(807) Ceraskia

Asteroid
(807) Ceraskia
Berechnetes 3D-Modell von (807) Ceraskia
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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 3,020 AE
Exzentrizität 0,059
Perihel – Aphel 2,840 AE – 3,199 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,293°
Länge des aufsteigenden Knotens 132,0°
Argument der Periapsis 338,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 3. Mai 2024
Siderische Umlaufperiode 5 a 90 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,13 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 21,2 km ± 0,3 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,21
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 22 min
Absolute Helligkeit 10,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 18. April 1915
Andere Bezeichnung 1909 BK, 1915 HF, 1917 QA, 1974 QB3
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.

(807) Ceraskia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 18. April 1915 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,4 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er am gleichen Ort bereits vom 18. Januar bis 8. Februar 1909 mehrfach fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach dem russischen Astronomen Witold Karlowitsch Zeraski (1849–1925). Geboren in Sluzk, absolvierte er die Kaiserliche Universität Moskau und arbeitete 45 Jahre lang am Observatorium der Universität, davon 25 Jahre als dessen Direktor. Zeraski beschäftigte sich intensiv mit Stern- und Sonnenphotometrie.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (807) Ceraskia zur Eos-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 (807) Ceraskia, für die damals Werte von 26,2 km bzw. 0,15 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 21,4 km bzw. 0,21.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 22,8 km bzw. 0,22 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 21,2 km bzw. 0,21 korrigiert.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 11. und 12. April 1983 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 7,4 h abgeleitet.[5]

Aus archivierten Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,37390 h berechnet.[6]

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 (807) Ceraskia einen Wert von 7,375 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 23,1 ± 0,2 km abgeleitet.[7]

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 wieder ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,37388 h berechnet.[8]

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 (807) Ceraskia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,3738 h berechnet wurde.[9] 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 7,3737 h bestimmt werden.[10]

Siehe auch

Commons: (807) Ceraskia – 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, 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. ↑ R. P. Binzel: A photoelectric survey of 130 asteroids. In: Icarus. Band 72, Nr. 1, 1987, S. 135–208, doi:10.1016/0019-1035(87)90125-4.
  6. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husárik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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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