(192) Nausikaa

Asteroid
(192) Nausikaa
Berechnetes 3D-Modell von (192) Nausikaa
Berechnetes 3D-Modell von (192) Nausikaa
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,403 AE
Exzentrizität 0,246
Perihel – Aphel 1,813 AE – 2,993 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 6,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 343,1°
Argument der Periapsis 30,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 22. Januar 2023
Siderische Umlaufperiode 3 a 265 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,92 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 98,8 ± 1,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,33
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 38 min
Absolute Helligkeit 7,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Sl
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 17. Februar 1879
Andere Bezeichnung 1879 DA, 1933 HH
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.

(192) Nausikaaa ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 17. Februar 1879 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola im heutigen Kroatien entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Nausikaa, der Tochter von Alkinoos, dem König der Phaiaken. Sie freundete sich mit dem schiffbrüchigen Odysseus an und überredete ihren Vater, freundlich zu dem Besucher zu sein. Einigen Berichten zufolge heiratete Nausikaa später Telemachos, Odysseus’ Sohn. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag der Berliner Astronomen anlässlich der Versammlung der Astronomischen Gesellschaft im September 1879.

Mit Daten polarimetrischer Messungen am Lunar and Planetary Laboratory der University of Arizona von April 1974 bis Januar 1975 wurden für (192) Nausikaa erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 83 km bzw. 0,21 abgeschätzt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (192) Nausikaa, für die damals Werte von 103,3 km bzw. 0,23 erhalten wurden.[2] Der Asteroid war aber bereits am 2. und 4./5. Oktober 1985 am Arecibo-Observatorium bei 2,38 GHz radarastronomisch untersucht worden, dabei wurde ein effektiver Durchmesser von 95 ± 13 km festgestellt.[3] Eine erneute Beobachtung in Arecibo am 7. und 9./10. Oktober 2000 ergab einen effektiven Durchmesser von 93 ± 9 km.[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 93,0 km bzw. 0,29.[5] Die Werte wurden nach neuen Messungen 2012 auf 87,1 oder 98,8 km bzw. 0,33 oder 0,25 korrigiert.[6]

Nachdem bereits 1963 in China photometrische Messungen des Asteroiden durchgeführt worden waren, wurden sie vom 17. Oktober bis 4. Dezember 1974 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien wiederholt. Aus den gemessenen Lichtkurven konnte eine Rotationsperiode von 13,622 h bestimmt werden. Es wurde auch eine Bestimmung der Rotationsachse, der Albedo, des Radius und der Masse versucht.[7] Vom 19. bis 30. September 1985 wurde mit einem 0,5-m-Teleskop am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien und einem 0,5-m-Teleskop am La-Silla-Observatorium in Chile erneut eine Lichtkurve aufgenommen, aus der eine Periode von 13,624 h und eine retrograde Rotation abgeleitet wurde. In Verbindung mit den Daten der vorherigen Messungen wurde eine verbesserte Bestimmung der Rotationsachse durchgeführt sowie die Achsenverhältnisse der ellipsoidischen Gestalt des Asteroiden bestimmt.[8] Bei einer Beobachtung am 18. November 1985 am Observatorio del Roque de los Muchachos auf La Palma konnte nur etwa 30 % der Lichtkurven-Periodizität erfasst werden.[9]

Nachdem bereits 1980 aufgrund von Eigenheiten der Lichtkurve vermutet worden war, bei dem Asteroiden könnte es sich um ein binäres System handeln, wurden 1985 für ein solches zunächst zwei alternative Modelle mit unterschiedlicher Dichte und unterschiedlichen Masseverhältnissen erstellt, die die Lichtkurve hinreichend beschreiben würden.[10] Aus den im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven konnten dann 2002 für (192) Nausikaa aus 19 Kurven der Beobachtungsjahre 1963 bis 1985 eine Rotationsperiode sowie ein Gestaltmodell und zwei etwas unsichere alternative Rotationsachsen bestimmt werden.[11] Wie sich später zeigte, waren die angegebenen Rotationsachsen aufgrund eines Auswertefehlers des UAPC verschoben. Die Werte wurden 2006 korrigiert und die Rotation als prograd mit einer Periode von 13,6217 h bestimmt. Von dem Asteroiden waren am 16. September 2000 mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi hochaufgelöste Aufnahmen im Infraroten gemacht worden. Der Asteroid wurde dabei deutlich wiedergegeben mit einer mittleren Größe von 86 km und einem Achsenverhältnis von 1,5. Die Aufnahmen entsprachen dem bereits zuvor erstellten Gestaltmodell und der korrigierten Rotationsachse, aber es wurde kein Begleiter gefunden.[12] Die Auswertung photometrischer Daten von Hipparcos führte in einer Untersuchung von 2009 zu keinen eindeutigen Ergebnissen.[13]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (192) Nausikaa aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 1,79·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 90,2 km zu einer Dichte von 4,64 g/cm³ bei keiner Porosität. Die Werte besitzen allerdings eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±25 %.[14]

Siehe auch

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
  1. ↑ B. Zellner, J. Gradie: Minor planets and related objects. XX. Polarimetric evidence for the albedos and compositions of 94 asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 81, 1976, S. 262–280, doi:10.1086/111882 (PDF; 1,58 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. ↑ C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D, B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, doi:10.1006/icar.1999.6130.
  4. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  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. ↑ E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M.A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158.
  9. ↑ C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, H. Debehogne, L. Festin, P. Magnusson, S. Mottola, T. Oja, G. de Angelis, I. N. Belskaya, M. Dahlgren, M. Gonano-Beurer, J. Lagerros, K. Lumme, S. Pohjolainen: Physical studies of asteroids. XXIX. Photometry and analysis of 27 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 113, 1995, S. 115–129, bibcode:1995A&AS..113..115L (PDF; 422 kB).
  10. ↑ A. Cellino, R. Pannunzio, V. Zappalà, P. Farinella, P. Paolicchi: Do we observe light curves of binary asteroids? In: Astronomy & Astrophysics. Band 144, Nr. 2, 1985, S. 355–362, bibcode:1985A&A...144..355C (PDF; 203 kB).
  11. ↑ M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: Models of Twenty Asteroids from Photometric Data. In: Icarus. Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, doi:10.1006/icar.2002.6907.
  12. ↑ F. Marchis, M. Kaasalainen, E. F .Y. Hom, J. Berthier, J. Enriquez, D. Hestroffer, D. Le Mignant, I. de Pater: Shape, size and multiplicity of main-belt asteroids: I. Keck Adaptive Optics survey. In: Icarus. Band 185, Nr. 1, 2006, S. 39–63, doi:10.1016/j.icarus.2006.06.001 (PDF; 3,92 MB).
  13. ↑ A. Cellino, D. Hestroffer, P. Tanga, S. Mottola, A. Dell’Oro: Genetic inversion of sparse disk-integrated photometric data of asteroids: application to Hipparcos data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 506, Nr. 2, 2009, S. 935–954, doi:10.1051/0004-6361/200912134 (PDF; 472 kB).
  14. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).