(214) Aschera

Asteroid
(214) Aschera
Berechnetes 3D-Modell von (214) Aschera
Berechnetes 3D-Modell von (214) Aschera
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,611 AE
Exzentrizität 0,031
Perihel – Aphel 2,531 AE – 2,692 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,437°
Länge des aufsteigenden Knotens 341,9°
Argument der Periapsis 136,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 5. Mai 2027
Siderische Umlaufperiode 4 a 80 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,43 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 25,0 km ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,45[1]
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 50 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xc
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 29. Februar 1880
Andere Bezeichnung 1880 DB, 1903 SE, 1947 BP, 1948 JE, 1949 QG2, 1949 SX1, 1950 XH, 1953 OO
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.

(214) Aschera ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 29. Februar 1880 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola in Istrien bei einer Helligkeit von etwa 12 mag entdeckt wurde.

Benannt wurde der Asteroid nach Aschera, einer semitischen Fruchtbarkeitsgöttin, die von den Phöniziern mit Astarte oder Ashtoreth gleichgesetzt wurde. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag von Robert Müller, Direktor des Hydrografischen Amtes in Pola.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom Dezember 1980 wurden für (214) Aschera erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 21 km und 0,55 bestimmt.[2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (214) Aschera, für die damals Werte von 23,2 km bzw. 0,52 erhalten wurden.[3] 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 36,9 km bzw. 0,21.[4] Nachdem die Werte nach neuen Messungen 2012 auf 19,8 km geändert worden waren,[5] wurden sie 2014 auf 25,0 km bzw. 0,45 korrigiert.[1]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo. Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (214) Aschera eine taxonomische Klassifizierung als B-Typ.[6] Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am 16. August 2003 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche wie bei (44) Nysa aus Mischungen von einem hellen, Enstatit-ähnlichen Mineral und einem eisenarmen Orthopyroxen dominiert wird.[7] Beobachtungen am 25. Mai 2004 am New Technology Telescope in Chile im sichtbaren Bereich und am 18. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma im Infraroten bestätigten die spektrale Ähnlichkeit mit (44) Nysa und den taxonomischen E-Typ.[8] In verschiedenen Untersuchungen aus 2009 und 2012 erfolgten auch noch Einstufungen als X-, Cgh- und C-Typ. Eine neuere Untersuchung aus 2022 gelangte aber wieder zu einer Klassifikation als Ek-Typ.[9]

Nach einer ersten photometrischen Beobachtung von (214) Aschera vom 29. September bis 13. November 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien, bei der aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 6,835 h abgeleitet wurde,[10] konnte der Asteroid erneut vom 22. Dezember 1997 bis 22. Februar 1998 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis untersucht werden. Aus der Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,833 h erhalten,[11] während neue Beobachtungen vom 2. September bis 20. Oktober 2004 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums und am Krim-Observatorium zu einer Rotationsperiode von 6,8335 h ausgewertet wurden.[12] Eine Auswertung einer archivierten Lichtkurve vom Februar 1994 in Verbindung mit den neuen Messungen vom September 2004 führte zu einer Rotationsperiode von 6,835 h. Aus einer Kombination aller verfügbaren Messwerte konnten auch alternative Positionen für die Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.[13]

Aus aufgezeichneten Daten des Lowell-Observatoriums wurde dann in einer Untersuchung von 2016 ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 6,8337 h berechnet.[14] Vom 4. bis 12. September 2021 erfolgten an verschiedenen spanischen Observatorien noch einmal neue photometrische Beobachtungen von (214) Aschera. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 6,833 h abgeleitet.[15]

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 6,8339 h berechnet werden.[16]

Geplantes Raumsonden-Projekt

Bereits in einer Untersuchung aus dem Jahr 2001 wurde ein Szenario ausgearbeitet, in dem Raumsonden, die in fünf Startfenstern von 2004 bis 2010 gestartet würden, im Vorbeiflug Proben von Asteroiden sammeln und zur Erde zurückbringen könnten. Ein Start im November 2005 hätte dabei nach zwei Swing-by-Manövern an Venus und Erde neben (64) Angelina auch (214) Aschera erreichen und am 5. Juni 2009 mit einer Geschwindigkeit von 8,85 km/s an dieser vorbeifliegen können. Die Erde wäre wieder im Februar 2010 erreicht worden.[17] Ein solches Projekt wurde aber nicht realisiert.

Siehe auch

Commons: (214) Aschera – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ a b 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).
  2. ↑ R. H. Brown, D. Morrison: Diameters and albedos of thirty-six asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 1, 1984, S. 20–24, doi:10.1016/0019-1035(84)90052-6.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  7. ↑ B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB).
  8. ↑ S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB).
  9. ↑ M. Mahlke, B. Carry, P.-A. Mattei: Asteroid taxonomy from cluster analysis of spectrometry and albedo. In: Astronomy & Astrophysics. Band 665, A26, 2022, S. 1–32, doi:10.1051/0004-6361/202243587 (PDF; 6,89 MB).
  10. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  11. ↑ I. N. Belskaya, V. G. Shevchenko, N. N. Kiselev, Yu. N. Krugly, N. M. Shakhovskoy, Yu. S. Efimov, N. M. Gaftonyuk, A. Cellino, R. Gil-Hutton: Opposition polarimetry and photometry of S- and E-type asteroids. In: Icarus. Band 166, Nr. 1, 2003, S. 276–284, doi:10.1016/j.icarus.2003.09.005.
  12. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system. In: Planetary and Space Science. Band 123, 2016, S. 101–116, doi:10.1016/j.pss.2015.11.007.
  13. ↑ V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: Rotation and photometric properties of E-type asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X (PDF; 204 kB).
  14. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, D. Oszkiewicz, R. Vančo: Asteroid models from the Lowell photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 587, A48, 2016, S. 1–6, doi:10.1051/0004-6361/201527573 (PDF; 262 kB).
  15. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 2, 2022, S. 136–140, bibcode:2022MPBu...49..136F (PDF; 21,3 MB).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ A. A. Sukhanov, O. Durão, D. Lazzaro: Low-Cost Main-Belt Asteroid Sample Return. In: Journal of Spacecraft and Rockets. Band 38, Nr. 5, 2001, S. 736–744, doi:10.2514/2.3740 (PDF; 9,45 MB).
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