(630) Euphemia

Asteroid
(630) Euphemia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eunomia-Familie
Große Halbachse 2,625 AE
Exzentrizität 0,112
Perihel – Aphel 2,330 AE – 2,919 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 13,9°
Länge des aufsteigenden Knotens 105,3°
Argument der Periapsis 38,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 1. Februar 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 92 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,33 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 15,5 km ± 0,4 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,29
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 14 d 14 h
Absolute Helligkeit 11,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 7. März 1907
Vorläufige Bezeichnung 1907 EM, 1924 DC
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.

(630) Euphemia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 7. März 1907 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,2 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Euphemia von Chalkedon, einer christlichen Heiligen, deren Festtag am 16. September gefeiert wird. Der Name bedeutet auch „gutes Omen“.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (630) Euphemia zur Eunomia-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 (630) Euphemia, für die damals Werte von 17,2 km bzw. 0,24 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 15,5 km bzw. 0,29.

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (630) Euphemia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. Sl-Typ.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 1. bis 9. April 2005 am Palmer Divide Observatory in Colorado. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde zunächst eine als unsicher eingeschätzte Rotationsperiode von 79,18 h abgeleitet. Eine Revision der Daten aus 2005 führte dann unter Einbeziehung der Daten von zwei weiteren Beobachtungsnächten in einer Untersuchung von 2011 zu einem deutlich abweichenden Ergebnis mit einer sehr langen Periode von 350 ± 50 h. (630) Euphemia wäre damit ein extrem langsamer Rotator.

Im Jahr 2019 wurde mit einer Auswertung photometrischer Daten des Lowell-Observatoriums in Arizona und des Gaia DR2-Katalogs erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 386,98 h berechnet.

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 (630) Euphemia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 387,0 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 193,5 h bestimmt werden.

Siehe auch

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. ↑ 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).
  4. ↑ B. D. Warner: Asteroid lightcurve analysis at the Palmer Divide Observatory – spring 2005. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 4, 2005, S. 90–92, bibcode:2005MPBu...32...90W (PDF; 310 kB).
  5. ↑ B. D. Warner: Upon Further Review: VI. An Examination of Previous Lightcurve Analysis from the Palmer Divide Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 96–101, bibcode:2011MPBu...38...96W (PDF; 2,42 MB).
  6. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, R. Vančo: Inversion of asteroid photometry from Gaia DR2 and the Lowell Observatory photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A2, 2019, S. 1–4, doi:10.1051/0004-6361/201936341 (PDF; 146 kB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).