(627) Charis

Asteroid
(627) Charis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,899 AE
Exzentrizität 0,063
Perihel – Aphel 2,718 AE – 3,080 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 6,481°
Länge des aufsteigenden Knotens 142,2°
Argument der Periapsis 178,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 23. Februar 2028
Siderische Umlaufperiode 4 a 342 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,48 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 38,0 km ± 0,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 1 d 4 h
Absolute Helligkeit 9,9 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		XB:
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 4. März 1907
Andere Bezeichnung 1907 EJ, 1917 DE, 1929 RJ1, 1929 RN1, 1932 CZ, 1947 GK, 1966 DR
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.

(627) Charis ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 4. März 1907 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,3 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach der griechischen Göttin Charis, der Gemahlin des Hephaistos. Später erscheinen in der Griechischen Mythologie mehrere Chariten, sie waren die griechischen Göttinnen der Anmut und des Charmes. Die auch als die drei Grazien bekannten sind als (47) Aglaja, (31) Euphrosyne und (23) Thalia alle Teil des Asteroidenhimmels. Die Benennung könnte von den beiden Buchstaben der vorläufigen Bezeichnung 1907 XS beeinflusst sein. Siehe auch die Anmerkungen bei (579) Sidonia.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (627) Charis, für die damals Werte von 48,5 km bzw. 0,08 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 44,7 km bzw. 0,09.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 62,7 km bzw. 0,05 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 38,0 km bzw. 0,16 korrigiert.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 25. April bis 21. Juni 2012 am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Aus der während 14 Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 27,888 h bestimmt.[5] Im gleichen Zeitraum stattfindende Beobachtungen vom 16. bis 20. Juni 2012 am Oakley Southern Sky Observatory, der australischen Außenstation des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana, konnten nicht weiter ausgewertet werden.[6]

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 (627) Charis, für die in einer Untersuchung von 2021 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 27,895 h berechnet wurde.[7]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 27,894 h bestimmt werden.[8]

Charis-Familie

(627) Charis ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,82–2,97 AE, eine Exzentrizität von 0,03–0,08 und eine Bahnneigung von 5,4°–6,9°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen L und S, die mittlere Albedo liegt bei 0,13. Die Charis-Familie umfasste im Jahr 2019 etwa 1540 bekannte Mitglieder.[9]

Siehe auch

Commons: (627) Charis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 47 Aglaja, 252 Clementina, 611 Valeria, 627 Charis, and 756 Lilliana. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 4, 2012, S. 220–222, bibcode:2012MPBu...39..220P (PDF; 265 kB).
  6. ↑ P. Moravec, A. Letfullina, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatories: 2012 May–June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 1, 2013, S. 17–20, bibcode:2013MPBu...40...17M (PDF; 470 kB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
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