(635) Vundtia

Asteroid
(635) Vundtia
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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 3,141 AE
Exzentrizität 0,079
Perihel – Aphel 2,894 AE – 3,388 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,008°
Länge des aufsteigenden Knotens 182,8°
Argument der Periapsis 229,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 22. Juli 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 207 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,78 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 94,4 km ± 0,5 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 47 min
Absolute Helligkeit 9,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Karl Julius Lohnert
Datum der Entdeckung 9. Juni 1907
Andere Bezeichnung 1905 AC, 1906 FC, 1907 LA, 1908 QA, 1945 GF, 1953 VV
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.

(635) Vundtia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 9. Juni 1907 vom deutschen Astronomen Karl Julius Lohnert an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,2 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid am gleichen Ort bereits am 15. Januar 1905 und am 20. März 1906 fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren des deutschen Psychologen Wilhelm Wundt (1832–1920), bei dem der Entdecker nach seinem Heidelberger Aufenthalt in Leipzig Psychologie studierte. Nach Wundt wurde im Jahr 2000 auch noch der Asteroid (11040) Wundt benannt.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (635) Vundtia 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 (635) Vundtia, für die damals Werte von 98,2 km bzw. 0,05 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 100,1 km bzw. 0,04.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 114,0 km bzw. 0,03 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 94,4 km bzw. 0,05 korrigiert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 93,9 km bzw. 0,03 angegeben[5] und dann 2016 korrigiert zu 88,6 km bzw. 0,04, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[6]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (635) Vundtia eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. B-Typ.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 25. März bis 27. Mai 2006 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis. Aus der während sechs Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 11,788 h bestimmt.[8] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 24. Juni bis 23. Juli 2007 während sieben Nächten am Palmer Divide Observatory in Colorado. Hier wurde eine Rotationsperiode von 11,816 h abgeleitet.[9]

Eine photometrische Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 ergab in einer Untersuchung von 2015 für die Rotationsperiode von (635) Vundtia einen Wert von 11,78 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 95,0 ± 0,5 km abgeleitet.[10]

Vom 25. Juli bis 3. September 2019 wurden während fünf Nächten photometrische Messungen an drei Observatorien der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) in Italien durchgeführt, aus denen sich eine Rotationsperiode von 11,794 h bestimmen ließ,[11] während weitere koordinierte Beobachtungen vom 6. bis 21. Dezember 2020 während sechs Nächten an fünf verschiedenen Observatorien der UAI zu einem Wert von 11,784 h führten.[12]

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 zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 11,78734 h berechnet.[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 (635) Vundtia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 11,7875 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 11,7876 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. ↑ 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. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system. In: Planetary and Space Science. Band 123, 2016, S. 101–116, doi:10.1016/j.pss.2015.11.007.
  9. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: Unpublished Results from 1999 to 2008. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 89–92, bibcode:2011MPBu...38...89W (PDF; 1,04 MB).
  10. ↑ A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, doi:10.1088/0004-6256/150/3/75 (PDF; 4,63 MB).
  11. ↑ L. Franco, A. Marchini, C. Arena, G. B. Casalnuovo, B. Chinaglia, A. Valvasori, P. Bacci, M. Maestripieri, G. Baj, G. Galli: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2019 July–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 1, 2020, S. 61–63, bibcode:2020MPBu...47...61F (PDF; 566 kB).
  12. ↑ L. Franco, A. De Pieri, A. Brosio, R. Papini, F. Salvaggio, G. Scarfi, A. Marchini, N. Ruocco, G. Galli, M. Mannucci, N. Montigiani, L. Tinelli, P. Aceti, M. Banfi, G. Baj, G. B. Casalnuovo, B. Chinaglia, P. Bacci, M. Maestripieri, A. Coffano, W. Marinello, L. Betti, F. Mortari: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2020 October–December. 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. 120–122, bibcode:2021MPBu...48..120F (PDF; 1,02 MB).
  13. ↑ 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).
  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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