(838) Seraphina

Asteroid
(838) Seraphina
Berechnetes 3D-Modell von (838) Seraphina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,899 AE
Exzentrizität 0,131
Perihel – Aphel 2,520 AE – 3,278 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,422°
Länge des aufsteigenden Knotens 240,0°
Argument der Periapsis 117,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. Februar 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 342 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,42 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 58,1 km ± 0,5 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 41 min
Absolute Helligkeit 10,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		P
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 24. September 1916
Andere Bezeichnung 1916 SL, 2019 FC5
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.

(838) Seraphina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 24. September 1916 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,2 mag entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (838) Seraphina, für die damals Werte von 59,8 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[1] 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 58,1 km bzw. 0,05.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 43,2 km bzw. 0,06 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten,[3] und dann 2016 korrigiert zu 65,3 km bzw. 0,04.[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (838) Seraphina eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 3. und 4. Juni 1984 am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde zunächst eine Rotationsperiode von etwa 16,2 h abgeleitet.[6] Neue Beobachtungen vom 19. Januar bis 16. Februar 2017 am Oakley Southern Sky Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Australien konnten nicht weiter ausgewertet werden.[7]

Mit einer Analyse astrometrischer und photometrischer Daten des Gaia DR2-Katalogs im Jahr 2018 konnten mit der Methode der konvexen Inversion für den Asteroiden zwei alternative Rotationsachsen, eine mit prograder Rotation und eine nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen, sowie eine Periode von 11,7245 h berechnet werden.[8] Im Jahr 2019 wurde mit einer Auswertung von Daten des Lowell-Observatoriums in Arizona und des Gaia DR2-Katalogs ein verbessertes Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 11,72446 h berechnet.[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 11,726 h bestimmt werden.[10] Im Jahr 2023 wurde aus Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 11,7245 h berechnet.[11]

Photometrische Messungen wurden wieder vom 12. bis 18. Juli 2024 durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien durchgeführt. Dabei konnte aus der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve eine Rotationsperiode von 11,69 h abgeleitet werden. Aus archivierten Beobachtungsergebnissen von OBAS vom 4. bis 17. November 2015 in Verbindung mit Daten von ATLAS, der Catalina Sky Survey, LONEOS, der Palomar Observatory Sky Survey und des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona aus dem Zeitraum 1998 bis 2024 wurde eine Rotationsperiode von 11,72437 h bestimmt.[12]

Siehe auch

Commons: (838) Seraphina – 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, 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  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. ↑ 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.
  7. ↑ R. Ditteon, A. Adam, M. Doyel, J. Gibson, S. Lee, D. Linville, D. Michalik, R. Turner, K. Washburn: Lightcurve Analysis of Minor Planets Observed at the Oakley Southern Sky Observatory: 2016 October–2017 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 1, 2018, S. 13–16, bibcode:2018MPBu...45...13D (PDF; 582 kB).
  8. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR2 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 620, A91, 2018, S. 1–4, doi:10.1051/0004-6361/201834007 (PDF; 414 kB).
  9. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, R. Vančo: Inversion of asteroid photometry from Gaia DR2 and the Lowell Observatory photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A2, 2019, S. 1–4, doi:10.1051/0004-6361/201936341 (PDF; 146 kB).
  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).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ G. Fornas, Á. Fornas, F. Huet, E. Rathmann, E. Arce, R. Barberá, V. Mas: Lightcurve Analysis for Thirteen Main-belt and Three Near Earth Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 52, Nr. 1, 2025, S. 38–44, bibcode:2025MPBu...52...38F (PDF; 1,30 MB).
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