(1100) Arnica

Asteroid
(1100) Arnica
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Koronis-Familie
Große Halbachse 2,897 AE
Exzentrizität 0,070
Perihel – Aphel 2,694 AE – 3,101 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 1,031°
Länge des aufsteigenden Knotens 303,8°
Argument der Periapsis 21,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. November 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 340 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,48 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 16,9 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,25
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 14 h 32 min
Absolute Helligkeit 10,9 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Karl Wilhelm Reinmuth
Datum der Entdeckung 22. September 1928
Andere Bezeichnung 1904 XA, 1918 RD, 1928 SD, 1950 BU, 1976 MK, 1979 HE
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.

(1100) Arnica ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 22. September 1928 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 13,8 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte der Asteroid bereits auf Aufnahmen gefunden werden, die am 14. Dezember 1904 und von September bis November 1918 am gleichen Ort gemacht worden waren.

Der Asteroid wurde benannt nach einer Pflanzengattung aus der Familie der Korbblütler, darunter einige mit leuchtend gelben Zungenblüten.

(1100) Arnica ist ein Mitglied der Koronis-Familie, einer Gruppe von Asteroiden, die durch Absplitterungen von (158) Koronis entstanden.

Wissenschaftliche Auswertung

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 17,2 km bzw. 0,24.[1] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 16,9 km bzw. 0,25 geändert.[2]

Photometrische Beobachtungen von (1100) Arnica fanden erstmals statt am 24. November 1973 und 8. Februar 1975 am Observatorium Kvistaberg in Schweden. Dabei konnte aber keine Veränderlichkeit der Helligkeit festgestellt werden.[3] Nach neuen Beobachtungen vom 12. bis 14. Januar 1999 am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi sowie vom 22. November 2003 bis 26. Januar 2004 am Whitin Observatory in Massachusetts und am Santana Observatory in Kalifornien wurde zunächst eine Rotationsperiode von 29,07 h abgeleitet. Die Einbeziehung weiterer Daten von 2007 ergab aber, dass der korrekte Wert nur halb so groß, nämlich 14,535 h ist.[4]

Eine Durchmusterung im Rahmen der intermediate Palomar Transient Factory (iPTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien im Januar und Februar 2014 ermöglichte die Bestimmung der Rotationsperiode von (1100) Arnica zu etwa 14,6 h.[5] Eine Auswertung der Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus den Jahren 2015 bis 2018 führte zu einer Rotationsperiode von 14,533 h, darüber hinaus konnte eine taxonomische Zuordnung mit einer Wahrscheinlichkeit von 18 % für einen C-Typ und 82 % für einen S-Typ angegeben werden.[6]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden zwischen September 2007 und Januar 2014 an verschiedenen Observatorien, wie dem Whitin Observatory, dem Santana Observatory, dem Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile sowie dem Siding-Spring-Observatorium in Australien, ermöglichten in einer Untersuchung von 2023 eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 14,533 h. Darüber hinaus konnten für ein Gestaltmodell auch zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 14,53191 h errechnet werden.[7]

Asteroidenpaar

(1100) Arnica bildet mit dem Asteroiden (1079) Mimosa ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[8] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente und bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings sind ihre Apsidenlinien deutlich gegeneinander verdreht. (1079) Mimosa besitzt eine geringfügig kürzere Umlaufzeit um die Sonne als (1100) Arnica, so dass sie diese etwa alle 385 Jahre überholt. Für einen Zeitraum von etwa 18 Jahren führen die beiden Asteroiden dann als Quasisatelliten eine Pendelbewegung umeinander aus, allerdings ohne gravitativ aneinander gebunden zu sein, bevor sie sich wieder voneinander entfernen. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als 1 Mio. km.[9]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ C.-I. Lagerkvist: Photographic photometry of 110 main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 31, 1978, S. 361–381, bibcode:1978A&AS...31..361L (PDF; 407 kB).
  4. ↑ S. M. Slivan, R. P. Binzel, S. C. Boroumand, M. W. Pan, C. M. Simpson, J. T. Tanabe, R. M. Villastrigo, L. L. Yen, R. P. Ditteon, D. P. Pray, R. D. Stephens: Rotation rates in the Koronis family, complete to H ≈ 11.2. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 226–276, doi:10.1016/j.icarus.2007.11.019.
  5. ↑ Ch. Chang, W. Ip, Hs. Lin, Y. Cheng, Ch. Ngeow, T. Yang, A. Waszczak, Sh. R. Kulkarni, D. Levitan, B. Sesar, R. Laher, J. Surace, T.. A. Prince: Asteroid Spin-rate Study Using the Intermediate Palomar Transient Factory. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 219, Nr. 2, 2015, S. 1–19, doi:10.1088/0067-0049/219/2/27 (PDF; 6,15 MB).
  6. ↑ N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, doi:10.3847/1538-4365/ab5e88 (PDF; 14,3 MB).
  7. ↑ S. M. Slivan, M. Hosek Jr., M. Kurzner, A. Sokol, S. Maynard, A. V. Payne, A. Radford, A. Springmann, R. P. Binzel, F. P. Wilkin, E. A. Mailhot, A. H. Midkiff, A. Russell, R. D. Stephens, V. Gardiner, D. E. Reichart, J. Haislip, A. LaCluyze, R. Behrend, R. Roy: Spin vectors in the Koronis family: IV. Completing the sample of its largest members after 35 years of study. In: Icarus. Band 394, 2023, S. 1–27, doi:10.1016/j.icarus.2022.115397 (PDF; 3,93 MB).
  8. ↑ J. L. Simovljević: Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities In: Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts. Band 76, 1981, S. 33–37 (PDF; 1,99 MB).
  9. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
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