(579) Sidonia

Asteroid
(579) Sidonia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eos-Familie
Große Halbachse 3,012 AE
Exzentrizität 0,076
Perihel – Aphel 2,782 AE – 3,241 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,017°
Länge des aufsteigenden Knotens 82,6°
Argument der Periapsis 229,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 14. September 2024
Siderische Umlaufperiode 5 a 83 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,14 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 85,6 km ± 2,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,17
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 16 h 17 min
Absolute Helligkeit 8,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		K
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 3. November 1905
Andere Bezeichnung 1905 VK
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.

(579) Sidonia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 3. November 1905 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach einer Figur aus der Oper Armide (komponiert 1777) des deutschen Komponisten Christoph Willibald Gluck (1714–1787), die auf Torquato Tassos (1544–1595) Epos Das befreite Jerusalem basiert.

Im Juli 1913 bestand das Astronomische Rechen-Institut darauf, mehrere noch namenlose Asteroiden zu benennen, um mögliche Fehler zu vermeiden. Fritz Cohn stellte fest: „Seit längerer Zeit hat eine regelmäßige Benennung der Kleinen Planeten nicht mehr stattgefunden. Die Unbequemlichkeit und Möglichkeit von Verwechslungen… gab den Anlaß zu einer an die Entdecker gerichteten Aufforderung, wenigstens die Planeten bis zur Nr. 700 benennen zu wollen. Eine ihnen zugesandte Vorschlagsliste enthielt in üblicher Art weibliche Vornamen, insbesondere aus Mythologie und Geschichte. Nach verschiedenen Abänderungsvorschlägen seitens der Herren Götz, Helffrich, Kopff und Lohnert sind die folgenden Namen vereinbart worden: …“ Es folgt eine Liste mit 108 Namen zwischen (570) und (727).[1] Eine Untersuchung zeigt, dass offensichtlich viele Namen nach den beiden Buchstaben der vorläufigen Bezeichnung der Asteroiden ausgewählt wurden. Für etwa 30 von ihnen besteht auf diese Weise eine starke Korrelation, was eine statistische Signifikanz aufzeigt. Die vorläufige Bezeichnung für (579) Sidonia war 1905 SD.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (579) Sidonia zur Eos-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (579) Sidonia, für die damals Werte von 85,6 km bzw. 0,17 erhalten wurden.[2]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (579) Sidonia eine taxonomische Klassifizierung als K- bzw. D-Typ.[3]

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (579) Sidonia. Nach Messungen vom 13. bis 15. November 1983 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona wurde für die Rotationsperiode ein eindeutiger Wert von etwa 16,5 h abgeleitet.[4] Weitere Beobachtungen vom 15. bis 18. Februar 1985 am McDonald-Observatorium in Texas ergaben eine Lichtkurve mit sehr geringer Amplitude und konnten daher nicht weiter ausgewertet werden, sie passten aber zu der früher ermittelten Periode. Es wurde angenommen, dass die Rotationsachse des Asteroiden nahe zur Ebene der Ekliptik liegt.[5] Auch Messungen vom 18. bis 27. Dezember 1994 mit der Automated Telescope Facility der University of Iowa hatten nicht zu einer Rotationsperiode ausgewertet werden können.[6] Bei Messungen vom 7. bis 16. September 2009 am Santana Observatory in Kalifornien konnte für die Rotationsperiode dagegen ein verbesserter Wert von 16,286 h bestimmt werden.[7]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 16,2804 h berechnet.[8] Neue photometrische Messungen vom 27. Oktober bis 15. Dezember 2020 im Rahmen einer Zusammenarbeit von vier Observatorien der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA) in Argentinien und Spanien wurden zu einer Rotationsperiode von 16,279 h ausgewertet.[9]

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 (579) Sidonia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 16,2870 h berechnet wurde.[10] Beobachtungen vom 20. November 2021 bis 10. Januar 2022 während sieben Nächten am Deep Sky West Observatory in New Mexico ergaben eine Rotationsperiode von 16,290 h.[11]

Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 16,281 h bestimmt werden.[12] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine nahe zur Ebene der Ekliptik gelegene Rotationsachse und eine Periode von 16,2816 h berechnet.[13]

Trivia

Der Name des Asteroiden wurde 1945 verwendet für die Taufe des US-amerikanischen Angriffsfrachtschiffs (Attack Cargo Ship) der Artemis-Klasse USS Sidonia (AKA-42).

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ F. Cohn: Benennung Kleiner Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 196, Nr. 4688, 1913, Sp. 137–140, doi:10.1002/asna.19131961003 (PDF; 231 kB).
  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. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  4. ↑ 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.
  5. ↑ R. P. Binzel: A photoelectric survey of 130 asteroids. In: Icarus. Band 72, Nr. 1, 1987, S. 135–208, doi:10.1016/0019-1035(87)90125-4.
  6. ↑ J. C. Armstrong, B. L. Nellermoe, L. E. Reitzler: Measuring Rotation Periods of Asteroids Using Differential CCD Photometry. In: International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication. Band 63, 1996, S. 59–68, bibcode:1996IAPPP..63...59A (PDF; 485 kB).
  7. ↑ R. D. Stephens: Asteroids Observed from GMARS and Santana Observatories: 2009 June–September. 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. 28–29, bibcode:2010MPBu...37...28S (PDF; 456 kB).
  8. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
  9. ↑ M. Colazo, A. Stechina, C. Fornari, N. Suárez, R. Melia, M. Morales, E. Bellocchio, E. Pulver, T. Speranza, D. Scotta, A. Wilberger, A. Mottino, E. Meza, F. Romero, P. T. Passarino, M. Suligoy, R. Llanos, A. Chapman, M. Martini, C. Colazo: Asteroid Photometry and Lightcurve Analysis at GORA’s Observatories, Part IV. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 2, 2021, S. 140–143, bibcode:2021MPBu...48..140C (PDF; 699 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ E. V. Dose: Lightcurves of Seventeen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 2, 2022, S. 141–148, bibcode:2022MPBu...49..141D (PDF; 2,20 MB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).
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