(857) Glasenappia

Asteroid
(857) Glasenappia
Berechnetes 3D-Modell von (857) Glasenappia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,190 AE
Exzentrizität 0,089
Perihel – Aphel 1,996 AE – 2,385 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,299°
Länge des aufsteigenden Knotens 82,9°
Argument der Periapsis 239,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 15. Juni 2027
Siderische Umlaufperiode 3 a 88 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 20,09 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 14,5 km ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,27
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 8 h 12 min
Absolute Helligkeit 11,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		MU
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker S. I. Beljawski
Datum der Entdeckung 6. April 1916
Andere Bezeichnung 1906 FF, 1913 MF, 1916 GR, 1953 YC, 1958 HK
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.

(857) Glasenappia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 6. April 1916 vom russischen Astronomen Sergei Iwanowitsch Beljawski am Krim-Observatorium in Simejis bei einer Helligkeit von 13,5 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 27. März 1906 an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg, am 2. und 17. April 1906 an der Universitätssternwarte Wien sowie am 27. und 28. Juni 1913 am Lowell-Observatorium in Arizona fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach Sergei Pawlowitsch Glasenapp (1848–1937), dem Direktor des Pulkowo-Observatoriums (1870–1877) und der Sternwarte der Universität St. Petersburg (1893). Glasenapp forschte an visuellen Doppelsternen und den Monden des Jupiter. Er beobachtete Venus- und Merkurtransite sowie mehrere Sonnenfinsternisse. Glasenapp war einer der Gründer der Russischen Astronomischen Gesellschaft.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (857) Glasenappia, für die damals Werte von 15,0 km bzw. 0,23 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 15,3 oder 15,4 km bzw. 0,23 oder 0,22.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 13,6 oder 14,5 km bzw. 0,27 korrigiert.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 10,3 km bzw. 0,41 angegeben[4] und dann 2016 korrigiert zu 13,2 km bzw. 0,29, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[5] Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle auf Beobachtungen des Asteroiden mit WISE vom 19. Januar und 11. Juli 2010 ergab in einer Untersuchung von 2018 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 13,6 ± 0,8 km und 0,30. Außerdem konnten die Achsenverhältnisse für ein zweiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell und eine prograde Rotation bestimmt werden.[6]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (857) Glasenappia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. Sl-Typ.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 6. bis 8. Mai 1997 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 8,23 h bestimmt.[8] Zu dieser Periode passten auch am 16. und 17. November 1998 am Observatório do Pico dos Dias in Brasilien aufgezeichnete Daten.[9]

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 8,20757 h berechnet.[10]

Neue photometrische Beobachtungen am 15. und 17. Februar 2016 durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien bestätigte wieder die bereits früher ermittelte Rotationsperiode mit einem abgeleiteten Wert von 8,20 h.[11] Auch bei weiteren photometrischen Beobachtungen am 1. März 2016 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium (KPNO) in Arizona wurde eine Rotationsperiode von 8,188 h bestimmt, außerdem wurde ein dreidimensionales Modell des Asteroiden errechnet.[12]

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 (857) Glasenappia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 8,2075 h berechnet wurde.[13]

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 8,20759 h bestimmt werden.[14] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 8,2076 h berechnet.[15]

Siehe auch

Commons: (857) Glasenappia – 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. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ E. M. MacLennan, J. P. Emery: Thermophysical Modeling of Asteroid Surfaces Using Ellipsoid Shape Models. In: The Astronomical Journal. Band 157, Nr. 1, 2019, S. 1–17, doi:10.3847/1538-3881/aaed47 (PDF; 785 kB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ C.-I. Lagerkvist, I. Belskaya, A. Erikson, V. Schevchenko, S. Mottola, V. Chiorny, P. Magnusson, A. Nathues, J. Piironen: Physical studies of asteroids. XXXIII. The spin rate of M-type asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 131, Nr. 1, 1998, S. 55–62, doi:10.1051/aas:1998425 (PDF; 274 kB).
  9. ↑ C. A. Angeli, T. A. Guimarães, D. Lazzaro, R. Duffard, S. Fernández, M. Florczak, T. Mothé-Diniz, J. M. Carvano, A. S. Betzler: Rotation Periods for Small Main-Belt Asteroids From CCD Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 121, Nr. 4, 2001, S. 2245–2252, doi:10.1086/319936 (PDF; 543 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ E. A. Mansego, P. B. Rodriguez, J. L. de Haro, O. R. Chiner, A. F. Silva, D. H. Porta, V. M. Martinez, G. F. Silva, A. C. Garcerán: Eighteen Asteroids Lightcurves at Asteroides Observers (OBAS) – MPPD: 2016 March–May. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 4, 2016, S. 332–336, bibcode:2016MPBu...43..332M (PDF; 723 kB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
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