(554) Peraga

Asteroid
(554) Peraga
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,375 AE
Exzentrizität 0,153
Perihel – Aphel 2,012 AE – 2,738 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,936°
Länge des aufsteigenden Knotens 295,3°
Argument der Periapsis 127,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 16. Mai 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 241 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,21 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 95,9 km ± 4,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 43 min
Absolute Helligkeit 9,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		FC
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Paul Götz
Datum der Entdeckung 8. Januar 1905
Andere Bezeichnung 1896 RB, 1900 UC, 1905 AE
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.

(554) Peraga ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 8. Januar 1905 vom deutschen Astronomen Paul Götz an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 10,0 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits am 7. September 1896 und 1. Oktober 1900 am gleichen Ort sowie am 28. Oktober 1900 an der Vatikanischen Sternwarte in Castel Gandolfo in Italien fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach Peraga, einem Weiler in der Gemeinde Vigonza in der Provinz Padua. Die Benennung erfolgte mit Erlaubnis des Entdeckers durch den italienischen Astronomen Giorgio Abetti in Padua, der die Umlaufbahn berechnet hatte.[1] Seine Verwandten besaßen in Peraga ein Landhaus.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi im September 1973 wurden für (554) Peraga erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 101 km und 0,04 bestimmt.[2][3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 25. bis 30. Oktober 1985 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 96 ± 13 km.[4] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (554) Peraga, für die damals Werte von 95,9 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[5] Aus neuen Radarexperimenten am Arecibo-Observatorium am 8. und 11. Januar 2000 bei 2,38 GHz wurde nun ein effektiver Durchmesser von 101 ± 13 km abgeleitet.[6] 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 102,8 km bzw. 0,03.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 89,4 km bzw. 0,04 angegeben[8] und dann 2016 korrigiert zu 94,9 km bzw. 0,04, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[9]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 23. November bis 5. Dezember 1977 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 13,63 h bestimmt.[10] Weitere Beobachtungen vom 27. September bis 5. Oktober 2006 am Santana Observatory in Kalifornien wurden zu einer Periode von 13,71 h ausgewertet,[11] während kurz darauf vom 24. Oktober bis 5. Dezember 2006 im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen dem Hunters Hill Observatory in Australien, dem Palmer Divide Observatory in Colorado sowie zwei weiteren Beobachtern in Großbritannien stattfindende Messungen eine Rotationsperiode von 13,7128 h ergaben.[12]

Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (554) Peraga, für die in einer Untersuchung von 2021 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,7120 h berechnet wurde.[13]

Neue photometrische Beobachtungen am 13. bis 22. Januar 2022 am Osservatorio Astronomico Margherita Hack und am Osservatorio Astronomico Hypatia, beide in Italien, wurden zu einer Rotationsperiode von 13,715 h ausgewertet[14] und aus Messungen zwischen dem 6. bis 22. Februar 2022 durch eine Gruppe von spanischen Amateurastronomen an verschiedenen Observatorien konnte eine Rotationsperiode von 13,721 h bestimmt werden.[15]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (554) Peraga aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 0,659·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 96 km zu einer Dichte von 1,40 g/cm³ bei einer Porosität von 12 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±11 %.[16]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ Planet 1905 PS. In: Astronomische Nachrichten. Band 168, Nr. 4017, 1905, Sp. 141–142, doi:10.1002/asna.19051680910.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric Photometry and Rotation Periods of the Asteroids 26 Proserpina, 194 Prokne, 287 Nephthys, and 554 Peraga. In: Icarus. Band 39, Nr. 1, 1979, S. 124–130, doi:10.1016/0019-1035(79)90105-2.
  11. ↑ R. D. Stephens: Asteroid Lightcurve Photometry from Santana and GMARS Observatories – September to December 2006. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 2, 2007, S. 31–32, bibcode:2007MPBu...34...31S (PDF; 209 kB).
  12. ↑ D. Higgins, B. D. Warner, R. Dymock, M. Crow: Asteroid Lightcurve Analysis of 554 Peraga. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 2, 2007, S. 30, bibcode:2007MPBu...34...30H (PDF; 90 kB).
  13. ↑ J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).
  14. ↑ M. Mannucci, N. Montigiani, D. Gabellini, F. Mortari: Rotational Period Determination and Taxonomic Classification for Asteroids 417 Suevia, 554 Peraga, and 747 Winchester. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 326–329, bibcode:2022MPBu...49..326M (PDF; 510 kB).
  15. ↑ 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 (PDF; 401 kB).
  16. ↑ 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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