(849) Ara

Asteroid
(849) Ara
Berechnetes 3D-Modell von (849) Ara
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,146 AE
Exzentrizität 0,201
Perihel – Aphel 2,514 AE – 3,778 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 19,535°
Länge des aufsteigenden Knotens 228,3°
Argument der Periapsis 62,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 19. Juli 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 212 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,62 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 80,8 km ± 1,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,19
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 7 min
Absolute Helligkeit 8,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker S. I. Beljawski
Datum der Entdeckung 9. Februar 1912
Andere Bezeichnung 1912 CD, 1915 UB, 1935 FU, 1960 WN
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.

(849) Ara ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 9. Februar 1912 vom russischen Astronomen Sergei Iwanowitsch Beljawski am Krim-Observatorium in Simejis bei einer Helligkeit von 13,0 mag entdeckt wurde. Es war seine erste von insgesamt 36 Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid ist benannt in Anerkennung der Hilfe, die die US-amerikanische Regierungsorganisation American Relief Administration (ARA) unter Herbert Hoover während der Hungersnot von 1921–1923 in Europa und der Sowjetunion leistete.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (849) Ara, für die damals Werte von 61,8 km bzw. 0,27 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 84,4 km bzw. 0,12.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 84,6 km bzw. 0,11.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 74,0 km bzw. 0,19 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 80,8 km bzw. 0,13 korrigiert.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 30. Mai bis 29. Juni 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien und am Lowell-Observatorium in Arizona. Aus der während sechs Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 4,11643 h bestimmt.[6] Weitere Beobachtungen am 15. und 20. September 2004 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien wurden zu einer Rotationsperiode von 4,117 h ausgewertet.[7][8]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) aus dem Zeitraum 1981 bis 2003 wurde in einer Untersuchung von 2009 für (849) Ara erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,11639 h berechnet.[9] Durch einen Vergleich mit den Beobachtungsdaten einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 27. Januar 2009 konnte eine der zuvor ermittelten alternativen Rotationsachsen ausgeschlossen werden, außerdem konnte das Gestaltmodell damit auf einen äquivalenten Durchmesser von 76 ± 14 km skaliert werden.[10]

Umfangreiche photometrische Messungen hatten auch im Juli 2004 und Februar 2006 am Observatorium Les Engarouines in Frankreich sowie im Januar 2006, Februar/März 2007 und März/April 2008 am Observatorium Borówiec in Polen stattgefunden. Sie konnten eine Rotationsperiode von 4,116 h bestätigen. Außerdem wurde aus den Daten von 1981 bis 2008 auch ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,11639 h berechnet. Das Modell enthielt große ebene Bereiche und hatte eine kegelartige Form, mögliche Hinweise auf eine zweilappige oder sogar eine binäre Gestalt.[11]

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder am 29. und 30. Dezember 2016 am Burleith Observatory in Washington, D.C. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 4,1168 h bestimmt.[12] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 ein verbessertes Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit den Beobachtungen von zwei Sternbedeckung durch den Asteroiden vom Januar 2009 (siehe oben) und vom 12. Mai 2015 gut reproduziert. Die Position der Rotationsachse wurde gegenüber der früheren Lösung geringfügig verbessert bei gleichbleibender Periode. Für die Größe wurde ein genauerer volumenäquivalenter Durchmesser von 73 ± 3 km abgeleitet.[13]

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 (849) Ara wurde aus Messungen vom 14. bis 27. Februar 2019 eine Rotationsperiode von 4,11435 h erhalten.[14]

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 (849) Ara, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,11640 h berechnet wurde.[15]

Beobachtungen vom 14. und 15. August 2021 am NOAK Observatory in Griechenland wurden zu einer Rotationsperiode von 4,119 h ausgewertet.[16] 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 4,11637 h bestimmt werden.[17]

Siehe auch

Commons: (849) Ara – 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. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  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. ↑ 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).
  6. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
  7. ↑ D. Gandolfi, C. Blanco, M. Cigna: Asteroid photometric observations at Catania and Padova Observatories. In: Memorie della Società Astronomica Italiana Supplementi. Band 6, 2005, S. 151–156, bibcode:2005MSAIS...6..151G (PDF; 335 kB).
  8. ↑ D. Gandolfi, M. Cigna, D. Fulvio, C. Blanco: CCD and photon-counting photometric observations of asteroids carried out at Padova and Catania observatories. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 1, 2009, S. 1–9, doi:10.1016/j.pss.2008.09.014 (arXiv-Preprint: PDF; 356 kB).
  9. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, B. D. Warner, M. Fauerbach, S. A. Marks, S. Fauvaud, M. Fauvaud, J.-M. Vugnon, F. Pilcher, L. Bernasconi, R. Behrend: Asteroid models from combined sparse and dense photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 493, Nr. 1, 2009, S. 291–297, doi:10.1051/0004-6361:200810393 (PDF; 301 kB).
  10. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  11. ↑ A. Marciniak, T. Michałowski, R. Hirsch, M. Polińska, K. Kamiński, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Behrend, L. Bernasconi, J. Michałowski, S. Starczewski, M. Fagas, K. Sobkowiak: Photometry and models of selected main belt asteroids. VI. 160 Una, 747 Winchester, and 849 Ara. In: Astronomy & Astrophysics. Band 498, Nr. 1, 2009, S. 313–320, doi:10.1051/0004-6361/200811078 (PDF; 307 kB).
  12. ↑ R. E. Schmidt: Near-IR Minor Planet Photometry from Burleith Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 191–192, bibcode:2017MPBu...44..191S (PDF; 1,00 MB).
  13. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ N. Sioulas: Rotation Period Determination for Asteroid 849 Ara. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 2, 2022, S. 69, bibcode:2022MPBu...49...69S (PDF; 188 kB).
  17. ↑ 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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