(1913) Sekanina
| Asteroid (1913) Sekanina | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Äußerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 2,881 AE |
| Exzentrizität | 0,074 |
| Perihel – Aphel | 2,666 AE – 3,095 AE |
| Neigung der Bahnebene | 1,6° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 358,3° |
| Argument der Periapsis | 35,5° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 27. Oktober 2021 |
| Siderische Umlaufperiode | 4 a 325 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 17,53 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 13,4 ± 2,9 km |
| Albedo | 0,22 |
| Rotationsperiode | 14 h 2 min |
| Absolute Helligkeit | 11,6 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | Karl Wilhelm Reinmuth |
| Datum der Entdeckung | 22. September 1928 |
| Andere Bezeichnung | 1928 SF, 1950 EQ, 1959 AB, 1962 QJ, 1969 AY, 1972 RN2 |
| 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. | |
(1913) Sekanina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 22. September 1928 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 14 mag entdeckt wurde. Nachdem er in drei aufeinanderfolgenden Nächten beobachtet werden konnte, wurde er danach erst wieder am 15. März 1950 am Goethe-Link-Observatorium in Indiana aufgefunden.
Der Asteroid wurde nach dem in Tschechien geborenen US-amerikanischen Astronomen Zdenek Sekanina vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Massachusetts benannt, in Anerkennung seiner zahlreichen Beiträge auf dem Gebiet der Kometenastronomie, insbesondere der Berechnung von Umlaufbahnen, der Entwicklung von Modellen für die Kerne aus Eis und einer detaillierten Untersuchung der Staubschweife.
(1913) Sekanina ist ein Mitglied der Koronis-Familie, einer Gruppe von Asteroiden, die durch Absplitterungen von (158) Koronis entstanden.
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 13,4 km bzw. 0,22.[1]
Am 1. Juli 1981 gab es eine nahe Begegnung zwischen den Asteroiden (1913) Sekanina und (165) Loreley bis auf etwa 6,23 Mio. km (0,0416 AE) Abstand bei einer geringen Relativgeschwindigkeit von 3,5 km/s. Es wurde vorgeschlagen, zur genaueren Bestimmung der Masse der größeren (165) Loreley astrometrische Messungen dieses Ereignisses auszuwerten.[2][3]
Vom 15. bis 18. Februar 2018 wurden mit dem 1,22-m-Oschin-Schmidt-Teleskop am Palomar-Observatorium im Rahmen des Ten Thousand Asteroid Rotation Periods projects (10kARPs) große Bereiche des Himmels durchmustert und die Lichtkurven von Asteroiden aufgenommen, darunter auch (1913) Sekanina, für den dabei eine Rotationsperiode von 13,97 h gefunden wurde.[4] Eine Auswertung der Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus den Jahren 2015–2018 ergab für (1913) Sekanina eine Rotationsperiode von 14,03 h. Für die taxonomische Einordnung wurde eine Wahrscheinlichkeit von 16 % für einen C-Typ und von 84 % für einen S-Typ gefunden.[5]
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- (1913) Sekanina beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (1913) Sekanina in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (1913) Sekanina 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. 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).
- ↑ Ch.-K. Chang, W.-H. Ip, Hs.-W. Lin, Y.-Ch. Cheng, Ch.-Ch. Ngeow, T.-Ch. Yang, A. Waszczak, Sh. R. Kulkarni, D. Levitan, B. Sesar, R. Laher, J. Surace, T. A. Prince und das PTF Team: 313 New Asteroid Rotation Periods from Palomar Transient Factory Observations. In: The Astrophysical Journal. Band 788, Nr. 1, 2014, S. 1–21, doi:10.1088/0004-637X/788/1/17 (PDF; 8,87 MB).
- ↑ N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band. 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, doi:10.3847/1538-4365/ab5e88 (PDF; 14,1 MB).