(516) Amherstia

Asteroid
(516) Amherstia
Berechnetes 3D-Modell von (516) Amherstia
Berechnetes 3D-Modell von (516) Amherstia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,678 AE
Exzentrizität 0,276
Perihel – Aphel 1,940 AE – 3,416 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 13,0°
Länge des aufsteigenden Knotens 328,7°
Argument der Periapsis 258,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 13. Januar 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 140 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,85 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 65,1 km ± 0,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 29 min
Absolute Helligkeit 8,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)		 M
Spektralklasse
(nach SMASSII)		 X
Geschichte
Entdecker Raymond Smith Dugan
Datum der Entdeckung 20. September 1903
Vorläufige Bezeichnung 1903 SG, 1938 YO
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.

(516) Amherstia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 20. September 1903 vom US-amerikanischen Astronomen Raymond Smith Dugan an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,0 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren der Alma Mater des Entdeckers, dem Amherst College in Massachusetts.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona vom Februar und März 1976 wurden für (516) Amherstia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 62–64 km und 0,15–0,16 bestimmt. Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (516) Amherstia, für die damals Werte von 73,1 km bzw. 0,16 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 74,3 km bzw. 0,16. Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 72,3 km bzw. 0,17 geändert worden waren, wurden sie 2014 auf 65,1 km bzw. 0,20 korrigiert.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 29. Oktober 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde auf einen ungefähren Wert für die Rotationsperiode von 7 ± 1 h geschlossen. Bei neuen Beobachtungen vom 19. bis 21. März 1985 am La-Silla-Observatorium in Chile wurde eine Rotationsperiode von 7,49 h abgeleitet. Eine weitere Messung während nur einer Nacht am 26. Januar 1989 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien umfasste keine ganze Periodizität der Lichtkurve, passte aber zu dieser Rotationsperiode.

Aus den archivierten Daten von 1978 bis 1989 versuchten zwei Untersuchungen von 1995 und 1996, Aussagen über die Rotationsachse des Asteroiden jeweils mit prograder Rotation sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells herzuleiten, während Angaben zur Rotationsperiode fehlten.

Weitere Messungen im September/Oktober 1995 und Oktober/November 1996 während sechs Nächten am Observatorium Ostrowik in Polen bestätigten wieder die Rotationsperiode mit einem Wert von 7,484 h. Außerdem wurden aus den archivierten Daten von 1978 bis 1996 für den Asteroiden zwei alternative Positionen für die Rotationsachse nahe zur Ebene der Ekliptik, eine Periode von 7,4792 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2009 für (516) Amherstia erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,48430 h berechnet. Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona und der Catalina Sky Survey ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 erneut die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,48431 h.

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 (516) Amherstia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,4843 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 7,4844 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 7,4843 h berechnet.

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (516) Amherstia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 1,43·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 70 km zu einer Dichte von 8,01 g/cm³ bei keiner Porosität. Die Werte besitzen eine sehr hohe Unsicherheit im Bereich von ±94 %.

Siehe auch

Commons: (516) Amherstia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  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. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  8. ↑ C.-I. Lagerkvist, G. Hahn, P. Magnusson, H. Rickman: Physical studies of asteroids XVI: photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 70, 1987, S. 21–32, bibcode:1987A&AS...70...21L (PDF; 299 kB).
  9. ↑ E. Dotto, M. A. Barucci, M. Fulchignoni, M. Di Martino, A. Rotundi, R. Burchi, A. Di Paolantonio: M-type asteroids: Rotational properties of 16 objects. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 95, Nr. 2, 1992, S. 195–211, bibcode:1992A&AS...95..195D (PDF; 349 kB).
  10. ↑ G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  11. ↑ T. Michałowski: Pole and Shape Determination for 12 Asteroids. In: Icarus. Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, doi:10.1006/icar.1996.0171.
  12. ↑ T. Michałowski, W. Pych, J. Berthier, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, J. Boussuge, S. Fauvaud, P. Denchev, R. Baranowski: CCD photometry, spin and shape models of five asteroids: 225, 360, 416, 516, and 1223. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 146, Nr. 3, 2000, S. 471–479, doi:10.1051/aas:2000282 (PDF; 184 kB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ 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).
  18. ↑ 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).