(91) Aegina

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Asteroid
(91) Aegina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Astraea-Familie
Große Halbachse 2,589 AE
Exzentrizität 0,108
Perihel – Aphel 2,310 AE – 2,867 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 10,4°
Argument der Periapsis 74,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. September 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 60 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,46 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 103,4 ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 2 min
Absolute Helligkeit 9,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CP
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Édouard Stephan
Datum der Entdeckung 4. November 1866
Andere Bezeichnung 1866 VA
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.

(91) Aegina ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 4. November 1866 vom französischen Astronomen Édouard Jean-Marie Stephan am Observatoire de Marseille entdeckt wurde. Es war seine zweite und letzte Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach Aigina, der Tochter von Asopos, einem Sohn von Poseidon. Sie wurde von Zeus, dem Vater eines ihrer Söhne, in die Insel verwandelt, die ihren Namen trägt. Die Benennung erfolgte durch Carl Christian Bruhns, den Direktor der Sternwarte Leipzig.

Aufgrund der Bahneigenschaften wird (91) Aegina zur Astraea-Familie gezählt.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona im Januar 1976 wurden für (91) Aegina erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 103 km und 0,03 bestimmt. Eine Beobachtung im Februar 1976 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona ergab Werte von 104 km und 0,03.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (91) Aegina, für die damals Werte von 109,8 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[3] 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 102,7 oder 104,7 km bzw. 0,03 oder 0,05.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 103,4 km bzw. 0,05 geändert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 98,4 km bzw. 0,04 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 90,2 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (91) Aegina eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. Ch-Typ.[8]

Photometrische Beobachtungen von (91) Aegina fanden erstmals statt vom 24. bis 28. August 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,025 h abgeleitet.[9] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 20. September bis 30. Oktober 1995 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der aufgezeichnete Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 6,030 h bestimmt.[10] Auch eine Messung vom 7. bis 12. Februar 2009 am Palmer Divide Observatory/Space Science Institute in Colorado lieferte eine Bestätigung dieses Ergebnisses mit exakt dem gleichen Wert.[11] Eine koordinierte Beobachtung an zwei Observatorien in Italien vom 26. März bis 18. April 2018 wurde zu einer Rotationsperiode von 6,029 h ausgewertet.[12]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurden dann in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion ein Gestaltmodell und zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit einer prograden Rotation sowie einer Periode von 6,0282 h bestimmt.[13]

Am 12. September 1973 gab es eine gegenseitige Annäherung zwischen den Asteroiden (1) Ceres und (91) Aegina bis auf etwa 5,0 Mio. km bei einer Relativgeschwindigkeit von 3,3 km/s. Dieses Ereignis wurde später mehrfach zur Bestimmung der Masse von (1) Ceres ausgewertet.[14][15]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  2. ↑ 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).
  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. 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).
  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. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  7. ↑ 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).
  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. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation. III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  10. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, V. G. Chiorny, J. Piironen, A. Erikson, G. Neukum, R. Mohamed: Asteroid observations at low phase angles. I. 50 Virginia, 91 Aegina and 102 Miriam. In: Planetary and Space Science. Band 45, Nr. 12, 1997, S. 1615–1623, doi:10.1016/S0032-0633(97)00131-1 (PDF; 568 kB).
  11. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2008 December–2009 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 3, 2009, S. 109–116, bibcode:2009MPBu...36..109W (PDF; 2,36 MB).
  12. ↑ L. Franco, A. Marchini, G. Baj, G. Scarfi, G. Succi, M. Bachini, C. Arena: Lightcurves for 91 Aegina, 235 Carolina, 1117 Reginita, and (505657) 2014 SR339. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 4, 2018, S. 399–400, bibcode:2018MPBu...45..399F (PDF; 292 kB).
  13. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
  14. ↑ B. Viateau, M. Rapaport: The mass of (1) Ceres from its gravitational perturbations on the orbits of 9 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 334, 1998, S. 729–735, bibcode:1998A&A...334..729V (PDF; 73 kB).
  15. ↑ G. Michalak: Determination of asteroid masses I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta. In: Astronomy & Astrophysics. Band 360, 2000, S. 363–374, bibcode:2000A&A...360..363M (PDF; 1,28 MB).
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