(1002) Olbersia
| Asteroid (1002) Olbersia | |
|---|---|
 | |
| Berechnetes 3D-Modell von (1002) Olbersia | |
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Mittlerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 2,788 AE |
| Exzentrizität | 0,153 |
| Perihel – Aphel | 2,360 AE – 3,215 AE |
| Neigung der Bahnebene | 10,770° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 343,7° |
| Argument der Periapsis | 354,9° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 19. Februar 2026 |
| Siderische Umlaufperiode | 4 a 239 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 17,74 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 22,9 km ± 0,2 km |
| Albedo | 0,15 |
| Rotationsperiode | 10 h 15 min |
| Absolute Helligkeit | 11,1 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | Wladimir A. Albizki |
| Datum der Entdeckung | 15. August 1923 |
| Andere Bezeichnung | 1923 PJ, 1956 UR |
| 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. | |
(1002) Olbersia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 15. August 1923 vom sowjetischen Astronomen Wladimir Alexandrowitsch Albizki am Krim-Observatorium in Simejis bei einer Helligkeit von 13,0 mag entdeckt wurde. Es war seine erste von zehn Asteroidenentdeckungen.
Der Asteroid ist benannt zu Ehren von Heinrich Wilhelm Olbers (1758–1840), einem Arzt aus Bremen und begeisterten Amateurastronomen. Olbers entdeckte die Kleinplaneten (2) Pallas und (4) Vesta sowie sechs Kometen und entwickelte die erste Methode zur Berechnung von Kometenbahnen. Der Namensvorschlag stammte vom schwedischen Astronomen Bror Ansgar Asplind.
Wissenschaftliche Auswertung
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (1002) Olbersia, für die damals Werte von 32,1 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[1] 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 24,6 km bzw. 0,13.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 22,9 km bzw. 0,15 korrigiert.[3]
Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona, der Catalina Sky Survey und der Siding Spring Survey ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 erstmals die Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,2367 h.[4]
Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (1002) Olbersia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,2367 h berechnet wurde.[5]
Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,2366 h berechnet.[6]
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Weblinks
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- (1002) Olbersia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (1002) Olbersia in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (1002) Olbersia in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
- (1002) Olbersia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
- ↑ J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).
- ↑ 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).