(721) Tabora

Asteroid
(721) Tabora
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Hauptgürtelasteroid
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,547 AE
Exzentrizität 0,118
Perihel – Aphel 3,129 AE – 3,966 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,324°
Länge des aufsteigenden Knotens 38,4°
Argument der Periapsis 353,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 26. November 2025
Siderische Umlaufperiode 6 a 249 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 15,76 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 86,3 km ± 3,0 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 59 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		D
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Franz Kaiser
Datum der Entdeckung 18. Oktober 1911
Andere Bezeichnung 1911 UH, 1911 UM, 1935 FX, 1951 VH
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.

(721) Tabora ist ein Asteroid jenseits des äußeren Hauptgürtels, der am 18. Oktober 1911 vom deutschen Astronomen Franz Kaiser an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,4 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach dem deutschen Reichspostdampfer Tabora, der von 1912 bis Kriegsausbruch 1914 für die Deutsche Ost-Afrika-Linie fuhr. Die Benennung erfolgte während der Tagung der Astronomischen Gesellschaft 1913 in Hamburg, bei der die Teilnehmer das Schiff besichtigt hatten.[1]

(721) Tabora wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber außerhalb der Hecuba-Lücke und ist damit ein Mitglied der Cybele-Gruppe.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (721) Tabora, für die damals Werte von 76,1 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[2] 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 86,3 km bzw. 0,05.[3]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (721) Tabora eine taxonomische Klassifizierung als D-Typ.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 23. und 24. August 1984 am La-Silla-Observatorium. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurden zwei mögliche Werte für die Rotationsperiode von 8,0 oder 12,0 h abgeleitet.[5] Eine Klärung brachten weitere Beobachtungen vom 3. bis 19. November 2005 am R. P. Feynman Observatory in Italien, wo sich aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve eine Rotationsperiode von 7,982 h bestimmen ließ.[6][7]

Aus einer Kombination von photometrischen Daten der Lowell Observatory Database mit thermischen Infrarot-Messungen von NEOWISE wurde in einer Untersuchung von 2018 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,98121 h berechnet.[8]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (721) Tabora wurde aus Messungen vom 20. bis 24. September 2018 eine Rotationsperiode von 7,95946 h erhalten.[9]

Aus photometrischen Daten der Jahre 1984 bis 2018 in Verbindung mit Daten von Gaia wurde dann in einer Untersuchung von 2020 mit dem Algorithmus Shaping Asteroids with Genetic Evolution (SAGE) ein verbessertes Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,98123 h erstellt. Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle bevorzugte eine Rotationsachse und ergab einen Wert für den äquivalenten Durchmesser von 78 ± 5 km.[10] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,98116 h berechnet.[11]

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 (721) Tabora, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,9813 h berechnet wurde.[12] 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 7,9811 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 Tabora (AKA-45).

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. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino, A. Cellino, P. Farinella, G. De Sanctis, W. Ferreri: Rotational properties of outer belt asteroids. In: Icarus. Band 82, Nr. 2, 1989, S. 354–368, doi:10.1016/0019-1035(89)90043-2 (PDF; 721 kB).
  6. ↑ D. Licchelli: Lightcurve analysis of asteroids 300 Geraldina, 573 Recha, 629 Bernardina, 721 Tabora, 1547 Nele, and 1600 Vyssotsky. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 3, 2006, S. 50–51, bibcode:2006MPBu...33...50L (PDF; 149 kB).
  7. ↑ D. Licchelli: Rotation period and lightcurve analysis of selected asteroids. In: Memorie della Società Astronomica Italiana Supplementi. Band 11, 2007, S. 207–210, bibcode:2007MSAIS..11..207L (PDF; 883 kB).
  8. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, V. Alí-Lagoa: Asteroid models reconstructed from the Lowell Photometric Database and WISE data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 617, A57, 2018, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/201833437 (PDF; 778 kB).
  9. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  10. ↑ E. Podlewska-Gaca, A. Marciniak, V. Alí-Lagoa, P. Bartczak, T. G. Müller, R. Szakáts, R. Duffard, L. Molnár, A. Pál, M. Butkiewicz-Bąk, G. Dudziński, K. Dziadura, P. Antonini, V. Asenjo, M. Audejean, Z. Benkhaldoun, R. Behrend, L. Bernasconi, J. M. Bosch, A. Chapman, B. Dintinjana, A. Farkas, M. Ferrais, S. Geier, J. Grice, R. Hirsh, H. Jacquinot, E. Jehin, A. Jones, D. Molina, N. Morales, N. Parley, R. Poncy, R. Roy, T. Santana-Ros, B. Seli, K. Sobkowiak, E. Verebélyi, K. Żukowski: Physical parameters of selected Gaia mass asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 638, A11, 2020, S. 1–23, doi:10.1051/0004-6361/201936380 (PDF; 1,07 MB Anm.: Bei dem in Table 1 angegebenen negativen β-Wert für Pol 1 handelt es sich bei dem Vorzeichen möglicherweise um einen Druckfehler).
  11. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
  12. ↑ 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).
  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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