(1393) Sofala
| Asteroid (1393) Sofala | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Innerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 2,433 AE |
| Exzentrizität |
0,110 |
| Perihel – Aphel | 2,167 AE – 2,700 AE |
| Neigung der Bahnebene | 5,8° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 56,6° |
| Argument der Periapsis | 182,9° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 18. September 2023 |
| Siderische Umlaufperiode | 3 a 291 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 19,04 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 11,2 ± 0,5 km |
| Albedo | 0,22 |
| Rotationsperiode | 16 h 36 min |
| Absolute Helligkeit | 12,3 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | Cyril V. Jackson |
| Datum der Entdeckung | 25. Mai 1936 |
| Andere Bezeichnung | 1928 FB, 1936 KD, 1951 GL, 1956 TE, 1958 CA, 1971 SJ, 1975 UB |
| 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. | |
(1393) Sofala ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 25. Mai 1936 vom südafrikanischen Astronomen Cyril V. Jackson am Union-Observatorium in Johannesburg bei einer Helligkeit von 13 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte der Asteroid bereits auf Aufnahmen gefunden werden, die am 17. März 1928 an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl gemacht worden waren.
Der Asteroid wurde benannt nach der größten Provinz des ehemaligen portugiesischen Afrika-Territoriums Mosambik.
Bei der Planung einer Mission der Raumsonde Rosetta zu einem Rendezvous mit dem Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko im Jahr 2014 geriet auch der Asteroid (1393) Sofala als ein Zwischenziel in den Fokus. Dazu wurde er im ersten Quartal des Jahres 2004 an der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi, mit dem New Technology Telescope (NTT) am La-Silla-Observatorium in Chile und mit dem Telescopio Nazionale Galileo (TNG) am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma spektroskopisch im sichtbaren und infraroten Bereich untersucht. Es konnte eine bereits zuvor erfolgte taxonomische Zuordnung zum S-Typ bestätigt werden.[1]
Aus vorliegenden photometrischen Daten und Lichtkurven konnten in einer Untersuchung von 2013 zwei mögliche Alternativen für die Ausrichtung der Rotationsachse des Asteroiden sowie seine Rotationsperiode zu 16,59 h bestimmt werden.[2]
Am 18. Mai 2022 gab es eine nahe Begegnung zwischen den Asteroiden (1393) Sofala und (1) Ceres bis auf etwa 1,03 Mio. km (0,0069 AE) Abstand bei einer geringen Relativgeschwindigkeit von 2,2 km/s. Es wurde vorgeschlagen, zur genaueren Bestimmung der Masse der größeren (1) Ceres astrometrische Messungen dieses Ereignisses auszuwerten.[3]
(1393) Sofala bildet mit dem Asteroiden (110) Lydia ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[4] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente und bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings sind ihre Apsidenlinien deutlich gegeneinander verdreht. (1393) Sofala besitzt eine kürzere Umlaufzeit um die Sonne als (110) Lydia, so dass er diese etwa alle 23 Jahre überholt. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als 1,2 Mio. km.[5]
Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- (1393) Sofala beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (1393) Sofala in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (1393) Sofala in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ M. A. Barucci, M. Fulchignoni, S. Fornasier, E. Dotto, P. Vernazza, M. Birlan, R. P. Binzel, J. Carvano, F. Merlin, C. Barbieri, I. Belskaya: Asteroid target selection for the new Rosetta mission baseline – 21 Lutetia and 2867 Steins. In: Astronomy & Astrophysics. Band 430, Nr. 1, 2005, S. 313–317, doi:10.1051/0004-6361:20041505 (PDF; 256 kB).
- ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
- ↑ A. Galád, B. Gray: Asteroid encounters suitable for mass determinations. In: Astronomy & Astrophysics. Band 391, Nr. 3, 2002, S. 1115–1122, doi:10.1051/0004-6361:20020810 (PDF; 90 kB).
- ↑ J. L. Simovljević: Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities In: Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts. Band 76, 1981, S. 33–37 (PDF; 1,99 MB).
- ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).