(132) Aethra

Asteroid
(132) Aethra
Berechnetes 3D-Modell von (132) Aethra
Berechnetes 3D-Modell von (132) Aethra
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Marsbahngrazer
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,612 AE
Exzentrizität 0,387
Perihel – Aphel 1,601 AE – 3,622 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 25,0°
Länge des aufsteigenden Knotens 258,1°
Argument der Periapsis 255,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. Juli 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 80 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,72 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 42,9 ± 1,6 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 10 min
Absolute Helligkeit 9,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xe
Geschichte
Entdecker James Craig Watson
Datum der Entdeckung 13. Juni 1873
Andere Bezeichnung 1873 LA, 1922 XB, 1949 MD, 1953 LF
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.

(132) Aethra ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 16. August 1873 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Aithra, in der Ilias die Mutter des griechischen Helden Theseus. Einer anderen Legende zufolge war Aithra eine der sieben Okeaniden. Sie starben aus Kummer über den Tod ihres Bruders Hyas und wurden in Sterne verwandelt, die Hyaden genannt wurden.

Die Bahn des Asteroiden besitzt eine Periheldistanz (sonnennächster Punkt), die größer ist als das Perihel, aber kleiner als das Aphel (sonnenfernster Punkt) des Mars. Er wird daher zu den Marsbahngrazern gezählt und ist der größte unter diesen. Durch die Schrägstellung der Bahn des Asteroiden gegenüber der Marsbahn können sich die beiden Himmelskörper derzeit aber nicht näher kommen als bis auf etwa 55,0 Mio. km (0,37 AE). Durch eine Bahnresonanz (Kozai-Effekt) wird auch langfristig über mehrere Milliarden Jahre verhindert, dass sich (132) Aethra und Mars gegenseitig nahe kommen.[1]

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (132) Aethra, für die damals Werte von 42,7 km bzw. 0,17 erhalten wurden.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 60,1 km bzw. 0,09, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[3] Eine neue Auswertung von WISE/NEOWISE-Daten speziell für Marskreuzer ergab 2017 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 50,1 km bzw. 0,12.[4]

Spektroskopische Untersuchungen von (132) Aethra im sichtbaren Licht und nahen Infrarot mit dem New Technology Telescope (NTT) am La-Silla-Observatorium in Chile am 25. Mai 2004 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche Sulfide wie Oldhamit oder Troilit enthalten könnte.[5] Weitere spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 21. Mai und 18. August 2008 wiesen auch auf das Vorhandensein von Phyllosilicat- und/oder Hydroxid-Mineralen hin. Für einige Regionen auf dem Asteroiden wurde eisenreicher Chamosit als primäres Oberflächenmineral vermutet.[6]

Photometrische Beobachtungen von (132) Aethra erfolgten erstmals vom 16. bis 19. Juni 1987 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona. Dabei wurde aber nur eine sehr lückenhafte Lichtkurve aufgezeichnet, aus der keine sichere Rotationsperiode abgeleitet werden konnte. Eine rasche Abfolge von Maxima und Minima wies allerdings auf einen schnellen Rotator hin.[7] Dies konnte dann durch neue Messungen vom 9. bis 20. September 1989 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona bestätigt werden, wo eine Rotationsperiode von 5,1684 h bestimmt wurde.[8]

Berechnetes 3D-Modell von (132) Aethra

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden ein Gestaltmodell und die Position der Rotationsachse für eine prograde Rotation mit einer Rotationsperiode von 5,16827 h bestimmt.[9] Durch eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona und der Catalina Sky Survey konnte dann kurz darauf die Position der Rotationsachse noch korrigiert werden.[10]

Neue photometrische Messungen erfolgten vom 17. September bis 7. Oktober 2010 am Celbridge Observatory in Irland. Hier wurde eine Rotationsperiode von 5,168 h bestimmt,[11] während aus Beobachtungen vom 25. bis 27. Juni 2018 an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies in Colorado 5,171 h abgeleitet wurden.[12] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde wieder zu 5,16827 h bestimmt.[13]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ J. A. Fernández, M. Helal: On the observed excess of large Mars-crossers in high-inclination orbits. In: Icarus. Band 394, 115398, 2023, S. 1–11, doi:10.1016/j.icarus.2022.115398.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ V. Alí-Lagoa, M. Delbo’: Sizes and albedos of Mars-crossing asteroids from WISE/NEOWISE data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 603, A55, 2017, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/201629917 (PDF; 432 kB).
  5. ↑ S. Fornasier, B. E. Clark, E. Dotto, A. Migliorini, M. Ockert-Bell, M. A. Barucci: Spectroscopic survey of M-type asteroids. In: Icarus. Band 210, Nr. 2, 2010, S. 655–673, doi:10.1016/j.icarus.2010.07.001 (arXiv-Preprint: PDF; 999 kB).
  6. ↑ P. S. Hardersen, E. A. Cloutis, V. Reddy, T. Mothé-Diniz, J. P. Emery: The M-/X-asteroid menagerie: Results of an NIR spectral survey of 45 main-belt asteroids. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 46, Nr. 12, 2011, S. 1910–1938, doi:10.1111/j.1945-5100.2011.01304.x (PDF; 600 kB).
  7. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  8. ↑ W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: Photometric Observations of 125 Asteroids. In: Icarus. Band 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, doi:10.1006/icar.1996.5665.
  9. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, B. D. Warner, M. Fauerbach, S. A. Marks, S. Fauvaud, M. Fauvaud, J.-M. Vugnon, F. Pilcher, L. Bernasconi, R. Behrend: Asteroid models from combined sparse and dense photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 493, Nr. 1, 2009, S. 291–297, doi:10.1051/0004-6361:200810393 (PDF; 301 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ D. McDonald: Lightcurve Photometry of 132 Aethra. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 105, bibcode:2012MPBu...39..105M (PDF; 257 kB).
  12. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2018 April–June. 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. 380–386, bibcode:2018MPBu...45..380W (PDF; 749 kB).
  13. ↑ 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).