(252) Clementina

Asteroid
(252) Clementina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,161 AE
Exzentrizität 0,066
Perihel – Aphel 2,953 AE – 3,369 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,0°
Länge des aufsteigenden Knotens 201,9°
Argument der Periapsis 160,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 6. November 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 226 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,74 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 65,3 km ± 0,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 10 h 52 min
Absolute Helligkeit 10,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Henri Joseph Perrotin
Datum der Entdeckung 11. Oktober 1885
Vorläufige Bezeichnung 1885 TB
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.

(252) Clementina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. Oktober 1885 vom französischen Astronomen Henri Joseph Perrotin am Observatoire de Nice entdeckt wurde. Es war seine letzte von insgesamt sechs Asteroidenentdeckungen.

Es ist kein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis bekannt. Die Benennung erfolgte durch den Entdecker.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (252) Clementina, für die damals Werte von 69,3 km bzw. 0,08 erhalten wurden. 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 73,7 km bzw. 0,07. Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 73,9 km bzw. 0,05 geändert worden waren, wurden sie 2014 auf 65,3 km bzw. 0,09 korrigiert. Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 64,2 km bzw. 0,05 angegeben und dann 2016 korrigiert zu 56,2 oder 62,1 km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (252) Clementina eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. Ch-Typ.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 5. Januar 2005 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona. Die über einen Zeitraum von 1 ½ Stunden aufgezeichnete Lichtkurve zeigte aber nur einen Teil einer Periodizität. Es konnte daher nur auf eine Rotationsperiode von mindestens 7,5 h geschlossen werden und weitere Beobachtungen wurden als notwendig erachtet. Diese wurden vom 24. Juni bis 23. Juli 2007 am Palmer Divide Observatory in Colorado durchgeführt. Aus der detaillierten Lichtkurve konnte nun eine Rotationsperiode von 10,862 h bestimmt werden.

Weitere Beobachtungen erfolgten vom 23. März bis 13. April 2012 am Organ Mesa Observatory in New Mexico, wo eine Rotationsperiode von 10,864 h abgeleitet wurde, sowie vom 10. bis 19. Mai 2012 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana. Hier wurde ein Wert von 10,860 h bestimmt.

Eine Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 bestätigte in einer Untersuchung von 2015 die Bestimmung der Rotationsperiode von (252) Clementina mit einem Wert von etwa 10,866 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 65,7 ± 0,3 km abgeleitet.

Aus einer Kombination von photometrischen Daten der Lowell Observatory Database mit thermischen Infrarot-Messungen von NEOWISE konnten in einer Untersuchung von 2018 ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 10,8619 h bestimmt werden. Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 10,86187 h bestimmt.

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 10,86183 h bestimmt werden. Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 10,8621 h berechnet.

Siehe auch

Commons: (252) Clementina – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ E. C. Jutzeler, E. Hausel, M. Leake, A. Burke: Partial Asteroid Lightcurves from January 2005 and June 2006. In: Journal of the Southeastern Association for Research in Astronomy. Band 1, 2007, S. 2–6, bibcode:2007JSARA...1....2J (PDF; 215 kB Anm.: Im Text der Veröffentlichung unter 3. Results ist das Datum falsch angegeben.).
  9. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – June–October 2007. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 56–60, bibcode:2008MPBu...35...56W (PDF; 1,21 MB).
  10. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 47 Aglaja, 252 Clementina, 611 Valeria, 627 Charis, and 756 Lilliana. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 4, 2012, S. 220–222, bibcode:2012MPBu...39..220P (PDF; 265 kB).
  11. ↑ P. Moravec, A. Letfullina, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatories: 2012 May–June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 1, 2013, S. 17–20, bibcode:2013MPBu...40...17M (PDF; 470 kB).
  12. ↑ A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, doi:10.1088/0004-6256/150/3/75 (PDF; 4,63 MB).
  13. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, V. Alí-Lagoa: Asteroid models reconstructed from the Lowell Photometric Database and WISE data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 617, A57, 2018, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/201833437 (PDF; 778 kB).
  14. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. 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).
  15. ↑ J. Ďurech, M. Vávra, R. Vančo, N. Erasmus: Rotation Periods of Asteroids Determined With Bootstrap Convex Inversion From ATLAS Photometry. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Band 9, 2022, S. 1–7, doi:10.3389/fspas.2022.809771 (PDF; 1,01 MB).
  16. ↑ 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).