(2048) Dwornik

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Asteroid
(2048) Dwornik
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 1,953 AE
Exzentrizität 0,043
Perihel – Aphel 1,870 AE – 2,037 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 23,7°
Länge des aufsteigenden Knotens 157,6°
Argument der Periapsis 105,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 18. Februar 2025
Siderische Umlaufperiode 2 a 267 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 21,30 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 2,6 ± 0,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 3 h 41 min
Absolute Helligkeit 13,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Eleanor Helin
Datum der Entdeckung 27. August 1973
Andere Bezeichnung 1973 QA, 1975 EW, 2016 FD6
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.

(2048) Dwornik ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 27. August 1973 von der US-amerikanischen Astronomin Eleanor Helin am Palomar-Observatorium in Kalifornien bei einer Helligkeit von 15 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde von der Entdeckerin nach dem Geologen Stephen E. Dwornik (1926–2012)[1] benannt, der für seine Rolle bei der Erforschung des Mondes und der Planeten durch unbemannte Raumsonden bekannt ist. Als Leiter der Planetologie-Programme der NASA war er maßgeblich an der Anwendung der systematischen geologischen Kartierung von Mars und Merkur beteiligt.

Mit einer 9:2-Bahnresonanz mit Jupiter und anderen Bahneigenschaften gehört der Asteroid zur Hungaria-Gruppe.[2]

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser von 2,6 km. Für die Albedo im sichtbaren Bereich konnte kein plausibler Wert abgeleitet werden.[3]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt (2048) Dwornik durch eine mineralische Oberfläche wahrscheinlich eine hohe Albedo. Beobachtungen am 16. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma und am 20. Januar 2007 am New Technology Telescope (NTT) in Chile bestätigten den E-Typ.[4] Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi in 2001 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche aus einer Mischung von Aubriten dominiert wird.[5] Nach einer weiteren Beobachtung am 16. August 2003 an der IRTF erfolgte eine taxonomische Zuordnung zum Xn- bzw. L-Typ.[6]

Aus photometrischen Messungen vom 27. April bis 7. Juni 2000 am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw und am Krim-Observatorium in Simejis konnte erstmals eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 3,664 h erfolgen.[7] Am Palmer Divide Observatory in Colorado erfolgten mehrfach Versuche, aus der Lichtkurve die Rotationsperiode zu bestimmen. Aus Beobachtungen vom 24. bis 26. März 2008 konnte nur eine unsichere Bestimmung erfolgen.[8] Eine bessere Bestimmung gelang vom 3. bis 8. Mai 2011, als ein Wert von 3,78 h abgeleitet wurde.[9] Messungen vom 22. Januar bis 2. Februar 2013 führten dagen wieder zu keinem Ergebnis.[10] Beobachtungen vom 5. bis 8. Juni 2014 führten dann zu einer besseren Bestimmung der Rotationsperiode von 3,730 h.[11]

Bei neuen Messungen vom 21. Januar bis 3. Februar 2016 konnte eine Rotationsperiode von 3,780 h erhalten werden. Dabei wurden erstmals Hinweise darauf gefunden, dass es sich bei (2048) Dwornik möglicherweise um ein binäres System handeln könnte (was auch die Schwierigkeiten in den früheren Bestimmungen der Rotationsperiode erklären könnte). Dieses Ergebnis ist aber nicht gesichert und erfordert genaue Untersuchungen bei weiteren Erscheinungen des Asteroiden.[12]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ STEPHEN E. DWORNIK. In: The Washington Post. Legacy.com, 22. Dezember 2012, abgerufen am 16. März 2024 (englisch).
  2. ↑ C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, bibcode:1990JRASC..84..123S (PDF; 137 kB).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB).
  5. ↑ B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB).
  6. ↑ M. P. Lucas, J. P. Emery, N. Pinilla-Alonso, S. S. Lindsay, V. Lorenzi: Hungaria asteroid region telescopic spectral survey (HARTSS) I: Stony asteroids abundant in the Hungaria background population. In: Icarus. Band 291, Nr. 7–8, 2017, S. 268–287, doi:10.1016/j.icarus.2016.11.002.
  7. ↑ V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: Rotation and photometric properties of E-type asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X (PDF; 204 kB).
  8. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: February–May 2008. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 163–166, bibcode:2008MPBu...35..163W (PDF; 472 kB).
  9. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2011 March–July. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 190–195, bibcode:2011MPBu...38..190W (PDF; 6,85 MB).
  10. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2013 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 3, 2013, S. 137–145, bibcode:2013MPBu...40..137W (PDF; 472 kB).
  11. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 March–June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 235–241, bibcode:2014MPBu...41..235W (PDF; 2,00 MB).
  12. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2015 December–2016 April. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 3, 2016, S. 227–233, bibcode:2016MPBu...43..227W (PDF; 0,99 MB).
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