(161) Athor

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Asteroid
(161) Athor
Berechnetes 3D-Modell von (161) Athor
Berechnetes 3D-Modell von (161) Athor
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,379 AE
Exzentrizität 0,137
Perihel – Aphel 2,054 AE – 2,705 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 18,5°
Argument der Periapsis 294,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 13. Januar 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 245 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,22 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 41,0 ± 0,7 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,23
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 17 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xc
Geschichte
Entdecker James Craig Watson
Datum der Entdeckung 19. April 1876
Andere Bezeichnung 1876 HA, 1899 TA, 1961 PF, 1973 YN4
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.

(161) Athor ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 19. April 1876 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt der ägyptischen Göttin Hathor, die oft mit Isis identifiziert wird. Sie hatte den Kopf einer Kuh, trug die Sonnenscheibe und besaß die Eigenschaften von Aphrodite. Die gleiche Göttin diente auch als Vorbild zur Benennung von (2340) Hathor.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi vom 19. Dezember 1980 wurden für (161) Athor erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 44 km und 0,19 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (161) Athor, für die damals Werte von 44,2 km bzw. 0,20 erhalten wurden.[2] 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 41,0 km bzw. 0,23.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 48,8 km bzw. 0,16 angegeben[4] und dann 2016 erneut korrigiert zu 58,3 km bzw. 0,10, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[5]

Radarastronomische Untersuchungen am 13./14. November 2013 mit dem Arecibo-Observatorium konnten die Annahmen zum Durchmesser mit einem Wert von 43 ± 4 km bestätigen. Die gemessene Radar-Albedo steht in Übereinstimmung mit den meisten Asteroiden vom M-Typ, schließt aber eine Zusammensetzung aus, die von Metall dominiert wird. Der Grad der Polarisation weist auf eine mäßig raue Oberfläche hin.[6]

Photometrische Beobachtungen von (161) Athor erfolgten erstmals vom 30. April bis 4. Mai 1979 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 7,288 h abgeleitet.[7] Eine weitere Beobachtung erfolgte vom 6. November bis 15. Dezember 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Die Daten konnten aber nicht zu einer Rotationsperiode ausgewertet werden.[8] Eine erneute Messung am La-Silla-Observatorium vom 20. bis 23. März 1982 ergab ebenfalls keine eindeutige Bestimmung einer Rotationsperiode, die Daten ließen neben dem früher bestimmten Wert auch eine Periode von 10,9 h zu.[9]

Am Organ Mesa Observatory in New Mexico und am Hunters Hill Observatory in Australien wurden im Frühjahr 2008 unabhängig voneinander photometrische Beobachtungen von (161) Athor durchgeführt. Nachdem sie von ihren Beobachtungen erfuhren, waren die Forscher bereit, ihre Messergebnisse zu kombinieren. Die so erhaltene Lichtkurve aus dem Zeitraum 7. März bis 27. April konnte gleichermaßen zu einer Rotationsperiode von 7,281 h, aber auch von 14,562 h ausgewertet werden. Es wurde jedoch der kürzere Wert als sicher angesehen, da er auch mit allen früheren Beobachtungen korreliert.[10] Diese Beurteilung konnte durch neue Beobachtungen vom 17. August bis 9. September 2009[11] und vom 21. November 2010 bis 31. Januar 2011 am Organ Mesa Observatory mit einer Rotationsperiode von 7,2798 h bestätigt werden.[12]

Unter Verwendung aller verfügbaren Lichtkurven aus den Jahren 1979 bis 2011 sowie weiterer Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona wurden in einer Untersuchung von 2012 mit der Methode der konvexen Inversion Gestaltmodelle des Asteroiden mit zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse berechnet. Die Rotationsachse liegt dabei nahezu in der Ebene der Ekliptik und die Rotationsperiode wurde zu 7,28009 h bestimmt.[13] Vom 10. bis 20. Januar 2022 erfolgte durch photometrische Beobachtungen einer Beobachtergruppe aus Spanien noch eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 7,213 h.[14]

Athor-Familie

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(161) Athor ist das größte Mitglied einer Asteroiden-Familie mit gemeinsamen Ursprung. Die Athor-Familie besteht aus einer Population von Asteroiden des inneren Hauptgürtels, die zur taxonomischen Spektralklasse X gehören, mit mäßiger Albedo zwischen 0,1 und 0,3. Anstatt nach Asteroiden mit ähnlichen Bahneigenschaften zu suchen, die bei einem Alter von mehr als einigen Milliarden Jahren stark verstreut sein könnten, wurde in einer Untersuchung von 2019 nach Korrelationen zwischen der Großen Halbachse und der inversen Größe von Asteroiden gesucht. Diese Korrelation ist das Kennzeichen von Mitgliedern von Kollisionsfamilien, die unter dem Einfluss des Jarkowski-Effekts von einem gemeinsamen Zentrum abgedriftet sind.[15] Die auf der Erde selten gefundenen Meteoriten vom EL-Typ (Enstatit-Chondriten mit geringem Eisengehalt) besitzen ähnliche spektroskopische Eigenschaften wie die Mitglieder der Athor-Familie, so dass sie als deren Ursprung angesehen wird. Nach einer entwicklungsgeschichtlichen Modellierung wuchs demnach höchstens 60 Mio. Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems ein mehrere hundert Kilometer großes EL-Planetesimal in der terrestrischen Planetenregion an, wo es zwischen 60 und 100 Mio. Jahren einer katastrophalen Kollision ausgesetzt war. Mindestens ein Fragment davon – der Vorläufer der Athor-Familie von etwa 64 km Durchmesser – wurde durch einen dynamischen Prozess in den inneren Hauptgürtel transportiert. Etwa 1,5 Mrd. Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems, also vor etwa 3 Mrd. Jahren, erlitt dieser Vorläufer der Athor-Familie eine weitere Kollision, die zur Bildung der heutigen Athor-Familie führte. Als kleine Bruchstücke davon gelangen seither die EL-Meoriten aus dieser Region zur Erde.[16][17]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ R. H. Brown, D. Morrison: Diameters and albedos of thirty-six asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 1, 1984, S. 20–24, doi:10.1016/0019-1035(84)90052-6.
  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. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  5. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  6. ↑ M. K. Shepard, P. A. Taylor, M. C. Nolan, E. S. Howell, A. Springmann, J. D. Giorgini, B. D. Warner, A. W. Harris, R. Stephens, W. J. Merline, A. Rivkin, L. A.M. Benner, D. Coley, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, C. Magri: A radar survey of M- and X-class asteroids. III. Insights into their composition, hydration state, & structure. In: Icarus. Band 245, 2015, S. 38–55, doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016 (PDF; 3,69 MB).
  7. ↑ H. Debehogne, V. Zappalà: Photoelectric lightcurves of the asteroids 139 Juewa and 161 Athor, obtained with the 50 cm photometric telescope at ESO, La Silla. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 42, 1980, S. 85–89, bibcode:1980A&AS...42...85D (PDF; 1,34 MB).
  8. ↑ 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.
  9. ↑ M. Carlsson, C.-I. Lagerkvist: Physical studies of asteroids. XI. Photoelectric observations of the asteroids 2, 161, 216 and 276. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 53, 1983, S. 157–159, bibcode:1983A&AS...53..157C (PDF; 1,34 MB).
  10. ↑ F. Pilcher, D. Higgins: Period Determination for 161 Athor. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 147, bibcode:2008MPBu...35..147P (PDF; 429 kB).
  11. ↑ F. Pilcher: Rotational Period Determination for 23 Thalia, 204 Kallisto and 207 Hedda, and Notes on 161 Athor and 215 Oenone. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 1, 2010, S. 21–23, bibcode:2010MPBu...37...21P (PDF; 718 kB).
  12. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 28 Bellona, 81 Terpsichore, 126 Velleda, 150 Nuwa, 161 Athor, 419 Aurelia, and 632 Pyrrha. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 3, 2011, S. 156–158, bibcode:2011MPBu...38..156P (PDF; 675 kB).
  13. ↑ L. Franco, F. Pilcher, D. Higgins, J. Ďurech: Shape and Spin Axis Model for 161 Athor. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 4, 2012, S. 234–236, bibcode:2012MPBu...39..234F (PDF; 356 kB).
  14. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: Periods Determinations for Seventeen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, bibcode:2022MPBu...49..229F (Anm.: Die dort gegebene Beschreibung des Asteroiden bezieht sich auf (2340) Hathor).
  15. ↑ M. Delbo, Ch. Avdellidou, A. Morbidelli: Ancient and primordial collisional families as the main sources of X-type asteroids of the inner main belt. In: Astronomy & Astrophysics. Band 624, A69, 2019, S. 1–21, doi:10.1051/0004-6361/201834745 (PDF; 1,07 MB).
  16. ↑ Ch. Avdellidou (Χ. Αβδελλίδου), M. Delbo, A. Morbidelli, K. J. Walsh, E. Munaibari, J. Bourdelle de Micas, M. Devogèle, S. Fornasier, M. Gounelle, G. van Belle: Athor asteroid family as the source of the EL enstatite meteorites. In: Astronomy & Astrophysics. Band 665, L9, 2022, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202244590 (PDF; 4,25 MB).
  17. ↑ Ch. Avdellidou, M. Delbo’, D. Nesvorný, K. J. Walsh, A. Morbidelli: Dating the Solar System’s giant planet orbital instability using enstatite meteorites. In: Science. Band 384, Nr. 6693, 2024, S. 348–352, doi:10.1126/science.adg8092 (Preprint: PDF; 2,53 MB).
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