(42) Isis

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Asteroid
(42) Isis
Berechnetes 3D-Modell von (42) Isis
Berechnetes 3D-Modell von (42) Isis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,443 AE
Exzentrizität 0,222
Perihel – Aphel 1,900 AE – 2,985 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 84,2°
Argument der Periapsis 237,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 17. Oktober 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 299 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,82 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 111,0 ± 1,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,14
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 35 min
Absolute Helligkeit 7,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		L
Geschichte
Entdecker Norman Robert Pogson
Datum der Entdeckung 23. Mai 1856
Andere Bezeichnung 1856 KB, 1910 TA, 1939 GM, 1950 DD1
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.

(42) Isis ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 23. Mai 1856 vom englischen Astronomen Norman Robert Pogson am Radcliffe Observatory in Oxford entdeckt wurde. Es war seine erste Asteroidenentdeckung, der noch sieben weitere folgen sollten.

Der Asteroid wurde benannt nach Isis, der ägyptischen Göttin. Isis und ihr Bruder und Ehemann Osiris umfassten die gesamte Natur und waren die wohltätigsten ägyptischen Götter. Die Benennung erfolgte durch Manuel John Johnson (1805–1859), den Direktor des Radcliffe Observatory, aber wahrscheinlich zu Ehren der Tochter des Entdeckers, Elizabeth Isis Pogson (1852–1945), die später Mitglied der Royal Astronomical Society wurde. Ihr zweiter Name bezieht sich aber nicht auf die ägyptische Göttin, sondern auf den Fluss Isis, ein anderer Name für die Themse, die Oxford durchfließt.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi im Juni 1974 wurden für (42) Isis erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 94 km und 0,13 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (42) Isis, für die damals Werte von 100,2 km bzw. 0,17 erhalten wurden.[3] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 17. Juli 2005 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 97 ± 10 km abgeleitet werden.[4] 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 111,0 km bzw. 0,14.[5] Mit einer Auswertung von 2 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 96,0 ± 5,0 km bestimmt werden.[6]

Photometrische Beobachtungen von (42) Isis fanden erstmals statt am 12. April 1970 am Steward Observatory in Arizona. Die über etwa sieben Stunden aufgezeichnete Lichtkurve wurde aber nicht weiter ausgewertet.[7] Neue Beobachtungen erfolgten vom 29. Mai bis 1. Juni 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 13,59 h abgeleitet.[8]

Bei Beobachtungen vom 5. bis 8. Januar 1980 am La-Silla-Observatorium in Chile konnte nur eine sehr lückenhafte Lichtkurve erfasst werden, aus der zwar keine Rotationsperiode abgeleitet, mit der aber der frühere Wert bestätigt werden konnte.[9] Neue Messungen vom 9. bis 19. Oktober 1990 am La-Silla-Observatorium führten dieses Mal zu einer Rotationsperiode von 13,580 h.[10]

Berechnetes 3D-Modell von (42) Isis

Die Auswertung der Messdaten von drei Beobachtungskampagnen im Zeitraum von April 1993 bis Februar 1996 am Observatorium Belogradtschik und am Nationalen Astronomischen Observatorium Roschen in Bulgarien führte erstmals zur Bestimmung von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse des Asteroiden mit einer retrograden Rotation und einer Periode von 13,59700 h.[11]

Mit den von 1970 bis 1996 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,59701 h bestimmt. Das Modell zeigt eine nahezu rundliche Form, aber mit erheblichen lokalen Unregelmäßigkeiten.[12]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory und der Catalina Sky Survey in Arizona, des Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma und des Astrometrie-Satelliten Hipparcos ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells und zwei alternativer Lösungen für die Position der Rotationsachse, allerdings mit prograder Rotation und einer Periode von 13,58364 h.[13] Die Auswertung von 31 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 zur Erstellung eines neuen dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation.[14]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juli 2005 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurde aus den bisherigen Alternativen eine eindeutige und verbesserte Position mit prograder Rotation bestimmt. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 102 ± 4 km abgeleitet.[15]

Bereits in einer Untersuchung von 2009 war versucht worden, aus archivierten Beobachtungen des Satelliten Hipparcos für den Asteroiden (42) Isis eine Rotationsachse zu bestimmen. Die führte aber zu widersprüchlichen bzw. nicht plausiblen Ergebnissen.[16] Bei einer erneuten Auswertung von 2019 konnte dann für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell eine Rotationsachse und eine Periode von 13,5832 h sowie die Achsenverhältnisse berechnet werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hier wurde jedoch eine völlig andere Rotationsachse, die fast genau in der Ebene der Ekliptik liegt, und eine Periode von 13,5905 h gefunden.[17]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (42) Isis aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,58·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 103 km zu einer Dichte von 2,78 g/cm³ führte bei einer Porosität von 16 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±33 %.[18]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677, doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 2,74 MB).
  7. ↑ C. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5.
  8. ↑ A. W. Harris, J. Young: Photoelectric lightcurves of asteroids 42 Isis, 45 Eugenia, 56 Melete, 103 Hera, 532 Herculina, and 558 Carmen. In: Icarus. Band 38, Nr. 1, 1979, S. 100–105, doi:10.1016/0019-1035(79)90089-7.
  9. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, V. Zappalà: Physical studies of asteroids VIII. Photoelectric photometry of the asteroids 42, 48, 93, 105, 145 and 245. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 50, 1982, S. 277–281, bibcode:1982A&AS...50..277D (PDF; 109 kB).
  10. ↑ M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  11. ↑ 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.
  12. ↑ J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. In: Icarus. Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 (PDF; 303 kB).
  13. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).
  16. ↑ A. Cellino, D. Hestroffer, P. Tanga, S. Mottola, A. Dell’Oro: Genetic inversion of sparse disk-integrated photometric data of asteroids: application to Hipparcos data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 506, Nr. 2, 2009, S. 935–954, doi:10.1051/0004-6361/200912134 (PDF; 472 kB).
  17. ↑ A. Cellino, D. Hestroffer, X. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: Inversion of Hipparcos and Gaia photometric data for asteroids. Asteroid rotational properties from sparse photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A67, 2019, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/201936059 (PDF; 1,16 MB).
  18. ↑ 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).
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