(79) Eurynome

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Asteroid
(79) Eurynome
Berechnetes 3D-Modell von (79) Eurynome
Berechnetes 3D-Modell von (79) Eurynome
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,445 AE
Exzentrizität 0,191
Perihel – Aphel 1,977 AE – 2,913 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 4,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 206,5°
Argument der Periapsis 201,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 15. Juli 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 301 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,87 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 63,5 ± 1,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,29
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 59 min
Absolute Helligkeit 7,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker James Craig Watson
Datum der Entdeckung 14. September 1863
Andere Bezeichnung 1863 RA
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.

(79) Eurynome ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 14. September 1863 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde. Es war seine erste Asteroidenentdeckung von insgesamt 22.

Der Asteroid wurde benannt nach der Okeanide Eurynome, einer Tochter des Okeanos und der Tethys und Mutter der Leukothea.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile und am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi im Jahr 1974 sowie am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona im März 1976 wurden für (79) Eurynome erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 76 bis 86 km und 0,11 bis 0,14 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (79) Eurynome, für die damals Werte von 66,5 km bzw. 0,26 erhalten wurden.[3] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten erhalten, aus denen Werte von 68,9 km bzw. 0,25 bestimmt 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 72,6 km bzw. 0,22.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 63,5 km bzw. 0,29 korrigiert.[6]

Photometrische Beobachtungen von (79) Eurynome fanden erstmals statt vom 9. Oktober bis 18. Dezember 1974 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus den gemessenen Lichtkurven wurde als wahrscheinlichste Rotationsperiode 11,959 h abgeleitet. Es wurde aber auch ein Wert von 5,980 h als möglich und daher weitere Beobachtungen über längere Zeiträume als notwendig erachtet. Auch eine Bestimmung der Albedo, des Radius und der Masse wurden unternommen.[7] Etwa zur gleichen Zeit fanden auch Messungen vom 6. bis 11. November 1974 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich statt. Auf Grundlage der in vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve konnte für den Asteroiden die längere Periode ausgeschlossen und eine Rotationsperiode von 5,979 h abgeleitet werden.[8] Neue Beobachtungen erfolgten am 13. Januar 1983 wieder am Osservatorio Astronomico di Torino. Die Lichtkurve zeigte ähnliche Verläufe wie bei der Beobachtung im November 1974, es wurden dafür topographische Besonderheiten auf der Oberfläche des Asteroiden von einigen Kilometern Ausdehnung für ursächlich angesehen.[9] Zur gleichen Beurteilung führten auch Messungen am 21. Januar 1983 am Osservatorio Astrofisico di Catania und am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien.[10]

Berechnetes 3D-Modell von (79) Eurynome

Aus der in acht Nächten vom 29. August bis 25. Oktober 1989 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine aufgezeichneten Lichtkurve wurde wieder eine Rotationsperiode von 5,9777 h bestimmt. Außerdem konnten erstmals zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden berechnet werden.[11]

Unter Verwendung der Daten aus den Jahren 1974, 1983 und 1990 wurden dann in einer Untersuchung von 1993 ebenfalls zwei mögliche Rotationsachsen berechnet.[12] Mit neuen Beobachtungen vom 9. und 14. November 1993 am La-Silla-Observatorium in Chile wurden diese Berechnungen noch einmal überarbeitet und die Werte für die Position der Rotationsachse und die Achsenverhältnisse verbessert. Für die Rotationsperiode wurden jetzt 5,9776 h abgeleitet.[13] Auch eine erneute Berechnung am Charkiw-Observatorium, bei der nun Beobachtungsdaten bis 1993 verwendet wurden, ergab wieder zwei alternative Polachsen mit prograder Rotation mit einer Rotationsperiode von 5,9777 h.[14] Weitere Beobachtungen vom 23. September 1993 bis 9. Februar 1994 in Charkiw und am Krim-Observatorium in Simejis wurden zu einer Rotationsperiode von 5,981 h ausgewertet.[15] Eine Untersuchung von 1999 errechnete aus den vorliegenden Lichtkurven neue Lösungen für die Position der Rotationsachse, nun allerdings mit retrograder Rotation, und eine Periode von 5,9777 h.[16]

Aus den archivierten Lichtkurven und einer neuen photometrischen Beobachtung vom 4. Februar 2006 am Taurus Hill Observatory in Finnland konnte in einer Untersuchung von 2008 ein dreidimensionales Gestaltmodell und eine eindeutige Lösung für die Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmt werden. Für die Rotationsperiode ergab sich ein Wert von 5,97857 h.[17] Aus den archivierten photometrischen Daten des United States Naval Observatory und der Catalina Sky Survey in Arizona wurden dann in einer Untersuchung von 2013 wieder Gestaltmodelle des Asteroiden für zwei alternative Ausrichtungen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 5,97772 h bestimmt.[18] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 auch eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei wieder zu 5,97772 h bestimmt.[19]

Eurynome-Familie

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(79) Eurynome ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,33–2,48 AE, eine Exzentrizität von 0,15–0,19 und eine Bahnneigung von 4,3°–5,6°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse S, L und C, die mittlere Albedo liegt bei 0,26. Der Eurynome-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 1650 Mitglieder zugerechnet.[20]

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. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 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. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: A photometric study of the minor planets 192 Nausikaa and 79 Eurynome. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 23, 1976, S. 167–179, bibcode:1976A&AS...23..167S (PDF; 194 kB).
  8. ↑ H. J. Schober: The Period of Rotation and the Photoelectric Lightcurve of the Minor Planet 79 Eurynome. In: Icarus. Band 28, Nr. 3, 1976, S. 415–420 doi:10.1016/0019-1035(76)90155-X.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ M. A. Barucci, M. Fulchignoni, R. Burchi, V. D’Ambrosio: Rotational properties of ten main belt asteroids: Analysis of the results obtained by photoelectric photometry. In: Icarus. Band 61, Nr. 1, 1985, S. 152–162, doi:10.1016/0019-1035(85)90161-7.
  11. ↑ T. Michałowski, F. P. Velichko: Photoelectric Photometry, Parameters of Rotation and Shapes of Asteroids 22 Kalliope and 79 Eurynome. In: Acta Astronomica. Band 40, Nr. 3, 1990, S. 321–332, bibcode:1990AcA....40..321M (PDF; 225 kB).
  12. ↑ G. De Angelis: Three asteroid pole determinations. In: Planetary and Space Science. Band 41, Nr. 4, 1993, S. 285–290 doi:10.1016/0032-0633(93)90023-U.
  13. ↑ G. De Angelis, S. Mottola: Lightcurves and pole determinations for the asteroids 69 Hesperia, 79 Eurynome and 852 Wladilena. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 8, 1995, S. 1013–1017 doi:10.1016/0032-0633(95)00006-Q.
  14. ↑ T. Michałowski: Pole and Shape Determination for 12 Asteroids. In: Icarus. Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, doi:10.1006/icar.1996.0171.
  15. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiorny, A. V. Kalashnikov, Yu. N. Krugly, R. A. Mohamed, F. P. Velichko: Magnitude-phase dependences for three asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 115, 1996, S. 475–479, bibcode:1996A&AS..115..475S (PDF; 193 kB).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ 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).
  18. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
  19. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X.-B. 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).
  20. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
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