(694) Ekard

Asteroid
(694) Ekard
Berechnetes 3D-Modell von (694) Ekard
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,670 AE
Exzentrizität 0,323
Perihel – Aphel 1,808 AE – 3,532 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 15,898°
Länge des aufsteigenden Knotens 230,0°
Argument der Periapsis 111,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 29. März 2027
Siderische Umlaufperiode 4 a 133 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,75 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 121,9 km ± 0,7 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 56 min
Absolute Helligkeit 9,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CP:
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Joel Hastings Metcalf
Datum der Entdeckung 7. November 1909
Andere Bezeichnung 1909 VC, 1951 CD1
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.

(694) Ekard ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 7. November 1909 vom US-amerikanischen Amateurastronomen Joel Hastings Metcalf in Taunton, Massachusetts bei einer Helligkeit von 9,5 mag entdeckt wurde. Zwei Tage später erfolgte noch eine unabhängige Entdeckung durch den deutschen Astronomen Joseph Helffrich an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg.

Der Asteroid ist benannt nach der Drake University in Des Moines, Iowa („Drake“ rückwärts geschrieben). Die Benennung erfolgte durch den amerikanischen Astronomen Seth Barnes Nicholson (1891–1963) und seine Frau, die an der Drake University tätig waren und erstmals die Umlaufbahn des Asteroiden berechnet hatten.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten aus den Jahren 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile und vom Januar 1976 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona wurden für (694) Ekard erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 208 und 101 km bzw. 0,01 und 0,03 bestimmt.[1][2][3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 26. bis 31. Oktober 1983 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 91 ± 13 km.[4] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (694) Ekard, für den damals Werte von 90,8 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[5] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen Werte von 98,5 km bzw. 0,04 bestimmt wurden.[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 121,9 km bzw. 0,03.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 98,9 km bzw. 0,03 angegeben[8] und dann 2016 korrigiert zu 86,8 oder 104,7 km bzw. 0,04 oder 0,03, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[9] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch den Asteroiden einen Durchmesser von 101,3 ± 2,5 km.[10]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (694) Ekard eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. Ch-Typ.[11]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals während der Opposition 1983 statt, so vom 14. bis 24. Oktober 1983 am Gila Observatory in Arizona. Aus der während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 5,925 h abgeleitet.[12][13]

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 (694) Ekard. Durch Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona von September bis November 1983 sowie im Februar 1985 konnten vier Lichtkurven registriert werden.[14] Die Auswertung in einer Untersuchung von 1988 errechnete daraus eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,9218 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells. Die Ergebnisse wurden aber als unsicher eingestuft und weitere Beobachtungen als notwendig erachtet.[15] Neue Messungen im Juni 1987 und im Dezember 1988 lieferten zwei zusätzliche Lichtkurven,[16] so dass in einer finalen Auswertung von 1991 zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,9219 h bestimmt und die Werte für die Achsenverhältnisse noch verbessert werden konnten.[17]

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven ab 1983 Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung einer oder zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (prograd), der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten.[18][19] Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 22. und 24. April 1991 am La-Silla-Observatorium (abgeleitete Rotationsperiode 5,933 h)[20] oder am 31. August 1998 und am 9. November 2005 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis, wo die gemessenen Lichtkurven auch zu einer Periode von 5,922 h passten.[21][22]

Mit den von 1983 bis 1991 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 5,92200 h bestimmt. Das ansonsten recht regelmäßige Modell wies viele lokale planare Regionen auf.[23] Neue photometrische Messungen erfolgten wieder am 4. und 6. November 2018 am Desert Bloom Observatory in Arizona, wo für die Rotationsperiode ein Wert von 5,922 h abgeleitet wurde.[24]

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 (694) Ekard, für den in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,92194 h berechnet wurde.[25]

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 5,92193 h bestimmt werden.[26] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 5,92199 h berechnet.[27] Weitere photometrische Messungen erfolgten wieder vom 31. Januar bis 4. Februar 2024 durch eine Zusammenarbeit verschiedener Beobachter und Observatorien in Spanien. Die Auswertung der Lichtkurve ergab eine Periode von 5,924 h.[28]

Siehe auch

Commons: (694) Ekard – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, Nr. 2, 1977, S. 667–677, doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  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. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 kB).
  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. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ K. W. Zeigler, D. Tomlinson: Photoelectric Photometry of Asteroid 694 Ekard. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 11, Nr. 3, 1984, S. 21–22, bibcode:1984MPBu...11...21Z (PDF; 101 kB).
  13. ↑ K. W. Zeigler, W. B. Florence: Photoelectric photometry of asteroids 9 Metis, 18 Melpomene, 60 Echo, 116 Sirona, 230 Athamantis, 694 Ekard, and 1984 KD. In: Icarus. Band 62, Nr. 3, 1985, S. 512–517, doi:10.1016/0019-1035(85)90191-5.
  14. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. G. Levy, S. Vail: Photometric geodesy of main-belt asteroids: I. Lightcurves of 26 large, rapid rotators. In: Icarus. Band 70, Nr. 2, 1987, S. 191–245, doi:10.1016/0019-1035(87)90131-X.
  15. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: II. Analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 76, Nr. 1, 1988, S. 19–77, doi:10.1016/0019-1035(88)90139-X.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9.
  18. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).
  19. ↑ G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  20. ↑ M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  21. ↑ V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of Asteroids: New Lightcurves of 16 Asteroids Obtained in 1993–2001. In: Photometry and Polarimetry of Asteroids: Impact on Collaboration – Abstracts. The International Workshop, Kharkiv, Ukraine 2003, S. 9–10 (PDF; 248 kB).
  22. ↑ V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of asteroids: Lightcurves of 24 asteroids obtained in 1993–2005. In: Planetary and Space Science. Band 55, Nr. 7–8, 2007, S. 986–997, doi:10.1016/j.pss.2007.01.001.
  23. ↑ J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. In: Icarus. Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 (PDF; 303 kB).
  24. ↑ K. B. Alton: CCD Photometry of Six Rapidly Rotating Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 2, 2019, S. 114–117, bibcode:2019MPBu...46..114A (PDF; 426 kB).
  25. ↑ 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).
  26. ↑ 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).
  27. ↑ 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).
  28. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, F. L. Martínez, E. R. Lorenz, C. B. Albá, J. D. Casal, J. De Elías Cantalapiedra, A. M. Saura, E. F. Mañanes, N. G. Ribes, J. R. Fernández, J. M. Fernández, R. N. Nogues, F. M. Santos Álamo: Analysis and Lightcurves of 22 Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 3, 2024, S. 259–263, bibcode:2024MPBu...51..259F (PDF; 1,38 MB).
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