(432) Pythia

Asteroid; (432) Pythia
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Eigenschaften des Orbits Animation Oskulation für Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp	Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse	2,370 AE
Exzentrizität	0,145
Perihel – Aphel	2,026 AE – 2,714 AE
Perihel – Aphel	AE – AE
Neigung der Bahnebene	12,1°
Länge des aufsteigenden Knotens	88,7°
Argument der Periapsis	173,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	29. Oktober 2023
Siderische Umlaufperiode	3 a 237 d
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	19,25 km/s
	Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	46,9 km ± 0,8 km
Abmessungen	{{{Abmessungen}}}
Masse	kg
Albedo	0,23
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode	8 h 15 min
Absolute Helligkeit	9,1 mag
Spektralklasse	{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse; (nach Tholen)	S
Spektralklasse; (nach SMASSII)	S
	Geschichte
Entdecker	Auguste Charlois
Datum der Entdeckung	18. Dezember 1897
Vorläufige Bezeichnung	1897 YC, 1936 PR
	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.

(432) Pythia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 18. Dezember 1897 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice bei einer Helligkeit von 12 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Pythia, der berühmten Apollonpriesterin des Orakels von Delphi. Sie war fünfzig Jahre alt, als sie das Amt antrat. Sie überbrachte die Antworten Apollons an diejenigen, die das berühmte Orakel befragten. Das Orakel konnte nur einen Monat im Jahr befragt werden, und für Apollon waren reiche Geschenke erforderlich, daher der Reichtum, die Pracht und die Großartigkeit des berühmten Tempels von Delphi. Julius Bauschinger, der Direktor des Astronomischen Rechen-Instituts in Berlin, veröffentlichte 1901 die Namen von 34 von Charlois entdeckten Asteroiden zwischen den Nummern (356) und (451). Im Text heißt es lediglich: „Nach Zustimmung des Herrn Charlois haben folgende von ihm entdeckten… Planeten nachstehende Namen erhalten.“ Es liegt daher nahe, dass die Namen vom Astronomischen Rechen-Institut ausgewählt wurden.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (432) Pythia zur Phocaea-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (432) Pythia, für die damals Werte von 46,9 km bzw. 0,23 erhalten wurden. Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 43,4 km bzw. 0,30.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 20. und 21. August 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 8,2523 h bestimmt. Kurz darauf gab es weitere Beobachtungen vom 5. bis 8. September 1980 am La-Silla-Observatorium in Chile. Die Auswertung der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve ergab eine Rotationsperiode von 8,287 h.

Neue Messungen erfolgten vom 11. Mai bis 8. Juni 1994 an der Außenstation Fracastoro des Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Die während fünf Nächten aufgezeichnete lückenhafte Lichtkurve wurde zu einer Rotationsperiode von 8,341 h ausgewertet. Aus den archivierten Lichtkurven von 1980 und 1994 berechnete eine Untersuchung von 2000 für (432) Pythia erstmals eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt.

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 (432) Pythia, für die in einer Untersuchung von 2021 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,2509 h berechnet wurde. 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 8,251 h bestimmt werden.

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

Commons: (432) Pythia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

(432) Pythia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
(432) Pythia in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
(432) Pythia in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
(432) Pythia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise

↑ J. Bauschinger: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, doi:10.1002/asna.19011561520 (PDF; 141 kB).
↑ 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, 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).
↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.
↑ C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: Physical studies of asteroids V: photoelectric observations of the asteroids 70, 101, 369 and 432. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 45, 1981, S. 177–179, bibcode:1981A&AS...45..177L (PDF; 87 kB).
↑ C. Blanco, D. Riccioli: V lightcurves and B-V colours of main-belt asteroids. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173^rd colloquium of the International Astronomical Union 1998, Tatranská Lomnica 1999, S. 175–184, bibcode:1999esra.conf..175B (PDF; 217 kB).
↑ C. Blanco, M. Cigna, D. Riccioli: Pole and shape determinaton of asteroids. II. In: Planetary and Space Science. Band 48, Nr. 10, 2000, S. 973–982, doi:10.1016/S0032-0633(00)00065-9.
↑ 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, 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).

[1] J. Bauschinger: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, doi:10.1002/asna.19011561520 (PDF; 141 kB).

[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, 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] A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.

[5] C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: Physical studies of asteroids V: photoelectric observations of the asteroids 70, 101, 369 and 432. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 45, 1981, S. 177–179, bibcode:1981A&AS...45..177L (PDF; 87 kB).

[6] C. Blanco, D. Riccioli: V lightcurves and B-V colours of main-belt asteroids. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173^rd colloquium of the International Astronomical Union 1998, Tatranská Lomnica 1999, S. 175–184, bibcode:1999esra.conf..175B (PDF; 217 kB).

[7] C. Blanco, M. Cigna, D. Riccioli: Pole and shape determinaton of asteroids. II. In: Planetary and Space Science. Band 48, Nr. 10, 2000, S. 973–982, doi:10.1016/S0032-0633(00)00065-9.

[8] 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).

[9] 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).