(890) Waltraut

Asteroid
(890) Waltraut
{{{Bild}}}
{{{Bildtext}}}
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eos-Familie
Große Halbachse 3,022 AE
Exzentrizität 0,059
Perihel – Aphel 2,842 AE – 3,201 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,877°
Länge des aufsteigenden Knotens 160,5°
Argument der Periapsis 86,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 26. Juni 2024
Siderische Umlaufperiode 5 a 93 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,12 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 28,4 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,12
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 35 min
Absolute Helligkeit 10,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CTGU:
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 11. März 1918
Andere Bezeichnung 1908 GA, 1918 EO
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.

(890) Waltraut ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. März 1918 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,5 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 5. April 1908 in Taunton (Massachusetts) fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach einer Figur aus der Oper Götterdämmerung (dem vierten und letzten Teil des Rings der Nibelungen) des deutschen Komponisten Richard Wagner (1813–1883).

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (890) Waltraut zur Eos-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (890) Waltraut, für die damals Werte von 27,3 km bzw. 0,12 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 30,9 km bzw. 0,09.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 26,7 km bzw. 0,12 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 28,4 km bzw. 0,12 korrigiert.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 21. Juli bis 9. September 2009 am Barnes Ridge Observatory in Kalifornien. Aus der während zehn Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 12,581 h bestimmt.[5] Zu einem ähnlichen Ergebnis führten im gleichen Zeitraum vom 25. bis 31. Juli 2009 am Via Capote Observatory in Kalifornien durchgeführte Beobachtungen mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 12,58 h.[6] Bei weiteren Messungen vom 5. bis 13. November 2010 während acht Nächten am New Mexico Skies Observatory in New Mexico wurde eine Periode von 12,602 h abgeleitet.[7]

Eine Auswertung von archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und Beobachtungen aus dem Jahr 2009 und 2015 ermöglichte in einer Untersuchung von 2018 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,5831 h.[8] Eine Revision der Daten ergab kurz darauf ein verbessertes dreidimensionalen Gestaltmodell für eine der Rotationsachsen mit einer Periode von 12,58309 h, während die andere Achse ausgeschlossen werden konnte. Für dieses Modell wurden mit einer thermophysikalischen Modellierung der WISE-Daten Werte für den volumenäquivalenten Durchmesser und die Albedo von 28,9 ± 1,0 km bzw. 0,13 abgeleitet.[9]

Im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen dem Lulin-Observatorium auf Taiwan und der Sternwarte am purpurnen Berg in China sollten Asteroiden mit superschneller Rotation aufgespürt werden. Mit dem Chinese Near-Earth Object Survey Telescope (CNEOST) an der Außenstelle Xuyi wurde bei zwei Durchmusterungen im Februar/März 2017 und März 2018 auch eine Lichtkurve von (890) Waltraut erfasst, aus der eine Rotationsperiode von 12,50 h abgeleitet wurde.[10]

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 12,58308 h berechnet.[11] 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 (890) Waltraut, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,5831 h berechnet wurde.[12]

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 12,5828 h bestimmt werden.[13] 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 12,5831 h berechnet.[14]

Siehe auch

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. ↑ L. E. Owings: Lightcurves for 890 Waltraut, 3162 Nostalgia, and 6867 Kuwano. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 4, 2010, S. 138, bibcode:2010MPBu...37..138O (PDF; 306 kB).
  6. ↑ J. W. Brinsfield: Asteroid Lightcurve Analysis at the Via Capote Observatory: 2009 3rd Quarter. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 1, 2010, S. 19–20, bibcode:2010MPBu...37...19B (PDF; 683 kB).
  7. ↑ R. C. Blaauw, W. J. Cooke, R. M. Suggs: Lightcurve Analysis of Asteroids 890 Waltraut and 2010 JL33. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 3, 2011, S. 131–132, bibcode:2011MPBu...38..131B (PDF; 511 kB).
  8. ↑ J. Hanuš, M. Delbo’, V. Alí-Lagoa, B. Bolin, R. Jedicke, J. Ďurech, H. Cibulková, P. Pravec, P. Kušnirák, R. Behrend, F. Marchis, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, M. Bachschmidt, L. Bernasconi, L. Brunetto, S. Casulli, R. Dymock, N. Esseiva, M. Esteban, O. Gerteis, H. de Groot, H. Gully, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, P. Krafft, M. Lehký, F. Manzini, J. Michelet, E. Morelle, J. Oey, F. Pilcher, F. Reignier, R. Roy, P. A. Salom, B. D. Warner: Spin states of asteroids in the Eos collisional family. In: Icarus. Band 299, 2018, S. 84–96, doi:10.1016/j.icarus.2017.07.007.
  9. ↑ J. Hanuš, M. Delbo’, J. Ďurech, V. Alí-Lagoa: Thermophysical modeling of main-belt asteroids from WISE thermal data. In: Icarus. Band 309, 2018, S. 297–337, doi:10.1016/j.icarus.2018.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 1,56 MB).
  10. ↑ T. Yeh, B. Li, Ch. Chang, H. Zhao, J. Ji, Zh. Lin, W. Ip: The Asteroid Rotation Period Survey Using the China Near-Earth Object Survey Telescope (CNEOST). In: The Astronomical Journal. Band 160, Nr. 2, 2020, S. 1–18, doi:10.3847/1538-3881/ab9a32 (PDF; 9,04 MB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
Dieser Artikel wurde von Wikipedia herausgegeben. Der Text ist unter Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 verfügbar, sofern nicht anders angegeben. Für die Mediendateien können zusätzliche Bedingungen gelten.