(193) Ambrosia

Asteroid
(193) Ambrosia
Berechnetes 3D-Modell von (193) Ambrosia
Berechnetes 3D-Modell von (193) Ambrosia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,599 AE
Exzentrizität 0,298
Perihel – Aphel 1,823 AE – 3,375 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,995°
Länge des aufsteigenden Knotens 349,5°
Argument der Periapsis 82,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. April 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 69 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,06 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 26,3 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,34
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 35 min
Absolute Helligkeit 9,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Sk
Geschichte
Entdecker J.-E. Coggia
Datum der Entdeckung 28. Februar 1879
Andere Bezeichnung 1879 DB, 1915 RB
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.

(193) Ambrosia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 28. Februar 1879 vom französischen Astronomen Jérôme-Eugène Coggia am Observatoire de Marseille entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Ambrosia, der Nahrung der Götter. Ihr Getränk war Nektar. Ambrosia verleiht den Göttern Unsterblichkeit. Es ist aber auch der Name einer der Hyaden, die ursprünglich Nymphen waren, Töchter von Atlas und Aithra. Die zweite Interpretation scheint wahrscheinlicher, da Coggia auch den Asteroiden (217) Eudora nach einer dieser Nymphen benannte.

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 28,1 km bzw. 0,30.[1] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 27,6 km bzw. 0,33 korrigiert worden waren,[2] wurden sie 2014 auf 26,3 km bzw. 0,34 geändert.[3]

Photometrische Beobachtungen von (193) Ambrosia fanden erstmals statt vom 12. Dezember 1995 bis 25. Januar 1996 am United States Naval Observatory in Washington, D.C. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,581 h bestimmt.[4] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 10. bis 21. April 2009 am Palmer Divide Observatory in Colorado. Die Auswertung ergab eine Rotationsperiode von 6,580 h.[5]

Berechnetes 3D-Modell von (193) Ambrosia

Aus archivierten photometrischen Daten und Lichtkurven wurden dann in einer Untersuchung von 2013 Gestaltmodelle des Asteroiden mit zwei möglichen alternativen Ausrichtungen der Rotationsachse für eine retrograde Rotation sowie eine Rotationsperiode von 6,5817 h bestimmt.[6]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (193) Ambrosia wurde aus Messungen etwa vom 23. Juni bis 18. Juli 2019 eine Rotationsperiode von 6,5809 h abgeleitet.[7]

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 (193) Ambrosia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 6,58177 h berechnet wurde.[8] 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 6,58166 h berechnet werden.[9] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 6,58177 h berechnet.[10]

Siehe auch

Commons: (193) Ambrosia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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, 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).
  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. ↑ J. A. DeYoung, R. E. Schmidt: The Lightcurve and Period of the Minor Planet 193 Ambrosia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 23, Nr. 4, 1996, S. 42, bibcode:1996MPBu...23...42D (PDF; 92 kB).
  5. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2009 March–June. 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. 172–176, bibcode:2009MPBu...36..172W (PDF; 1,36 MB).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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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