(727) Nipponia

Asteroid
(727) Nipponia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Maria-Familie
Große Halbachse 2,567 AE
Exzentrizität 0,104
Perihel – Aphel 2,301 AE – 2,833 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 15,058°
Länge des aufsteigenden Knotens 133,0°
Argument der Periapsis 274,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 5. Juli 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 41 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,54 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 32,2 km ± 1,5 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,24
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 4 min
Absolute Helligkeit 9,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		DT
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Adam Massinger
Datum der Entdeckung 11. Februar 1912
Andere Bezeichnung 1900 EA, 1908 CC, 1912 CF, 1953 BE
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.

(727) Nipponia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 11. Februar 1912 vom deutschen Astronomen Adam Massinger an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,0 mag entdeckt wurde. Es war seine erste von insgesamt sieben Asteroidenentdeckungen. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass das Objekt bereits vom 6. bis 20. März 1900 und vom 10. Februar bis 8. März 1908 mehrfach am Tokyo Astronomical Observatory fotografiert worden war.

Der Asteroid ist nach der japanischen Bezeichnung Nippon für Japan benannt, weil er dort schon zweimal vor seiner offiziellen Entdeckung beobachtet worden war.[1] Der japanische Astronom Shin Hirayama (1867–1945) hatte am 6. März 1900 eine fotografische Aufnahme der Milchstraße gemacht, auf der die Spuren von drei Asteroiden zu sehen waren.[2] Eine stammte vom damals bereits bekannten Asteroiden (235) Carolina, die anderen beiden waren neu, aber die noch in den folgenden Tagen gemachten Aufnahmen reichten nicht zu einer sicheren Bahnbestimmung. Später wurde einer der Asteroiden mit dem 1902 von Auguste Charlois entdeckten (498) Tokio gleichgesetzt, während der letzte erst durch Massingers Entdeckung identifiziert wurde. Die beiden waren die ersten in Japan gefundenen Asteroiden.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (727) Nipponia zur Maria-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (727) Nipponia, für die damals Werte von 32,2 km bzw. 0,24 erhalten wurden.[3] 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 24,2 km bzw. 0,48.[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (727) Nipponia eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 23. und 24. Juli 1996 am La-Silla-Observatorium. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde zunächst eine Rotationsperiode von 4,6 h abgeleitet.[6] Weitere Beobachtungen erfolgten am 3. und 4. Juli 2000 an der Estación Astrofísica de Bosque Alegre (EABA) in Argentinien, die zu einer Rotationsperiode von 3,974 h ausgewertet wurden.[7]

Diese erwiesen sich aber als Fehlauswertungen, denn eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey in Verbindung mit eigenen Beobachtungen vom 6. Juli bis 12. August 2008 am Wise Observatory in Israel und am 18. Mai 2012 am Sobaeksan Optical Astronomy Observatory (SOAO) in Südkorea ermöglichte in einer Untersuchung von 2014 für den Asteroiden die Bestimmung von zwei alternativen Rotationsachsen nahe zur Ebene der Ekliptik mit prograder Rotation und einer Periode von 5,06875 h.[8] Auch bei weiteren photometrischen Beobachtungen vom 14. bis 29. Juni 2016 während drei Nächten am A&M University Commerce Observatory in Texas wurde eine Rotationsperiode von 5,070 h bestimmt, außerdem wurde ein dreidimensionales Modell des Asteroiden errechnet.[9]

Terrestrische Beobachtungsdaten vom 18. Februar bis 16. April 2015 des Astronomischen Observatoriums der Adam-Mickiewicz-Universität Posen in Verbindung mit weiteren Daten der Raumsonde Gaia aus dem Zeitraum Oktober 2014 bis Mai 2015 ermöglichten in einer Untersuchung von 2022 für den Asteroiden die Bestimmung einer Rotationsperiode von 5,0692 h.[10] 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 5,0695 h bestimmt werden.[11]

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. ↑ S. Hirayama: Discovery and Observations of Planets. In: Astronomische Nachrichten. Band 152, Nr. 3636, 1900, Sp. 187–188, doi:10.1002/asna.19001521209 (PDF; 83 kB).
  3. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
  6. ↑ M. Florczak, E. Dotto, M. A. Barucci, M. Birlan, A. Erikson, M. Fulchignoni, A. Nathues, L. Perret, P. Thebault: Rotational properties of main belt asteroids: photoelectric and CCD observations of 15 objects. In: Planetary and Space Science. Band 45, Nr. 11, 1997, S. 1423–1435, doi:10.1016/S0032-0633(97)00121-9.
  7. ↑ A. Alvarez-Candal, R. Duffard, C. A. Angeli, D. Lazzaro, S. Fernández: Rotational lightcurves of asteroids belonging to families. In: Icarus. Band 172, Nr. 2, 2004, S. 388–401, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.008 (PDF; 380 kB).
  8. ↑ M.-J. Kim, Y.-J. Choi, H.-K. Moon, Y.-I. Byun, N. Brosch, M. Kaplan, S. Kaynar, Ö. Uysal, E. Güzel, R. Behrend, J.-N. Yoon, S. Mottola, S. Hellmich, T. C. Hinse, Z. Eker, J.-H. Park: Rotational Properties of the Maria Asteroid Family. In: The Astronomical Journal. Band 147, Nr. 3, 2014, S. 1–15, doi:10.1088/0004-6256/147/3/56 (PDF; 1,02 MB).
  9. ↑ N. Baxter, A. Vent, K. Montgomery, C. Davis, S. Cantu, V. Lyons: Lightcurves and Rotational Periods of Five Main-belt 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. 111–114, bibcode:2019MPBu...46..111B (PDF; 459 kB).
  10. ↑ E. Wilawer, D. Oszkiewicz, A. Kryszczyńska, A. Marciniak, V. Shevchenko, I. Belskaya, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, J. Horbowicz, V. Kudak, P. Kulczak, V. Perig, K. Sobkowiak: Asteroid phase curves using sparse Gaia DR2 data and differential dense light curves. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 513, Nr. 3, 2022, S. 3242–3251, doi:10.1093/mnras/stac1008 (PDF; 1,16 MB).
  11. ↑ 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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