(986) Amelia

Asteroid
(986) Amelia
Berechnetes 3D-Modell von (986) Amelia
Berechnetes 3D-Modell von (986) Amelia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,132 AE
Exzentrizität 0,203
Perihel – Aphel 2,496 AE – 3,767 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 14,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 92,5°
Argument der Periapsis 264,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 29. März 2028
Siderische Umlaufperiode 5 a 198 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,66 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 48,7 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,22
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 31 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Josep Comas i Solà
Datum der Entdeckung 19. Oktober 1922
Vorläufige Bezeichnung 1915 JC, 1922 UA, 1935 BK, 1966 VA
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.

(986) Amelia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 19. Oktober 1922 vom katalanischen Astronomen Josep Comas i Solà am Fabra-Observatorium in Barcelona bei einer Helligkeit von 12,8 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 12. Mai 1915 am Krim-Observatorium in Simejis fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren der Frau des Entdeckers.

(986) Amelia befindet sich in einer Dreikörperresonanz mit den Planeten Jupiter und Saturn, denn ihre dreifache gemittelte Umlauffrequenz (Kehrwert der siderischen Periode) ist etwa gleich groß wie die achtfache Umlauffrequenz von Jupiter minus die vierfache Saturns.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (986) Amelia, für die damals Werte von 50,9 km bzw. 0,12 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 60,2 km bzw. 0,08. Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 48,7 km bzw. 0,22 korrigiert.

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (986) Amelia eine taxonomische Klassifizierung als T-Typ.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 10. bis 19. Oktober 2000 am Thornton Observatory in Colorado. Aus der während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,52 h bestimmt. Auch kurz darauf erfolgende Beobachtungen vom 31. Oktober bis 2. November 2000 am Observatório do Pico dos Dias (OPD) in Brasilien konnten dieses Ergebnis mit exakt der gleichen abgeleiteten Periode bestätigen.

Im Jahr 2016 führte dann die Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey und der Beobachtung von 2000 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,51856 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 (986) Amelia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,5187 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 9,5186 h bestimmt werden.

Siehe auch

Commons: (986) Amelia – 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, 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ R. A. Koff: Lightcurve Photometry of 611 Valeria and 986 Amelia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 4, 2001, S. 77–78, bibcode:2001MPBu...28...77K (PDF; 164 kB).
  6. ↑ R. Almeida, C. A. Angeli, R. Duffard, D. Lazzaro: Rotation periods for small main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 415, Nr. 1, 2004, S. 403–406, doi:10.1051/0004-6361:20034585 (PDF; 246 kB).
  7. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  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).