische Messungen erfolgten vom 25. Mai bis 8. Juni 2019 im Rahmen einer Zusammenarbeit von vier Observatorien der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA) in Argentinien. Hier wurde trotz schwieriger Beobachtungsbedingungen vor einem sternreichen Hintergrund die Rotationsperiode mit einem Wert von 11,17 h bestimmt.[9] Auch 2021 konnte aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet werden. Die Rotationsperiode wurde zu 11,17342 h bestimmt.[10]
Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (179) Klytaemnestra aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 2,49·1017 kg geführt und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 75 km zu einer Dichte von 1,12 g/cm³ bei einer Porosität von 66 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±48 %.[11]
Klytaemnestra-Familie
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten](179) Klytaemnestra ist der namensgebende Asteroid für eine Asteroiden-Familie mit ähnlichen Bahneigenschaften wie eine Große Halbachse von 2,96–3,03 AE, eine Exzentrizität von 0,05–0,09 und eine Bahnneigung von 8,5°–9,3°. Die mittlere Albedo liegt bei 0,18. Im Jahr 2014 wurden zur Klytaemnestra-Familie 366 Mitglieder gezählt,[12] im Jahr 2019 waren es bereits 596.[13] Neue Untersuchungen von 2019 weisen darauf hin, dass die bisher definierte Klytaemnestra-Familie wahrscheinlich keinen gemeinsamen Ursprung besitzt, sondern in drei Untergruppen aufzuteilen ist: Eine kleine Gruppe um (179) Klytaemnestra, mehrere nicht dazu gehörende „Eindringlinge“ sowie eine große Gruppe von etwa 320 Mitgliedern um (9506) Telramund.[14]
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- (179) Klytaemnestra beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (179) Klytaemnestra in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (179) Klytaemnestra in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
- (179) Klytaemnestra in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ R. H. Brown, D. Morrison: Diameters and albedos of thirty-six asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 1, 1984, S. 20–24, doi:10.1016/0019-1035(84)90052-6.
- ↑ 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).
- ↑ 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, 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).
- ↑ 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).
- ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation: IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
- ↑ R. Ditteon, S. Hawkins: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – October–November 2006. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 59–64, bibcode:2007MPBu...34...59D (PDF; 682 kB).
- ↑ 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).
- ↑ M. Colazo, C. Fornari, M. Santucho, A. Mottino, C. Colazo, R. Melia, N. Vasconi, D. Arias, C. Pittari, N. Suarez, E. Pulver, G. Ferrero, A. Chapman, C. Girardini, E. Rodríguez, G. Amilibia, M. Anzola, M. Tornatore, R. Nolte, S. Morero, J. Oey: Asteroid Photometry and Lightcurve Analysis at GORA’s Observatories. 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. 188–191, bibcode:2020MPBu...47..188C (PDF; 539 kB).
- ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X.-B. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
- ↑ 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).
- ↑ A. Milani, A. Cellino, Z. Knežević, B. Novaković, F. Spoto, P. Paolicchi: Asteroid families classification: Exploiting very large datasets. In: Icarus. Band 239, 2014, S. 46–73, doi:10.1016/j.icarus.2014.05.039.
- ↑ 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).
- ↑ A. Milani, Z. Knežević, F. Spoto, P. Paolicchi: Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation. In: Astronomy & Astrophysics. Band 622, A47, 2019, S. 1–18, doi:10.1051/0004-6361/201834056 (PDF; 4,60 MB).