(34) Circe

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Asteroid
(34) Circe
Berechnetes 3D-Modell von (34) Circe
Berechnetes 3D-Modell von (34) Circe
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,686 AE
Exzentrizität 0,107
Perihel – Aphel 2,399 AE – 2,973 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 184,3°
Argument der Periapsis 329,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 25. Juli 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 147 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,12 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 133,0 ± 1,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,02
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 9 min
Absolute Helligkeit 8,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Jean Chacornac
Datum der Entdeckung 6. April 1855
Andere Bezeichnung 1855 GA, 1965 JL
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.

(34) Circe ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 6. April 1855 vom französischen Astronomen Jean Chacornac an der Pariser Sternwarte entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Kirke, der Zauberin, einer Tochter der Sonnengottes Helios, die für ihr Wissen über Magie und giftige Kräuter berühmt war. Kirke verwandelte die Gefährten von Odysseus in Schweine, sie hatte aber keinen Einfluss auf Odysseus, da Hermes ihn beschützte. Odysseus lebte ein Jahr mit Kirke und seine Freunde wurden wieder in Menschen verwandelt. Die Benennung erfolgte durch die Mitglieder der Pariser Sternwarte.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten von 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (34) Circe erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 111 km bzw. 0,04 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (34) Circe, für die damals Werte von 113,5 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[2] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnten äquivalente Durchmesser von 117 ± 14 oder 116 ± 11 km abgeleitet werden.[3] 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 113,2 km bzw. 0,05.[4] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 133,0 km bzw. 0,04 korrigiert worden waren,[5] wurden sie 2014 auf 115,5 km bzw. 0,05 geändert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 114,1 km bzw. 0,04 angegeben[7] und dann 2016 korrigiert zu 99,8 oder 106,8 km bzw. 0,04 oder 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[8]

Berechnetes 3D-Modell von (34) Circe

Photometrische Beobachtungen von (34) Circe fanden erstmals statt am 4. April 1978 an der Catalina Station in Arizona. Die sehr lückenhafte Lichtkurve wies auf eine Rotationsperiode von mindestens 12 Stunden hin.[9] Auch eine Beobachtung am 14. November 1985 am La-Silla-Observatorium in Chile konnte nicht exakt ausgewertet werden, passte aber zu dieser Periode.[10] Eine Messung am gleichen Ort vom 28. Februar bis 6. März 1987 führte dann zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 12,15 h,[11] was auch durch eine weitere Beobachtung während drei Nächten vom 19. bis 24. September 1991 mit einem Wert von 12,2 h bestätigt wurde.[12]

Mehrfache Beobachtungen während der Oppositionen in den Jahren 1990 bis 1993 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma wurden zwar zu einer Rotationsperiode von 16,2 h ausgewertet,[13] aber eine neue photometrische Messung vom 15. bis 18. Mai 1996 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien bestätigte wieder die kürzere Periode von 12,285 h,[14] ebenso wie eine Beobachtung vom 3. bis 15. September 2002 am Andreas Observatory der Minnesota State University, Mankato, wo eine Rotationsperiode von 12,175 h bestimmt wurde.[15]

Um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells des Asteroiden zur Verfügung zu stellen, erfolgte vom 7. bis 30. Dezember 2007 während drei Nächten eine Beobachtung am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Dabei wurde auch eine Rotationsperiode von 12,176 h abgeleitet.[16] Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und neuen Beobachtungen konnte dann in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden ein dreidimensionales Gestaltmodell und zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 12,17458 h bestimmt werden.[17] Durch die Auswertung von vier Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 10. Februar 2004 wurden in einer Untersuchung von 2011 für die zuvor bestimmten Rotationsachsen mittlere Durchmesser von 96 ± 10 bzw. 107 ± 10 km erhalten, es war aber nicht möglich, eine der beiden alternativen Achsen auszuschließen.[18] Weitere photometrische Beobachtungen vom 20. bis 22. September 2020 am Astronomischen Observatorium Molėtai in Litauen lieferten eine Rotationsperiode von 12,15 h.[19]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (34) Circe aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu keinen sinnvollen Ergebnissen geführt.[20]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  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. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  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. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ C. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5.
  10. ↑ 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, Nr. 1, 1987, S. 21–32, bibcode:1987A&AS...70...21L (PDF; 299 kB).
  11. ↑ P. Magnusson, C.-I. Lagerkvist: Physical studies of asteroids XXII. Photometric photometry of the asteroids 34, 98, 115, 174, 270, 389, 419 and 804. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 87, Nr. 2, 1991, S. 269–275, bibcode:1991A&AS...87..269M (PDF; 129 kB).
  12. ↑ C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, H. Debehogne, L. Festin, P. Magnusson, S. Mottola, T. Oja, G. de Angelis, I. N. Belskaya, M. Dahlgren, M. Gonano-Beurer, J. Lagerros, K. Lumme, S. Pohjolainen: Physical studies of asteroids. XXIX. Photometry and analysis of 27 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 113, 1995, S. 115–129, bibcode:1995A&AS..113..115L (PDF; 422 kB).
  13. ↑ J. Piironen, P. Magnusson, C.-I. Lagerkvist, I. P. Williams, M. E. Buontempo, L. V. Morrison: Physical studies of asteroids. XXXI. Asteroid photometric observations with the Carlsberg Automatic Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 121, Nr. 3, 1997, S. 489–497, doi:10.1051/aas:1997325 (PDF; 402 kB).
  14. ↑ D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: Rotational periods of asteroids II. In: Planetary and Space Science. Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9.
  15. ↑ B. Uzpen, S. Kipp: Rotational periods of asteroids 34, 239, 759, and 963. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 30, Nr. 3, 2003, S. 59–61, bibcode:2003MPBu...30...59U (PDF; 155 kB).
  16. ↑ F. Pilcher: Period Determinations for 26 Proserpina, 34 Circe, 74 Galatea, 143 Adria, 272 Antonia, 419 Aurelia, and 557 Violetta. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 3, 2008, S. 135–138, bibcode:2008MPBu...35..135P (PDF; 932 kB).
  17. ↑ 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).
  18. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  19. ↑ I. Mieczkowska, A. Marciniak, R. Hirsch, K. Kamiński, M. K. Kamińska, M. Polińska, D. Oszkiewicz, K. Sobkowiak, R. Wróblewski, K. Żukowski, E. Pakštienė, W. Ogłoza, M. Dróżdż: Serendipitous Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 3, 2021, S. 352–357, bibcode:2021MPBu...48..352M (PDF; 691 kB).
  20. ↑ 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).
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