(392) Wilhelmina

Asteroid
(392) Wilhelmina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,886 AE
Exzentrizität 0,138
Perihel – Aphel 2,487 AE – 3,285 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 14,317°
Länge des aufsteigenden Knotens 209,6°
Argument der Periapsis 173,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. November 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 330 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,45 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 60,8 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,17
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 3 min
Absolute Helligkeit 9,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		Ch
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 4. November 1894
Andere Bezeichnung 1894 VD, 1931 HD, 1933 SW, 1933 UZ, 1952 ON
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.

(392) Wilhelmina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 4. November 1894 vom deutschen Astronomen Max Wolf an seiner Privatsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12 mag entdeckt wurde.

Zu diesem Namen gibt es verschiedene Erklärungen. Edmund Weiss interpretierte ihn als „eine Ehrenbezeugung für Kaiser Wilhelm“ (Astronomischer Kalender für 1896, S. 155). Tom Gehrels gab die wahrscheinlichere Erklärung an, dass der Planet zu Ehren der niederländischen Königin Wilhelmina (1880–1962) benannt wurde: „Zum Zeitpunkt der Entdeckung muss es in Westeuropa große Aufmerksamkeit erregt haben, dass Prinzessin Wilhelmina so jung war und nach dem Tod ihres Vaters bereits mit 10 Jahren nominell Königin wurde. Es muss eine wohlmeinende Bekanntheit gegeben haben, denn die niederländische Königsfamilie war und ist hoch angesehen.“ Königin Wilhelmina dankte 1948 zugunsten ihrer Tochter Juliana ab.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (392) Wilhelmina, für die damals Werte von 62,9 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[1] 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 68,9 km bzw. 0,05.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 exakt die gleichen Werte.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 63,3 km bzw. 0,06 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 60,8 km bzw. 0,17 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 54,9 oder 60,8 km bzw. 0,06 oder 0,05 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 50,0 km bzw. 0,09, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 13. und 14. Oktober 1982 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde ein unsicherer Wert für die Rotationsperiode von 8,54 h bestimmt.[8] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 27. Juli bis 11. August 1996 an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des Felix-Aguilar-Observatoriums (OAFA) in Argentinien. Aus der während vier Nächten registrierten Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 17,961 h abgeleitet.[9]

Messungen am 18. Juni 2006 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona konnten wegen der kurzen Beobachtungszeit von 2 ½ Stunden nicht weiter ausgewertet werden.[10] Auch die Observadores de Asteroides (OBAS) beobachteten (392) Wilhelmina von verschiedenen Observatorien in Spanien vom 17. Mai bis 5. Juni 2015 während acht Nächten und bestimmten aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 16,98 h.[11]

Neue photometrische Messungen vom 17. August bis 20. September 2016 am Organ Mesa Observatory in New Mexico erwiesen aber alle früher bestimmten Rotationsperioden als fehlerhaft, denn nun konnte ein als sicher angesehener Wert von 13,058 h bestimmt und auch die doppelte Periodenlänge ausgeschlossen werden.[12]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (392) Wilhelmina wurde aus Messungen etwa vom 28. bis 30. März 2019 eine Rotationsperiode von 13,1178 h erhalten.[13] Auch aus den Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 13,062 h berechnet werden.[14]

Siehe auch

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. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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.
  9. ↑ R. Gil-Hutton, M. Cañada: Photometry of Fourteen Main Belt Asteroids. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Band 39, 2003, S. 69–76, bibcode:2003RMxAA..39...69G (PDF; 192 kB).
  10. ↑ E. C. Jutzeler, E. Hausel, M. Leake, A. Burke: Partial Asteroid Lightcurves from January 2005 and June 2006. In: Journal of the Southeastern Association for Research in Astronomy. Band 1, 2007, S. 2–6, bibcode:2007JSARA...1....2J (PDF; 215 kB).
  11. ↑ A. C. Garceran, A. Aznar, E. A. Mansego, P. B. Rodriguez, J. L. de Haro, A. F. Silva, G. F. Silva, V. M. Martinez, O. R. Chiner: Nineteen Asteroids Lightcurves at Asteroids Observers (OBAS) – MPPD: 2015 April–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 1, 2016, S. 92–97, bibcode:2016MPBu...43...92G (PDF; 728 kB).
  12. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 392 Wilhelmina and 854 Aase. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 1, 2017, S. 9, bibcode:2017MPBu...44....9P (PDF; 178 kB).
  13. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  14. ↑ 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).
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