(54) Alexandra

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Asteroid
(54) Alexandra
Berechnetes 3D-Modell von (54) Alexandra
Berechnetes 3D-Modell von (54) Alexandra
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,713 AE
Exzentrizität 0,197
Perihel – Aphel 2,179 AE – 3,248 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 313,2°
Argument der Periapsis 345,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. Juli 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 171 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,91 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 160,1 ± 1,9 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 1 min
Absolute Helligkeit 8,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		C
Geschichte
Entdecker H. M. S. Goldschmidt
Datum der Entdeckung 10. September 1858
Andere Bezeichnung 1858 RA, 1950 BT, 1974 HG1
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.

(54) Alexandra ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 10. September 1858 vom deutsch-französischen Astronomen Hermann Mayer Salomon Goldschmidt in Paris entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von Alexander von Humboldt (1769–1859), dem berühmten Naturforscher und Entdecker Südamerikas, Mexikos und Sibiriens. Die Benennung erfolgte durch François Napoléon Marie Moigno. Die Abweichung in der Namensgebung von der mythologischen Kategorie wurde wahrscheinlich wegen Alexandra, der Tochter des Priamos und der Hekabe, zugelassen, obwohl die Absicht des Entdeckers klar war.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 und am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom August 1974 wurden für (54) Alexandra erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 172 und 176 km bzw. 0,03 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (54) Alexandra, für die damals Werte von 165,8 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 5. bis 12. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 165 ± 19 km.[4] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni und 29. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 128 ± 11 km abgeleitet werden.[5] 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 142,0 km bzw. 0,05.[6] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2012 auf 160,1 km bzw. 0,06 korrigiert.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 127,4 km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[8] Aus einer Auswertung von zwei Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 140,5 ± 1,5 km bestimmt werden.[9]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals am 8. und 9. Juli 1965 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 7,04 h abgeleitet werden.[10] Bei einer Beobachtung am 1. September 1983 am Leopold-Figl-Observatorium in Österreich konnte nur eine unvollständige Lichtkurve aufgezeichnet werden, die aber zu dieser Rotationsperiode zu passen schien,[11] und auch neue Messungen am 4. und 5. September 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien konnten diese Periode bestätigen.[12]

Auf der Grundlage von eigenen Beobachtungen vom 28. Mai bis 1. Juni 1987 am Felix-Aguilar-Observatorium in Argentinien in Verbindung mit den früheren Messdaten wurde eine Bestimmung von zwei alternativen Positionen der Rotationsachse mit verschiedenen Methoden unternommen. Der Drehsinn konnte dabei aber nicht abgeleitet werden.[13] Nach weiteren Beobachtungen vom 24. August bis 4. September 1992 am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma konnte der Wert der Rotationsperiode noch verbessert werden zu 7,024 h. Aus den Daten dieser und der früheren Messungen erfolgte auch eine Bestimmung von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer prograden Rotation.[14]

Berechnetes 3D-Modell von (54) Alexandra

Aus den archivierten Lichtkurven und neuen photometrischen Beobachtungen am 15. Dezember 2006 am Slope Rock Observatory und am 21. Januar 2007 am Taurus Hill Observatory, beide in Finnland, wurde in einer Untersuchung von 2008 ein dreidimensionales Gestaltmodell und mehrere Lösungen für die Rotationsachse, eine mit prograder und zwei mit retrograder Rotation, bestimmt. Für die Rotationsperiode ergab sich ein Wert von 7,023 h.[15] Bei einer Beobachtung vom 17. bis 26. Januar 2008 am Palmer Divide Observatory/Space Science Institute in Colorado wurde eine Rotationsperiode von 7,028 h bestimmt. In Verbindung mit den Daten einer weiteren Beobachtung vom 27. Dezember 2007 bis 20. Januar 2008 am Evelyn L. Egan Observatory der Florida Gulf Coast University sowie den archivierten Daten von 1965 bis 1992 aus dem Uppsala Asteroid Photometry Catalog (UAPC) wurden neue Gestaltmodelle des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,02265 h bestimmt.[16] Zur Unterstützung der Gestaltmodellierung des Asteroiden wurden auch vom 28. März bis 7. Mai 2009 weitere Beobachtungen am Hunters Hill Observatory in Australien durchgeführt, die zu einer Rotationsperiode von 7,0227 h führten.[17]

Durch die Auswertung von 11 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 17. Mai 2005 konnte in einer Untersuchung von 2011 gezeigt werden, dass eines der am Palmer Divide Observatory berechneten Gestaltmodelle besser zu den Beobachtungsdaten passt, das andere konnte aber nicht gänzlich verworfen werden. Für das bevorzugte Modell wurde ein mittlerer Durchmesser von 142 ± 9 km bestimmt.[18] Die Auswertung von 38 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Überarbeitung des Gestaltmodells für den Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation (die 2011 weniger präferierte) und einer Periode von 7,02264 h.[19]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juni und November 2010 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 7,02264 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 143 ± 5 km abgeleitet.[20] Vom 25. Januar bis 2. Februar 2022 erfolgte durch photometrische Beobachtungen einer Beobachtergruppe aus Spanien noch eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 7,026 h.[21]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (54) Alexandra aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,16·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 150 km zu einer Dichte von 3,50 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±60 %.[22]

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. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ H. Haupt, A. Hanslmeier: Photoelektrische Photometrie der Kleinplaneten (54) Alexandra und (372) Palma. In: Anzeiger der Österreichischen Akademie der Wissenschaften, math.-naturwiss. Klasse. Band 121, Nr. 5, 1984, S. 69–74 bibcode:1984OAWMN.121...69H (PDF; 46,1 MB).
  12. ↑ 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.
  13. ↑ G. Tancredi, T. Gallardo: A comparison of two pole determination methods for asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 242, 1991, S. 279–285, bibcode:1991A&A...242..279T (PDF; 183 kB).
  14. ↑ I. N. Bel’skaya, A. N. Dovgopol, A. Erikson, C.-I. Lagerkvist, T. Oja: Physical studies of asteroids. XXVII. Photoelectric photometry of asteroids 14 Irene, 54 Alexandra and 56 Melete. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 101, Nr. 3, 1993, S. 507–511, bibcode:1993A&AS..101..507B (PDF; 151 kB).
  15. ↑ J. Torppa, V.-P. Hentunen, P. Pääkkönen, P. Kehusmaa, K. Muinonen: Asteroid shape and spin statistics from convex models. In: Icarus. Band 198, Nr. 1, 2008, S. 91–107, doi:10.1016/j.icarus.2008.07.014 (PDF; 1,72 MB).
  16. ↑ B. D. Warner, J. Ďurech, M. Fauerbach, S. Marks: Shape and Spin Models for Four Asteroids. 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. 167–171, bibcode:2008MPBu...35..167W (PDF; 899 kB).
  17. ↑ D. Higgins, B. D. Warner: Lightcurve Analysis at Hunters Hill Observatory and Collaborating Stations – Autumn 2009. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 36, Nr. 4, 2009, S. 159–160, bibcode:2009MPBu...36..159H (PDF; 903 kB).
  18. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  19. ↑ 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).
  20. ↑ 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).
  21. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: Periods Determinations for Seventeen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, bibcode:2022MPBu...49..229F.
  22. ↑ 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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