(174) Phaedra

Asteroid
(174) Phaedra
Berechnetes 3D-Modell von (174) Phaedra
Berechnetes 3D-Modell von (174) Phaedra
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,862 AE
Exzentrizität 0,144
Perihel – Aphel 2,450 AE – 3,274 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 327,3°
Argument der Periapsis 290,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 2. November 2021
Siderische Umlaufperiode 4 a 307 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,52 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 64,8 ± 0,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,17
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 45 min
Absolute Helligkeit 8,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker James Craig Watson
Datum der Entdeckung 2. September 1877
Andere Bezeichnung 1877 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.

(174) Phaedra ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 2. September 1877 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Phaidra, der Tochter von Minos, König von Kreta, und Pasiphae. Sie war die Schwester von Ariadne und Frau von Theseus. Phaidra verliebte sich in ihren Stiefsohn Hippolytos und machte ihm Avancen, wurde aber abgewiesen. Aus Wut und Demütigung erhängte sie sich, hinterließ aber eine Nachricht, in der sie Hippolytos beschuldigte, sie angegriffen zu haben. Der empörte Theseus, ohne Hippolytos’ Seite der Geschichte anzuhören, appellierte an Poseidon, den Gott des Meeres, um angemessene Rache. Poseidon schickte ein Seeungeheuer, das Hippolytos’ Pferde so sehr in Angst und Schrecken versetzte, dass sie durchgingen und ihren Herrn unter den Rädern seines eigenen Streitwagens in den Tod schleiften.

(174) Phaedra ist das größte Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,84–2,93 AE, eine Exzentrizität von 0,13–0,18 und eine Bahnneigung von 12,8°–14,0°. Die mittlere Albedo liegt bei 0,13. Die Phaedra-Familie umfasste im Jahr 2019 etwa 131 bekannte Mitglieder.[1]

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (174) Phaedra, für die damals Werte von 69,2 km bzw. 0,15 erhalten wurden.[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 74,4 km bzw. 0,13.[3] Nachdem die Werte 2012 auf 48,6 km bzw. 0,30 korrigiert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 64,9 km bzw. 0,17 geändert.[5]

Am 4. und 5. März 1987 wurden am La-Silla-Observatorium in Chile photometrische Messungen von (174) Phaedra durchgeführt. Aus der gemessenen Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 5,75 h abgeleitet werden.[6] Weitere Beobachtungen vom 20. Januar bis 19. Februar 2001 am Observatorium der Universidad de Monterrey in Mexico und am Blackberry Observatory in Louisiana führten zu einer sehr detaillierten Lichtkurve und einem genaueren Wert für die Rotationsperiode von 5,744 h.[7] Kurz darauf am 19. und 20. März 2001 durchgeführte Messungen am Yunnan-Observatorium in China bestätigten diese Werte mit einem Ergebnis von 5,74 h.[8][9] Photometrische Messungen vom 1. bis 17. Oktober 2003 mit dem ferngesteuerten Rigel-Teleskop der University of Iowa am Winer Observatory in Arizona ergaben ebenfalls einen Wert von 5,75 h.[10] Auch eine Beobachtung vom 4. bis 28. November 2008 am Shadowbox Observatory in Indiana führte zum gleichen Ergebnis.[11]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven ermöglichte einer Forschergruppe in einer Untersuchung von 2011 mit der Methode der konvexen Inversion die Erstellung von Gestaltmodellen und die Bestimmung von zwei alternativen Positionen der Rotationsachse mit einer prograden Rotation. Die Rotationsperiode wurde zu 5,75025 h gefunden.[12] Mit Hilfe zahlreicher Lichtkurven von Beobachtungen am Observatorium Borówiec in Polen und am South African Astronomical Observatory (SAAO) aus den Jahren 1998 bis 2010 gelang es, eine sehr genaue Lösung für die Lage der Rotationsachse zu erhalten. Die Achse liegt dabei nur wenig gegen die Ekliptik geneigt. Als Rotationsperiode wurden 5,75025 h bestimmt.[13] Neue photometrische Beobachtungen am 9. und 10. Januar 2015 an verschiedenen Observatorien der Asociación Valenciana de Astronomía (AVA) in Spanien führten allerdings wieder zu einem abweichenden Resultat von 5,740 h.[14]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  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. ↑ 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. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8 (PDF; 3,27 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. ↑ P. Magnusson, C.-I. Lagerkvist: Physical studies of asteroids XXII. Photometric photometry of the asteroids 34, 98, 115, 174, 270, 389, 419 and 804. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 87, Nr. 2, 1991, S. 265–275, bibcode:1991A&AS...87..269M (PDF; 129 kB).
  7. ↑ P. V. Sada, W. Cooney: CCD Photometry of Asteroid 174 Phaedra. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 3, 2001, S. 39–40, bibcode:2001MPBu...28...39S (PDF; 141 kB).
  8. ↑ X.-B. Wang: CCD photometry of four selected asteroids in Yunnan Observatory. In: Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors – ACM 2002. ESA SP-500, Noordwijk 2002, S. 501–503, bibcode:2002ESASP.500..501W (PDF; 73 kB).
  9. ↑ X.-B. Wang, Y. Shi: CCD Photometry of Asteroids 38, 174, 276 and 346. In: Earth, Moon, and Planets. Band 91, 2002, S. 181–186, doi:10.1023/A:1022403325887 (PDF; 68 kB).
  10. ↑ K. Ivarsen, S. Willis, L. Ingleby, D. Matthews, M. Simet: CCD observations and period determination of fifteen minor planets. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 2, 2004, S. 29–33, bibcode:2004MPBu...31...29I (PDF; 115 kB).
  11. ↑ J. C. Ruthroff: Photometric Observations and Lightcurve Analysis of Asteroids 129 Antigone, 174 Phaedra, 232 Russia, 291 Alice, and 343 Ostara. 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. 121–122, bibcode:2009MPBu...36..121R (PDF; 419 kB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ A. Marciniak, T. Michałowski, M. Polińska, P. Bartczak, R. Hirsch, K. Sobkowiak, K. Kamiński, M. Fagas, R. Behrend, L. Bernasconi, J.-G. Bosch, L. Brunetto, F. Choisay, J. Coloma, M. Conjat, G. Farroni, F. Manzini, H. Pallares, R. Roy, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Rudawska, S. Starczewski, J. Michałowski, P. Ludick: Photometry and models of selected main belt asteroids: VIII. Low-pole asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 529, A107, 2011, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201015365 (PDF; 584 kB).
  14. ↑ G. Fornas, A. Carreño, E. Arce, P. Brines, J. Lozano: Lightcurve Analysis for Seventeen Main-Belt and Two Mars-Crossing Asteroid. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 4, 2023, S. 271–277, bibcode:2023MPBu...50..271F (PDF; 1,95 MB).