(60) Echo

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Asteroid
(60) Echo
Berechnetes 3D-Modell von (60) Echo
Berechnetes 3D-Modell von (60) Echo
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,392 AE
Exzentrizität 0,185
Perihel – Aphel 1,951 AE – 2,834 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 191,5°
Argument der Periapsis 270,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 27. Juli 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 256 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,09 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 43,2 ± 0,6 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,37
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 1 d 1 h
Absolute Helligkeit 8,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker James Ferguson
Datum der Entdeckung 14. September 1860
Andere Bezeichnung 1860 RB, 1899 EB
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.

(60) Echo ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 14. September 1860 vom US-amerikanischen Astronomen James Ferguson am Old Naval Observatory in Washington, D.C. entdeckt wurde. Es war seine dritte und letzte Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach Echo, einer Oreade, die von Hera wegen ihres Plapperns ihrer Sprache beraubt wurde, außer der Fähigkeit, die letzten an sie gerichteten Worte zu wiederholen. Sie verliebte sich später in Narziss, der aber von ihrer Art zu sprechen verjagt wurde. Allmählich verkümmerte sie, bis nichts mehr übrig war außer ihrer Stimme. Der Asteroid wurde vom Entdecker zunächst Titania genannt in Unkenntnis der bereits erfolgten Vergabe dieses Namens für einen Mond des Uranus durch John Herschel. In einem Schreiben an John Russell Hind kündigte er seine Absicht an, ihn sogleich gegen Echo auszutauschen.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (60) Echo, für die damals Werte von 60,2 km bzw. 0,25 erhalten wurden.[1] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 5. bis 19. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 60 ± 7 km.[2] 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 60,0 km bzw. 0,19.[3] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo von 60,0 km bzw. 0,20.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 43,2 km bzw. 0,37 geändert.[5]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals am 7. Februar 1958 am McDonald-Observatorium in Texas. Die im Verlauf von etwa acht Stunden gemessene Lichtkurve zeigte wenig Veränderung, daher wurde vermutet, dass der Asteroid entweder in Polansicht zu sehen war, dass die Rotationsperiode sehr lang ist (möglicherweise im Bereich von 30 Stunden) oder dass der Asteroid nahezu kugelförmig ist.[6] Nachdem Messungen vom 1. bis 9. August 1978 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile auf eine Periode von etwa 52 Stunden hingewiesen hatten, schienen auch Beobachtungen vom 12. November bis 18. Dezember 1979 am Table Mountain Observatory (TMO) in Kalifornien eine solche Periode zu bestätigen, konnten jedoch durch eine unbrauchbare Referenz nicht weiter ausgewertet werden.[7] Eine weitere Beobachtung vom 20. November 1979 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien konnte ebenfalls zunächst nicht weiter ausgewertet werden.[8]

Berechnetes 3D-Modell von (60) Echo

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten während 13 Nächten vom 26. Januar bis 20. Februar 1984 am Gila Observatory in Arizona. Aus der aufgezeichnete Lichtkurve konnte jetzt eine Rotationsperiode des Asteroiden von 25,21 h bestimmt werden.[9][10] In einer Untersuchung von 1989 wurden die zuvor nicht weiter auswertbaren Messungen des TMO von 1979 noch einmal neu bewertet. Dazu wurden auch die Beobachtungen aus 1958, 1978, 1979 in Turin, 1984 sowie weitere Messungen vom 6. Januar 1980 am La-Silla-Observatorium in Chile und vom 10. Januar und 7. Februar 1984 am TMO verwendet. Es wurde jetzt aus den TMO-Daten ein gemittelter Wert für die Rotationsperiode von 25,204 h abgeleitet.[11]

In einer Untersuchung von 1993 konnten aus den archivierten Lichtkurven eine Rotationsperiode von 25,1574 h und erstmals zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden bestimmt werden.[12] Aus aufgezeichneten Daten des Lowell-Observatoriums wurde dann in einer Untersuchung von 2016 ein dreidimensionales Modell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse, allerdings mit retrograder Rotation, und eine Periode von 25,2285 h berechnet.[13]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (60) Echo aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 0,315·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 60 km zu einer Dichte von 2,78 g/cm³ führte bei einer Porosität von 16 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±12 %.[14]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  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. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ T. Gehrels, D. Owings: Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves. In: The Astrophysical Journal. Band 135, Nr. 2, 1962, S. 906–924, doi:10.1086/147334 (PDF; 1,21 MB).
  7. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  8. ↑ V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: Photoelectric photometry of 21 asteroids. In: Icarus. Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8.
  9. ↑ W. B. Florence, K. W. Zeigler: Photoelectric Photometry of Asteroid 60 Echo. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 11, Nr. 4, 1984, S. 33–34, bibcode:1984MPBu...11...33F (PDF; 120 kB).
  10. ↑ K. W. Zeigler, W. B. Florence: Photoelectric photometry of asteroids 9 Metis, 18 Melpomene, 60 Echo, 116 Sirona, 230 Athamantis, 694 Ekard, and 1984 KD. In: Icarus. Band 62, Nr. 3, 1985, S. 512–517 doi:10.1016/0019-1035(85)90191-5.
  11. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, L. J. Martin, R. L. Millis, M. Poutanen, F. Scaltriti, V. Zappalà, H. J. Schober, H. Debehogne, K. W. Zeigler: Photoelectric observations of asteroids 3, 24, 60, 261, and 863. In: Icarus. Band 77, Nr. 1, 1989, S. 171–186 doi:10.1016/0019-1035(89)90015-8.
  12. ↑ 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).
  13. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, D. Oszkiewicz, R. Vančo: Asteroid models from the Lowell photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 587, A48, 2016, S. 1–6, doi:10.1051/0004-6361/201527573 (PDF; 262 kB).
  14. ↑ 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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