(43) Ariadne

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Zur Navigation springen Zur Suche springen
Asteroid
(43) Ariadne
Berechnetes 3D-Modell von (43) Ariadne
Berechnetes 3D-Modell von (43) Ariadne
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,203 AE
Exzentrizität 0,168
Perihel – Aphel 1,832 AE – 2,574 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 264,7°
Argument der Periapsis 16,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. August 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 99 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,93 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 71,3 ± 1,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,23
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 46 min
Absolute Helligkeit 8,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Sk
Geschichte
Entdecker Norman Robert Pogson
Datum der Entdeckung 15. April 1857
Andere Bezeichnung 1857 GA
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.

(43) Ariadne ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 15. April 1857 vom englischen Astronomen Norman Robert Pogson am Radcliffe Observatory in Oxford entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Ariadne, der Tochter von Minos, dem zweiten König von Kreta, und Pasiphae. Ariadne verliebte sich in Theseus, der im Labyrinth eingesperrt war, um vom Minotauros verschlungen zu werden. Sie half ihm mit einem Faden bei der Flucht und wurde später von ihm geheiratet und verlassen.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften gilt (43) Ariadne als zweitgrößtes Mitglied der Flora-Familie.[1]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi im Januar 1974 wurden für (43) Ariadne erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 85 km und 0,11 bestimmt.[2][3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (43) Ariadne, für die damals Werte von 65,9 km bzw. 0,27 erhalten wurden.[4] 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 72,1 km bzw. 0,23.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 71,3 km bzw. 0,23 korrigiert.[6] Mit einer Auswertung von 7 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 61,7 ± 4,4 km bestimmt werden.[7]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (43) Ariadne eine taxonomische Klassifizierung als S-Typ.[8]

Photometrische Beobachtungen von (43) Ariadne fanden erstmals statt am 2. und 4. Mai 1965 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 5,753 h abgeleitet werden.[9] Neue Beobachtungen erfolgten vom 8. August bis 8. Oktober 1972 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien. Bei der Auswertung wurde von den möglichen Ergebnissen eine kürzere Periode von 2,88 h ausgeschlossen und auch gegenüber einer längeren Periode von 11,50 h ein eher wahrscheinlicher Wert von 5,75 h bevorzugt.[10] Auch bei einer weiteren Messung im August 1972 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich konnte aus der gemessenen Lichtkurve eine Rotationsperiode von 5,760 h abgeleitet werden.[11]

Bei einer photometrischen Beobachtung vom 28. August bis 1. September 1982 am Observatorio del Teide auf Teneriffa konnte zwar aus der aufgezeichneten Lichtkurve keine direkte Bestimmung einer Rotationsperiode erfolgen, aber die Kurve passte gut zu dem bereits bekannten Wert. Darüber hinaus wurde erstmals versucht, die Lage der Rotatonsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells zu bestimmen.[12] Auch bei einer Messung am 16. Oktober 1982 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien,[13] bei Beobachtungen am 28. und 29. Januar 1984 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich[14] sowie am 2. Februar 1984 am Osservatorio Astronomico di Torino passten die registrierten Lichtkurven ebenfalls gut zu einer solchen Periode.[15]

Berechnetes 3D-Modell von (43) Ariadne

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (43) Ariadne. Bei Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium bei fünf Gelegenheiten zwischen Juli 1982 und Mai 1984 konnten mehrere Lichtkurven erfasst werden.[16] Die Auswertung in einer Untersuchung von 1988 errechnete daraus zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,7622 h sowie die Achsenverhältnisse eines ellipsoidischen Gestaltmodells.[17] Neue Beobachtungen im Februar 1987, April 1988 und November 1989 lieferten zusätzliche Lichtkurven,[18] so dass in einer finalen Auswertung von 1991 die Lage einer Rotationsachse (die Alternative wurde verworfen), jetzt aber mit retrograder Rotation, bestimmt und die Werte für die Achsenverhältnisse noch verbessert werden konnten. Für die Rotationsperiode wurde jetzt ein Wert von 5,7620 h abgeleitet.[19]

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus zahlreiche weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven ab 1965 Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung der Rotationsachse, des Drehsinns, der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten. Für die Rotationsachsen wurden dabei jeweils ähnliche Lösungen gefunden, gelegentlich konnte eine Alternative ausgeschlossen werden, der Drehsinn war immer retrograd und die Periode lag bei 5,7619 oder 5,7620 h.[14][20][21][22][23][24][25] Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die zu weiteren Lichtkurven ausgewertet wurden, wie am 16. August 1985 am La-Silla-Observatorium,[26] vom 9. Januar bis 6. Februar 1987 am Osservatorio Astronomico di Torino,[27] am 4. Januar 1990 an der Außenstelle Tshuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine[28] sowie zwischen 5. und 13. Januar 2000 am Lohrmann-Observatorium in Dresden.[29]

Eine Beobachtung am 22. August 1998 mit den Fine Guidance Sensors (FGS) des Hubble-Weltraumteleskops bevorzugte eine der zuvor bestimmten Positionen der Rotationsachse. Die Gestalt des Asteroiden wurde als verlängertes Ellipsoid mit Achsen von 90 × 53 × 53 km, entsprechend einem effektiven Durchmesser von 63 km beschrieben. Es wurden auch Hinweise darauf gefunden, dass der Asteroid ein zweilappiger oder gegabelter, nicht konvexer Körper ist.[30]

Aus 32 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1965 bis 1990 wurde dann in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für den Asteroiden berechnet. Es wurde eine eindeutige Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 5,76199 h gefunden.[31] Weitere photometrische Messungen erfolgten vom 18. Juli bis 21. August 2008 mit zwei Teleskopen des Calvin College in New Mexico und Michigan, hier wurde eine Rotationsperiode des Asteroiden von 5,7622 h abgeleitet.[32]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 wieder ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juli 2011 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine eindeutige und verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 5,76199 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 59 ± 4 km abgeleitet.[33] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei erneut zu 5,76199 h bestimmt.[34] Im Jahr 2023 wurden dann aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR3 für ein konvexes Gestaltmodell wieder zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 5,76182 h bestimmt.[35]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (43) Ariadne aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu keinen sinnvollen Ergebnissen geführt.[36]

Siehe auch

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
  1. ↑ K. Hirayama: Families of Asteroids. In: Japanese Journal of Astronomy and Geophysics. Band 1, Nr. 3, 1922, S. 55–93, bibcode:1922JaJAG...1...55H (PDF; 2,21 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  9. ↑ I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten, V. Zappalà: Photoelectric photometry of seven asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 35, Nr. 3, 1979, S. 223–232, bibcode:1979A&AS...35..223V (PDF; 151 kB).
  10. ↑ R. Burchi, L. Milano: Photoelectric lightcurves of the minor planet 43 Ariadne during the 1972 opposition. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 15, 1974, S. 173–180, bibcode:1974A&AS...15..173B (PDF; 147 kB).
  11. ↑ G. Lustig, R. Dvorak: Photometrische Untersuchungen der Planetoiden (43) Ariadne und (71) Niobe. In: Acta Physica Austriaca. Band 43, Nr. 1–2, 1975, S. 89–97, bibcode:1975AcPhA..43...89L.
  12. ↑ R. S. McCheyne, N. Eaton, S. F. Green, A. J. Meadows: B and V lightcurves and pole positions of three S-class asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 2, 1984, S. 286–295, doi:10.1016/0019-1035(84)90028-9.
  13. ↑ M. Di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8.
  14. ↑ a b M. A. Barucci, D. Bockelée-Morvan, A. Brahic, S. Clairemidi, J. Lecacheux, F. Roques: Asteroid spin axes: two additional pole determinations and theoretical implications. In: Astronomy & Astrophysics. Band 163, 1986, S. 261–268, bibcode:1986A&A...163..261B (PDF; 205 kB).
  15. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2.
  16. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. G. Levy, S. Vail: Photometric geodesy of main-belt asteroids: I. Lightcurves of 26 large, rapid rotators. In: Icarus. Band 70, Nr. 2, 1987, S. 191–245, doi:10.1016/0019-1035(87)90131-X.
  17. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: II. Analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 76, Nr. 1, 1988, S. 19–77, doi:10.1016/0019-1035(88)90139-X.
  18. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  19. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9.
  20. ↑ T. Michałowski: Photometric astrometry applied to asteroids 6, 15, 43, and 624. In: Acta Astronomica. Band 38, Nr. 4, 1988, S. 455–468, bibcode:1988AcA....38..455M (PDF; 233 kB).
  21. ↑ P. Magnusson: Spin vectors of 22 large asteroids. In: Icarus. Band 85, Nr. 1, 1990, S. 229–240, doi:10.1016/0019-1035(90)90113-N.
  22. ↑ G. De Angelis: New asteroid pole determinations. In: A. Brahic, J.-C. Gérard, J. Surdej (Hrsg.): Observations and Physical Properties of Small Solar System Bodies. Université de Liège, Institut d’Astrophysique, Liège 1992, S. 195–201, bibcode:1992LIACo..30..195D (PDF; 104 kB).
  23. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).
  24. ↑ G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  25. ↑ Gy. Szabó, K. Sárneczky, L. L. Kiss: The O-C diagrams of minor planets – a new approach to modelling the rotation. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173rd colloquium of the IAU, Tatranská Lomnica 1999, S. 185–188, bibcode:1999esra.conf..185S (PDF; 87 kB).
  26. ↑ A. Detal, O. Hainaut, A. Pospieszalska-Surdej, P. Schils, H. J. Schober, J. Surdej: Pole, albedo and shape of the minor planets 624 Hektor and 43 Ariadne: Two tests for comparing four different pole determination methods. In: Astronomy & Astrophysics. Band 281, Nr. 1, 1994, S. 269–280, bibcode:1994A&A...281..269D (PDF; 342 kB).
  27. ↑ E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M.A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158.
  28. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiornij, Yu. N. Krugly, D. F. Lupishko, R. A. Mohamed, F. P. Velichko, T. Michałowski, V. V. Avramchuk, A. N. Dovgopol: Photometry of seventeen asteroids. In: Icarus. Band 100, Nr. 2, 1992, S. 295–306, doi:10.1016/0019-1035(92)90102-D.
  29. ↑ I. Foerster, H. Potthoff: Lightcurves of Asteroid 43, 87, 129, and 130. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 28, Nr. 2, 2001, S. 25–26, bibcode:2001MPBu...28...25F (PDF; 132 kB).
  30. ↑ P. Tanga, D. Hestroffer, A. Cellino, M. Lattanzi, M. Di Martino, V. Zappalà: Asteroid observations with the Hubble Space Telescope FGS II. Duplicity search and size measurements for 6 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 401, Nr. 2, 2003, S. 733–741, doi:10.1051/0004-6361:20030032 (PDF; 229 kB).
  31. ↑ M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: Models of Twenty Asteroids from Photometric Data. In: Icarus. Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, doi:10.1006/icar.2002.6907 (PDF; 1,03 MB).
  32. ↑ M. J. Dykhuis, L. A. Molnar, C. J. Gates, J. A. Gonzales, J. J. Huffman, A. R. Maat, S. L. Maat, M. I. Marks, A. R. Massey-Plantinga, N. D. McReynolds, J. A. Schut, J. P. Stoep, A. J. Stutzman, B. C. Thomas, G. W. Vander Tuig, J. W. Vriesema, R. Greenberg: Efficient spin sense determination of Flora-region asteroids via the epoch method. In: Icarus. Band 267, 2016, S. 174–203, doi:10.1016/j.icarus.2015.12.021.
  33. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  34. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. 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).
  35. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).
  36. ↑ 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).
Abgerufen von „https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=(43)_Ariadne&oldid=251439340“