(852) Wladilena

Asteroid
(852) Wladilena
Berechnetes 3D-Modell von (852) Wladilena
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Phocaea-Familie
Große Halbachse 2,362 AE
Exzentrizität 0,275
Perihel – Aphel 1,714 AE – 3,011 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 23,018°
Länge des aufsteigenden Knotens 27,3°
Argument der Periapsis 282,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 25. Dezember 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 230 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,01 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 26,5 km ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,23
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 37 min
Absolute Helligkeit 10,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker S. I. Beljawski
Datum der Entdeckung 2. April 1916
Andere Bezeichnung 1913 SB, 1916 GM, 1924 WJ
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.

(852) Wladilena ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 2. April 1916 vom russischen Astronomen Sergei Iwanowitsch Beljawski am Krim-Observatorium in Simejis bei einer Helligkeit von 12,8 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 28. September 1913 in Winchester (Massachusetts) fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren des russischen kommunistischen Staatsführers Wladimir Iljitsch Lenin (1870–1924). Die Benennung wurde aus den ersten Silben von Lenins Namen gebildet.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (852) Wladilena zur Phocaea-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 (852) Wladilena, für die damals Werte von 23,0 km bzw. 0,37 erhalten wurden.[1] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen Werte von 31,0 km bzw. 0,23 bestimmt wurden.[2] 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 31,1 km bzw. 0,16.[3] 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 führte 2012 zu den gleichen Ergebnissen.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 26,5 km bzw. 0,23 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 24,6 km bzw. 0,31 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[6]

Nach einer ersten photometrischen Beobachtung des Asteroiden am 14. Februar 1977 fanden weitere Messungen statt vom 20. September bis 13. Oktober 1982 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der während sechs Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 4,6134 h bestimmt.[7] Weitere kurz darauf am 17. Oktober 1982 erfolgende Beobachtungen am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien konnten dieses Ergebnis mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 4,611 h bestätigen.[8]

Aus weiteren Beobachtungen am 8. und 10. November 1993 am La-Silla-Observatorium in Chile konnte ein Wert von 4,612 h bestimmt werden. Außerdem wurden daraus in Verbindung mit archivierten Daten aus den Jahren 1977 und 1982 für den Asteroiden zwei alternative Positionen der Rotationsachse (ohne Angabe des Drehsinns oder der Periode) und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.[9] Auch bei Messungen vom 12. Dezember 1998 bis 24. Januar 1999 während vier Nächten an der Außenstelle Piszkéstető des Konkoly-Observatoriums in Ungarn konnte eine Rotationsperiode von 4,62 h abgeleitet und zwei alternative Rotationsachsen und Achsenverhältnisse angegeben werden. Wie auch bei den vorigen Beobachtungen zeigte die Lichtkurve starke Asymmetrien, die auf eine unregelmäßige Gestalt hinweisen könnten, z. B. etwas Ähnliches wie ein zerklüfteter Bowlingkegel.[10]

Neue photometrische Messungen vom 10. bis 13. März 2010 während drei Nächten am Wise Observatory in Israel wurden zu einer Rotationsperiode von 4,608 h ausgewertet,[11] während Beobachtungen vom 18. Januar bis 10. Februar 2013 während sechs Nächten am Etscorn Campus Observatory (ECO) in New Mexico zu einem Wert von 4,613 h führten.[12]

Aus archivierten Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey sowie zahlreichen Beobachtungen aus dem Zeitraum 2003 bis 2010 an verschiedenen Observatorien wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,61330 h berechnet.[13] Weitere Messungen erfolgten am 14. und 15. Februar 2014 am Center for Solar System Studies–Palmer Divide Station (CS3-PDS) in Colorado (abgeleitete Rotationsperiode 4,61 h)[14] sowie am 4. Februar 2017 am Hard Labor Creek Observatory in Georgia (abgeleitete Periode 4,717 h).[15]

Eine Revision der Daten aus der Untersuchung von 2013 ergab in einer Untersuchung von 2018 ein verbessertes dreidimensionalen Gestaltmodell für eine der Rotationsachsen mit einer Periode von 4,61330 h, während die andere Rotationsachse ausgeschlossen werden konnte. Für dieses Modell konnten mit einer thermophysikalischen Modellierung der WISE-Daten Werte für den volumenäquivalenten Durchmesser und die Albedo von 26,3 ± 0,3 km bzw. 0,21 abgeleitet werden.[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 4,6133 h bestimmt werden.[17] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,61334 h berechnet.[18]

Eine photometrische Analyse von Asteroiden der Phocaea-Familie von 2025 konnte für (852) Wladilena eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,61330 h berechnen. Aus Annahmen zur akkumulierten Wirkung des Jarkowski-Effekts auf den Asteroiden seit der Entstehung der Phocaea-Familie wurde auf eine Dichte von 3,54 g/cm³ geschlossen, was etwa der mittleren Dichte von H-Chondriten entspricht. Damit ergibt sich nur eine geringe Porosität des Asteroidenkörpers von etwa 5 %.[19]

Siehe auch

Commons: (852) Wladilena – 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. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 kB).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
  7. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, D. J. Tholen: Asteroid Lightcurve Observations from 1981 to 1983. In: Icarus. Band 142, Nr. 1, 1999, S. 173–201, doi:10.1006/icar.1999.6181.
  8. ↑ M. Di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8.
  9. ↑ G. De Angelis, S. Mottola: Lightcurves and pole determinations for the asteroids 69 Hesperia, 79 Eurynome and 852 Wladilena. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 8, 1995, S. 1013–1017, doi:10.1016/0032-0633(95)00006-Q.
  10. ↑ L. L. Kiss, Gy. Szabó, K. Sárneczky: CCD photometry and new models of 5 minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 140, Nr. 1, 1999, S. 21–28, doi:10.1051/aas:1999115 (PDF; 202 kB).
  11. ↑ D. Polishook: Lightcurves for Shape Modeling: 852 Wladilena, 1089 Tama, and 1180 Rita. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 4, 2012, S. 242–244, bibcode:2012MPBu...39..242P (PDF; 294 kB).
  12. ↑ D. A. Klinglesmith III, J. Hanowell, E. Risley, T. Janek, A. Vargas, C. A. Warren: Etscorn Observed Asteroids: Results for Six Asteroids December 2012–March 2013. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 3, 2013, S. 154–156, bibcode:2013MPBu...40..154K (PDF; 620 kB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, bibcode:2014MPBu...41..144W (PDF; 2,52 MB).
  15. ↑ L. Gonzalez, M. C. Bentz, L. Paredes: V-Band Photometric Monitoring of 852 Wladilena. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 1, 2019, S. 8–9, bibcode:2019MPBu...46....8G (PDF; 194 kB).
  16. ↑ 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).
  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).
  18. ↑ 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).
  19. ↑ X. Xu, X. Wang, K. Muinonen, Sh. Gu, A. Penttilä, F. Xu, L. Sun, J. Huang, P. Zhang, A. Wang: Photometric Analysis of Asteroids in the Phocaea Region. In: The Astronomical Journal. Band 170, Nr. 1, 2025, S. 1–15, doi:10.3847/1538-3881/add3f4 (PDF; 1,25 MB).
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