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(5) Astraea

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Asteroid
(5) Astraea
Berechnetes 3D-Modell von (5) Astraea
Berechnetes 3D-Modell von (5) Astraea
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Astraea-Familie
Große Halbachse 2,577 AE
Exzentrizität 0,187
Perihel – Aphel 2,094 AE – 3,060 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,4°
Länge des aufsteigenden Knotens 141,5°
Argument der Periapsis 359,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. Mai 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 50 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,39 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 106,7 km ± 3,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,27
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 16 h 48 min
Absolute Helligkeit 7,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Karl Ludwig Hencke
Datum der Entdeckung 8. Dezember 1845
Andere Bezeichnung 1845 XA, 1969 SE
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.

(5) Astraea ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der vom deutschen Amateurastronomen Karl Ludwig Hencke in Driesen entdeckt wurde. Er hatte bereits seit 1830 mit einem kleinen Teleskop auf dem Dach seines Hauses nach bisher unbekannten Himmelsobjekten gesucht. Dazu kartierte er fünfzehn Jahre lang, allein und ohne finanzielle Unterstützung, die Positionen der Sterne. Am 8. Dezember 1845 beobachtete er (4) Vesta und fand in ihrer Nähe ein Objekt, das er nie zuvor dort gesehen hatte und das nicht in Sternkarten verzeichnet war. Es war seine erste von insgesamt zwei Asteroidenentdeckungen. Christian VIII., König von Dänemark, verlieh Hencke für seine Entdeckung die goldene Medaille mit der Inschrift INGENIO ET ARTI[1] und der König von Preußen Friedrich Wilhelm IV. belohnte Hencke dafür mit dem Roten Adlerorden IV. Klasse, der großen goldenen Medaille und einer jährlichen Zulage von 300 Talern zu seiner Pension.[2]

Nachdem in den Jahren 1801 bis 1807 die ersten vier Asteroiden (1) Ceres, (2) Pallas, (3) Juno und (4) Vesta entdeckt worden waren, hatte es immerhin 38 Jahre gedauert bis zur Entdeckung des fünften. Es war auch die letzte Entdeckung eines Asteroiden, die vor der Entdeckung des Planeten Neptun stattfand. Da damals die Asteroiden noch als vollwertige Planeten gezählt wurden, wurde der im folgenden Jahr entdeckte Neptun als dreizehnter Planet gezählt. Mit der Entdeckung von (6) Hebe im Jahre 1847 begann allerdings eine wahre Flut von Neuentdeckungen von Asteroiden. Daher wurde auf Vorschlag von Alexander von Humboldt im Jahre 1851 die Zahl der (großen) Planeten auf acht begrenzt und der neue Begriff der Asteroiden (auch Planetoiden oder Kleinplaneten) eingeführt.

Der Asteroid wurde benannt nach der griechischen und römischen Göttin Astraea. Sie war die Göttin der Gerechtigkeit, Tochter von Zeus und Themis. Astraea lebte während des Goldenen Zeitalters auf der Erde, aber die Bosheit und Gottlosigkeit der Menschheit während des Bronzenen und Eisernen Zeitalters trieb sie in den Himmel, wo sie unter dem Namen Virgo in die Sternbilder des Tierkreises aufgenommen wurde. Die Benennung erfolgte durch den deutschen Astronomen Johann Franz Encke,[3] der Henckes Entdeckung bereits sechs Tage danach hatte bestätigen können. Die früher für den Asteroiden verwendeten Symbole Astronomisches Symbol von Astraea oder Astronomisches Symbol von Astraea stellen eine Waage dar.

Wissenschaftliche Auswertung

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Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom September 1973 wurden für (5) Astraea erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 122 km und 0,13 bestimmt.[4][5] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 25. Februar bis 4. März 1983 und vom 5. bis 7. Februar 1987 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 120 ± 14 km.[6] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (5) Astraea, für die damals Werte von 119,1 km bzw. 0,23 erhalten wurden.[7] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 17. Juli 2005 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 110 ± 14 km abgeleitet werden.[8] 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 115,0 km bzw. 0,25.[9] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 106,7 km bzw. 0,28 korrigiert worden waren,[10] wurden sie 2014 auf 108,3 km bzw. 0,27 geändert.[11] Mit einer Auswertung von zwei Sternbedeckungen durch den Asteroiden wurde in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 113,0 ± 1,0 km bestimmt.[12]

Berechnetes 3D-Modell von (5) Astraea

Nachdem bereits 1921 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (5) Astraea festgestellt worden war,[13] erfolgten neue photometrische Beobachtungen am 16. Februar und 5. März 1958 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus den aufgezeichneten Lichtkurven konnte aber noch keine Rotationsperiode für den Asteroiden abgeleitet werden.[14] Dies gelang erst bei Beobachtungen im Januar 1962 in China, wo eine Periode von 16,806 h gefunden wurde. Weitere Lichtkurven wurden bei Messungen am 31. Dezember 1969 und 1. Januar 1970 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium sowie vom 12. bis 14. Mai 1975 an der Catalina Station, beide in Arizona, gewonnen. Aus den Daten konnte eine Rotationsperiode von 16,8121 h sowie eine Lösung für die Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet werden.[15]

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (immer prograd), der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von Gestaltmodellen durchführten.[16][17][18][19] Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 8. Januar 1983 Table Mountain Observatory in Kalifornien,[20] am 20. Februar 1983 und 7. Februar 1987 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium,[21] von 1984 bis 1987 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma (abgeleitete Periode 16,80 h),[22][23] am 19./20. Februar 1987 am North Valley Stream Observatory im Staat New York,[24] vom 27. Juli bis 3. August 1997 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien (abgeleitete Periode 16,812 h),[25] vom 25. Juli bis 8. September 1997 am Observatorio de Sierra Nevada in Spanien (abgeleitete Periode 16,801 h, dazu Rotationsachse und Achsenverhältnisse)[26] sowie vom 20. August bis 9. Oktober 1997 an der Außenstelle Tshuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis (abgeleitete Periode 16,815 h).[27]

Aus den archivierten Lichtkurven der Jahre 1958 bis 1997 in Verbindung mit eigenen Messungen vom Oktober 2006 bestimmte eine Untersuchung von 2008 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für den Asteroiden sowie eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 16,8008 h. (5) Astraea erschien im Modell als ein ziemlich eckiger, grob geschnittener Körper. Es gab Anzeichen für eine geringfügige Albedo-Veränderlichkeit, sodass es sich bei einer großen, flachen Struktur durchaus um einen Krater mit Albedo-Markierungen handeln könnte.[28]

Aus 24 archivierten Lichtkurven aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 16,8006 h berechnet.[29] Ein Vergleich mit 13 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 6. Juni 2008 zeigte in einer Untersuchung von 2011, dass von den zuvor bestimmten alternativen Rotationsachsen eine ausgeschlossen werden konnte. Für den mittlereren Durchmesser wurde ein Wert von 115 ± 6 km bestimmt.[30]

Abschätzungen von Masse und Dichte für (5) Astraea aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 2,64·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 113 km zu einer Dichte von 3,45 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±19 %.[31] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 wieder ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops vom 17. Juli 2005 (siehe oben) und 30. November 2010 sowie den Beobachtungen der Sternbedeckung vom Juni 2008 (siehe oben) gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position mit prograder Rotation bestimmt und die Periode zu 16,80060 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 114 ± 4 km abgeleitet.[32]

Astraea-Familie

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(5) Astraea ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen mittleren Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,58 AE, eine Exzentrizität von 0,20 und eine Bahnneigung von 4,5°.[33] Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden vorwiegend der Spektralklasse S, die mittlere Albedo liegt bei 0,25. Der Astraea-Familie wurden im Jahr 2019 über 6000 Mitglieder zugerechnet, ihr Alter wird auf etwa 400 Mio. Jahre geschätzt.[34][35]

Siehe auch

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Commons: (5) Astraea – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  1. ↑ H. C. Schumacher: Gnadenbezeugung. In: Astronomische Nachrichten. Band 24, Nr. 555, 1846, Sp. 33–34 (online).
  2. ↑ H. C. Schumacher: Vermischte Nachrichten. In: Astronomische Nachrichten. Band 24, Nr. 557, 1846, Sp. 79–80 (online).
  3. ↑ A new Planet. In: The American Journal of Science and Arts. 2. Serie, Band 1, Nr. 2, 1846, S. 293 (online).
  4. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).
  5. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  6. ↑ C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D. B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, doi:10.1006/icar.1999.6130 (PDF; 354 kB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  13. ↑ M. Harwood: Variations in the Light of Asteroids. In: Harvard College Observatory Circular. Nr. 269, 1924, S. 1–15, bibcode:1924HarCi.269....1H (PDF; 490 kB).
  14. ↑ T. Gehrels, D. Owings: Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves. In: The Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 906–924, doi:10.1086/147334 (PDF; 1,21 MB).
  15. ↑ R. C. Taylor: Minor planets and related objects. XXIV. Photometric observations for (5) Astraea. In: The Astronomical Journal. Band 83, Nr. 2, 1978, S. 201–204, doi:10.1086/112192 (PDF; 275 kB).
  16. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino: Rotation axes of asteroids via the amplitude-magnitude method: Results for 10 objects. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 40–54, doi:10.1016/0019-1035(86)90073-4.
  17. ↑ A. Erikson, P. Magnusson: Pole Determinations of Asteroids. In: Icarus. Band 103, Nr. 1, 1993, S. 62–66, doi:10.1006/icar.1993.1058.
  18. ↑ G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  19. ↑ C. Blanco, M. Cigna, D. Riccioli: Pole and shape determinaton of asteroids. II. In: Planetary and Space Science. Band 48, Nr. 10, 2000, S. 973–982, doi:10.1016/S0032-0633(00)00065-9.
  20. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, D. J. Tholen: Asteroid Lightcurve Observations from 1981 to 1983. In: Icarus. Band 142, Nr. 1, 1999, S. 173–201, doi:10.1006/icar.1999.6181.
  21. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  22. ↑ C.-I. Lagerkvist, I. P. Williams: Physical studies of asteroids. XV. Determination of slope parameters and absolute magnitudes for 51 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 68, Nr. 2, 1987, S. 295–315, bibcode:1987A&AS...68..295L (PDF; 445 kB).
  23. ↑ C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs, L. V Morrison: Physical studies of asteroids. XIX. Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 78, Nr. 3, 1989, S. 519–532, bibcode:1989A&AS...78..519L (PDF; 343 kB).
  24. ↑ F. J. Melillo: Photoelectric Photometry of Asteroids 5 Astraea and 22 Kalliope. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 14, Nr. 4, 1987, S. 42–43, bibcode:1987MPBu...14...42M (PDF; 93 kB).
  25. ↑ 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.
  26. ↑ M. J. López-González, E. Rodríguez: Lightcurves and poles of seven asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 53, Nr. 11, 2005, S. 1147–1165, doi:10.1016/j.pss.2005.04.010.
  27. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk: Asteroid Observations at Low Phase Angles. II. 5 Astraea, 75 Eurydike, 77 Frigga, 105 Artemis, 119 Althaea, 124 Alkeste, and 201 Penelope. In: Icarus. Band 155, Nr. 2, 2002, S. 365–374, doi:10.1006/icar.2001.6651.
  28. ↑ S. Higley, P. Hardersen, R. Dyvig: Shape and Spin Axis Models for 2 Pallas (Revisited), 5 Astraea, 24 Themis, and 105 Artemis. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 63–66, bibcode:2008MPBu...35...63H (PDF; 369 kB).
  29. ↑ 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).
  30. ↑ 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).
  31. ↑ 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).
  32. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  33. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, J. M. Bauer, T. Grav, C. R. Nugent, R. Stevenson: Asteroid Family Identification Using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE Physical Properties. In: The Astrophysical Journal. Band 770, Nr. 1, 2013, S. 1–22, doi:10.1088/0004-637X/770/1/7 (PDF; 7,12 MB).
  34. ↑ A. Milani, Z. Knežević, F. Spoto, A. Cellino, B. Novaković, G. Tsirvoulis: On the ages of resonant, eroded and fossil asteroid families. In: Icarus. Band 288, 2017, S. 240–264, doi:10.1016/j.icarus.2016.12.030.
  35. ↑ A. Milani, Z. Knežević, F. Spoto, P. Paolicchi: Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation. In: Astronomy & Astrophysics. Band 622, A47, 2019, S. 1–18, doi:10.1051/0004-6361/201834056 (PDF; 4,60 MB).
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