(875) Nymphe

Asteroid
(875) Nymphe
Berechnetes 3D-Modell von (875) Nymphe
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Maria-Familie
Große Halbachse 2,555 AE
Exzentrizität 0,151
Perihel – Aphel 2,170 AE – 2,940 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 14,560°
Länge des aufsteigenden Knotens 195,9°
Argument der Periapsis 117,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 1. April 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 31 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,53 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 14,1 km ± 0,3 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,22
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 37 min
Absolute Helligkeit 11,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 19. Mai 1917
Andere Bezeichnung 1917 KF, 1917 KG, 1926 RL, 1970 GC1, 1971 UK4
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.

(875) Nymphe ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 19. Mai 1917 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,3 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach den Nymphen, niederen Naturgottheiten der Griechischen Mythologie, die als schöne Jungfrauen dargestellt wurden, die in den Bergen, Wäldern, Bäumen und Gewässern wohnten.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (875) Nymphe zur Maria-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 (875) Nymphe, für die damals Werte von 13,8 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 15,2 km bzw. 0,19.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 14,1 km bzw. 0,22 korrigiert.[3]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 6. bis 21. Juli 2003 am Palmer Divide Observatory (PDO) in Colorado. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde zunächst eine Rotationsperiode von 12,64 h abgeleitet.[4] Beobachtungen im gleichen Zeitraum am 16. und 17. Juli 2003 am Observatório do Pico dos Dias in Brasilien wurden jedoch zu einer deutlich kürzeren Rotationsperiode von 9,57 h ausgewertet.[5]

Dagegen bestätigten weitere Beobachtungen vom 20. November bis 1. Dezember 2008 am Oakley Southern Sky Observatory, der australischen Außenstation des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana, die längere Periode mit einem Wert von 12,618 h.[6] Eine Revision der Daten des PDO aus 2003 ergaben dann in einer Untersuchung von 2011 ein verbessertes Ergebnis von ebenfalls 12,618 h.[7]

Aus archivierten photometrischen Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey und den Beobachtungen aus 2003 wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,6213 h berechnet.[8] Eine weitere Auswertung von archivierten Lichtkurven des USNO und der Catalina Sky Survey in Verbindung mit Beobachtungen vom 10. August bis 4. Dezember 2008 am Wise Observatory in Israel sowie am 12. und 13. Oktober 2012 am Sobaeksan Optical Astronomy Observatory (SOAO) in Südkorea ermöglichte in einer Untersuchung von 2014 für den Asteroiden erneut die Bestimmung von zwei alternativen Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,62129 h.[9]

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 wieder ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegene Rotationsachse mit einer Periode von 12,62122 h berechnet.[10] 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 12,6209 h berechnet.[11]

Siehe auch

Commons: (875) Nymphe – 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. ↑ B. D. Warner: Rotation rates for asteroids 875, 926, 1679, 1796, 3915, 4209, and 34817. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 1, 2004, S. 19–22, bibcode:2004MPBu...31...19W (PDF; 189 kB).
  5. ↑ A. Alvarez-Candal, R. Duffard, C. A. Angeli, D. Lazzaro, S. Fernández: Rotational lightcurves of asteroids belonging to families. In: Icarus. Band 172, Nr. 2, 2004, S. 388–401, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.008 (PDF; 380 kB).
  6. ↑ L. Carbo, D. Green, K. Kragh, J. Krotz, A. Meiers, B. Patino, Z. Pligge, N. Shaffer, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Southern Sky Observatory: 2008 October thru 2009 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 4, 2009, S. 152–157, bibcode:2009MPBu...36..152C (PDF; 855 kB).
  7. ↑ B. D. Warner: Upon Further Review: VI. An Examination of Previous Lightcurve Analysis from the Palmer Divide Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 96–101, bibcode:2011MPBu...38...96W (PDF; 2,42 MB).
  8. ↑ 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. Husarik, 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).
  9. ↑ M.-J. Kim, Y.-J. Choi, H.-K. Moon, Y.-I. Byun, N. Brosch, M. Kaplan, S. Kaynar, Ö. Uysal, E. Güzel, R. Behrend, J.-N. Yoon, S. Mottola, S. Hellmich, T. C. Hinse, Z. Eker, J.-H. Park: Rotational Properties of the Maria Asteroid Family. In: The Astronomical Journal. Band 147, Nr. 3, 2014, S. 1–15, doi:10.1088/0004-6256/147/3/56 (PDF; 1,02 MB).
  10. ↑ 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).
  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).
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