(758) Mancunia

Asteroid
(758) Mancunia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Hygiea-Familie
Große Halbachse 3,191 AE
Exzentrizität 0,148
Perihel – Aphel 2,718 AE – 3,664 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,609°
Länge des aufsteigenden Knotens 106,0°
Argument der Periapsis 313,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 25. Oktober 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 256 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,58 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 89,0 km ± 0,6 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,12
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 44 min
Absolute Helligkeit 8,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		X
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Harry Edwin Wood
Datum der Entdeckung 18. Mai 1912
Andere Bezeichnung 1912 KB, 1914 WC, 1938 AG
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.

(758) Mancunia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 18. Mai 1912 vom südafrikanischen Astronomen Harry Edwin Wood am Union-Observatorium in Johannesburg entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach der Stadt Manchester in England, der Heimatstadt seines Entdeckers. Mancunia ist der lateinische Name von Manchester.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften gilt (758) Mancunia als eines der größeren Mitglieder der Hygiea-Familie.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (758) Mancunia, für die damals Werte von 85,5 km bzw. 0,13 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 85,0 km bzw. 0,13.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 89,0 km bzw. 0,12 korrigiert.[3]

Spektroskopische und radarastronomische Untersuchungen ergaben eine wahrscheinliche Zusammensetzung von (758) Mancunia aus gewöhnlichem Chondrit mit einem hohen NiFe-Gehalt.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 28. Januar bis 21. Februar 1996 durch einen Amateurastronomen in Texas. Aus der während sieben Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,902 h abgeleitet. Eine ebenso mögliche Periode von 10,346 h wurde als unwahrscheinlich angesehen.[5] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 24. bis 27. Dezember 2006 am Palmer Divide Observatory in Colorado, die zu einer Rotationsperiode von 12,738 h ausgewertet wurden. Zu dieser Zeit gab es auch weitere unabhängige Messungen am 21. und 22. Dezember 2006 am Observatorie Le Crès sowie am 3. und 4. Januar 2007 am Observatorie Farigourette, beide in Frankreich, die zusammen zu einer Periode von 12,723 h führten. Schließlich wurden alle Datensätze miteinander kombiniert, um daraus einen verbesserten Wert für die Rotationsperiode von 12,7253 h zu bestimmen.[6]

Vom 15. bis 18. Februar 2013 wurden am Palomar-Observatorium in Kalifornien im Rahmen des Projekts Ten Thousand Asteroid Rotation Periods (10kARPs) große Bereiche des Himmels durchmustert und die Lichtkurven von Asteroiden aufgenommen, darunter auch (758) Mancunia, für die dabei eine Rotationsperiode von 12,77 h gefunden wurde.[7]

Weitere Beobachtungen erfolgten vom 27. Mai bis 6. Juni 2015 durch die Gruppe Observadores de Asteroides (OBAS) an verschiedenen Observatorien in Spanien. Die während vier Nächten registrierte unvollständige Lichtkurve wurde zu einer Rotationsperiode von 12,77 h ausgewertet.[8]

Im Jahr 2016 führte die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database und von Beobachtung aus dem Zeitraum 2006 bis 2015 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,72011 h.[9]

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 (758) Mancunia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 12,7200 h berechnet wurde.[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 12,7204 h bestimmt werden.[11] 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 12,7199 h berechnet.[12]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (758) Mancunia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 0,931·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 87 km zu einer Dichte von 2,69 g/cm³ bei einer Porosität von 3 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±9 %.[13]

Siehe auch

Commons: (758) Mancunia – 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, 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).
  4. ↑ M. E. Ockert-Bell, B. E. Clark, M. K. Shepard, R. A. Isaacs, E. A. Cloutis, S. Fornasier, S. J. Bus: The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations. In: Icarus. Band 210, Nr. 2, 2010, S. 674–692, doi:10.1016/j.icarus.2010.08.002 (PDF; 1,00 MB).
  5. ↑ B. Holliday: Photometric Observations of Minor Planet 758 Mancunia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 23, Nr. 3, 1996, S. 28–29, bibcode:1996MPBu...23...28H (PDF; 100 kB).
  6. ↑ B. D. Warner, R. Behrend, R. Poncy, J.-F. Coliac: Lightcurve Analysis of 758 Mancunia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 1, 2008, S. 25, bibcode:2008MPBu...35...25W (PDF; 216 kB).
  7. ↑ Ch. Chang, W. Ip, Hs. Lin, Y. Cheng, Ch. Ngeow, T. Yang, A. Waszczak, Sh. R. Kulkarni, D. Levitan, B. Sesar, R. Laher, J. Surace, T. A. Prince und das PTF Team: 313 New Asteroid Rotation Periods from Palomar Transient Factory Observations. In: The Astrophysical Journal. Band 788, Nr. 1, 2014, S. 1–21, doi:10.1088/0004-637X/788/1/17 (PDF; 9,16 MB).
  8. ↑ A. C. Garcerán, A. Aznar, E. A. Mansego, P. B. Rodriguez, J. L. de Haro, A. F. Silva, G. F. Silva, V. M. Martinez, O. R. Chiner: Nineteen Asteroids Lightcurves at Asteroids Observers (OBAS) – MPPD: 2015 April–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 1, 2016, S. 92–97, bibcode:2016MPBu...43...92G (PDF; 728 kB).
  9. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  10. ↑ 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).
  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).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
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