(593) Titania

Asteroid
(593) Titania
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,698 AE
Exzentrizität 0,217
Perihel – Aphel 2,112 AE – 3,284 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 16,904°
Länge des aufsteigenden Knotens 75,9°
Argument der Periapsis 30,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 11. Mai 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 158 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,92 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 70,1 km ± 0,8 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 54 min
Absolute Helligkeit 9,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 20. März 1906
Andere Bezeichnung 1906 FK, 1930 SD1, 1932 BR
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.

(593) Titania ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 20. März 1906 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,0 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Titania, der Frau Oberons und Königin der Feen und Gnome in William Shakespeares Ein Sommernachtstraum. Die Benennung könnte von den beiden Buchstaben der vorläufigen Bezeichnung 1906 TT beeinflusst sein. Siehe auch die Anmerkungen bei (579) Sidonia. Titania ist auch der Name des dritten Monds des Planeten Uranus, der 1787 von Wilhelm Herschel entdeckt wurde.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (593) Titania, für die damals Werte von 75,3 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 86,5 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 die gleichen Ergebnisse.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 70,1 km bzw. 0,07 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 77,2 km bzw. 0,06 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 58,4 km bzw. 0,07 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 67,5 km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 30. Dezember 1980 bis 1. Februar 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,899 h bestimmt.[8] Im gleichen Zeitraum stattfindende Beobachtungen am 6. und 8. Januar 1981 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien wurden zu einer Rotationsperiode von 9,89 h ausgewertet.[9] Weitere Messungen erfolgten vom 9. bis 11. April 2017 durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien. Dabei konnte eine Lichtkurve aufgezeichnet werden, aus der sich eine Rotationsperiode von 9,93 h ableiten ließ.[10]

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 9,89778 h berechnet.[11]

Neue photometrische Messungen vom 31. Dezember 2020 bis 27. Januar 2021 während vier Nächten am Organ Mesa Observatory in New Mexico ergaben in der Auswertung eine Periode von 9,899 h.[12] Um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells zu liefern, gab es eine koordinierte Beobachtung vom 25. Januar bis 24. Februar 2021 während fünf Nächten an drei Observatorien der Italian Amateur Astronomers Union (UAI), die zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 9,898 h führte.[13]

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 (593) Titania, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,8976 h berechnet wurde.[14] Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 9,89777 h bestimmt werden.[15]

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: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.
  9. ↑ V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: Photoelectric photometry of 21 asteroids. In: Icarus. Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8. Anm.: Im Originaldokument taucht für die Rotationsperiode sowohl die Angabe 9,39 als auch 9,89 h auf. Es handelt sich bei einer Angabe offensichtlich um einen Druckfehler. Es wird hier der „bessere“ Wert als der eigentlich gemeinte angenommen.
  10. ↑ V. Mas, G. Fornas, J. Lozano, O. Rodrigo, A. Fornas, A. Carreño, E. Arce, P. Brines, D. Herrero: Twenty-one Asteroid Lightcurves at Asteroids Observers (OBAS) – MPPD: Nov 2016–May 2017. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 1, 2018, S. 76–82, bibcode:2018MPBu...45...76M (PDF; 697 kB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Rotation Periods of 47 Aglaja, 504 Cora, 527 Euryanthe, 593 Titania, and 594 Mireille. 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. 217–218, bibcode:2021MPBu...48..217P (PDF; 1,06 MB).
  13. ↑ L. Franco, A. Marchini, L. Cavaglioni, R. Papini, C. A. Privitera, G. Baj, G. Galli, G. Scarfi, P. Aceti, M. Banfi, P. Bacci, M. Maestripieri, M. Mannucci, N. Montigiani, L. Tinelli, F. Mortari: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2021 January–March. 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. 219–222, bibcode:2021MPBu...48..219F (PDF; 0,98 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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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