(227) Philosophia

Asteroid
(227) Philosophia
Berechnetes 3D-Modell von (227) Philosophia
Berechnetes 3D-Modell von (227) Philosophia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,154 AE
Exzentrizität 0,200
Perihel – Aphel 2,524 AE – 3,784 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,084°
Länge des aufsteigenden Knotens 324,7°
Argument der Periapsis 271,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 10. Oktober 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 220 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,60 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 123,9 km ± 1,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 1 d 2 h
Absolute Helligkeit 9,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Paul-Pierre Henry
Datum der Entdeckung 12. August 1882
Andere Bezeichnung 1882 PA, 1919 AA, 1933 SD1, 1949 OO1
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.

(227) Philosophia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 12. August 1882 vom französischen Astronomen Paul-Pierre Henry am Pariser Observatorium entdeckt wurde. Es war seine letzte von insgesamt sieben Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid wurde benannt nach der Personifikation der Philosophie.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (227) Philosophia, für die damals Werte von 87,3 km bzw. 0,08 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 105,3 km bzw. 0,03.[2] Nachdem die Werte 2012 auf 123,9 km bzw. 0,03 korrigiert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 94,6 km bzw. 0,06 geändert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 105,5 km bzw. 0,03, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[5]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (227) Philosophia eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[6]

(227) Philosophia wurde im Juni 2004 und September 2005 an drei Observatorien in Australien und Neuseeland photometrisch beobachtet. Damals wurde aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 18,0 h abgeleitet.[7] Bei einer erneuten Beobachtung im November 2006 am Oakley Observatory in Indiana konnte keine Periode bestimmt werden.[8] Weitere Beobachtungen zwischen November 2012 und Januar 2013 am Elephant Head Observatory in Arizona ergaben diesmal eine Rotationsperiode von 17,2 h, wegen der Abweichung zu der früheren Messung wurde aber eine weitere Untersuchung als notwendig angesehen.[9] Erneute Messungen von Dezember 2013 bis Februar 2014 ergaben zunächst eine Rotationsperiode von 53,0 h.[10] Eine Neubewertung der Beobachtungsdaten führte aber kurz darauf zu einer bevorzugten Rotationsperiode von 26,48 h, obwohl eine längere Periode von 52,96 h nicht völlig ausgeschlossen werden konnte.[11] Aus einer Zusammenarbeit des Observatoriums Borówiec in Polen und des Observatori Astronòmic del Montsec in Katalonien im Zeitraum vom 4. November 2013 bis 17. März 2014 wurden umfangreiche Daten erhalten, aus denen ebenfalls eine wahrscheinlichste Rotationsperiode von 26,46 h bestimmt wurde.[12]

Unter Einbeziehung aller Beobachtungen von (227) Philosophia von 2006 bis 2016 wurde daraufhin 2018 ein Modell der Gestalt und der räumliche Lage der Rotationsachse des Asteroiden erstellt. Die Ursache für die schwierige Bestimmung seiner Rotationsperiode wurde darin gesehen, dass seine Rotationsachse nur eine geringe Neigung zur Ekliptik zu besitzen scheint. Für seine Gestalt wurde sowohl ein konvexes als auch ein nicht-konvexes Modell errechnet. Für die Rotationsperiode wurde ein Wert von 26,468 h gefunden, für den Durchmesser konnten aus thermodynamischen Betrachtungen heraus mit etwa 100 km nur die bei früheren Messungen mit den Weltraumteleskopen ASTRO-F, IRAS und WISE gefundenen Werte näherungsweise bestätigt sowie für die Albedo ein Wert von etwa 0,04 angegeben werden.[13]

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 26,464 h berechnet werden.[14] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen, eine mit prograder Rotation und eine nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen, sowie eine Periode von 26,461 h berechnet.[15]

Asteroidenpaar

(227) Philosophia bildet mit dem Asteroiden (1737) Severny ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[16] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente, d. h. ihre Bahnformen sind fast gleich und sie bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings sind ihre Apsidenlinien gegeneinander verdreht. (227) Philosophia besitzt eine etwas größere Umlaufzeit um die Sonne als (1737) Severny, so dass sie von diesem etwa alle 84 Jahre überholt wird. Für einen Zeitraum von einigen 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 nie näher als bis auf etwa 7,75 Mio. km.[17]

Siehe auch

Commons: (227) Philosophia – 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. ↑ 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. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 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. ↑ C. Bembrick, B. Allen, T. Richards: Lightcurves from two oppositions of 227 Philosophia and 2089 Cetacea. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 2, 2006, S. 42–43, bibcode:2006MPBu...33...42B (PDF; 170 kB).
  8. ↑ R. Ditteon, S. Hawkins: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – October–November 2006. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 59–64, bibcode:2007MPBu...34...59D (PDF; 682 kB).
  9. ↑ M. S. Alkema: Asteroid Lightcurve Analysis at Elephant Head Observatory: 2012 November – 2013 April. 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. 133–137, bibcode:2013MPBu...40..133A (PDF; 1,33 MB).
  10. ↑ F. Pilcher, M. S. Alkema: Rotation Period Determination for 227 Philosophia. 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. 188–189, bibcode:2014MPBu...41..188P (PDF; 232 kB).
  11. ↑ F. Pilcher, M. S. Alkema: Rotation Period of 227 Philosophia is Re-evaluated. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 233–234, bibcode:2014MPBu...41..233P (PDF; 243 kB).
  12. ↑ A. Marciniak, F. Pilcher, D. Oszkiewicz, T. Santana-Ros, S. Urakawa, S. Fauvaud, P. Kankiewicz, Ł. Tychoniec, M. Fauvaud, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, I. Konstanciak, E. Kosturkiewicz, M. Murawiecka, J. Nadolny, K. Nishiyama, S. Okumura, M. Polińska, F. Richard, T. Sakamoto, K. Sobkowiak, G. Stachowski, P. Trela: Against the biases in spins and shapes of asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 118, 2015, S. 256–266, doi:10.1016/j.pss.2015.06.002 (arXiv-Preprint: PDF; 2,60 MB).
  13. ↑ A. Marciniak, P. Bartczak, T. Müller, J. J. Sanabria, V. Alí-Lagoa, P. Antonini, R. Behrend, L. Bernasconi, M. Bronikowska, M. Butkiewicz-Bąk, A. Cikota, R. Crippa, R. Ditteon, G. Dudziński, R. Duffard, K. Dziadura, S. Fauvaud, S. Geier, R. Hirsch, J. Horbowicz, M. Hren, L. Jerosimic, K. Kamiński, P. Kankiewicz, I. Konstanciak, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, V. Kudak, F. Manzini, N. Morales, M. Murawiecka, W. Ogłoza, D. Oszkiewicz, F. Pilcher, T. Polakis, R. Poncy, T. Santana-Ros, M. Siwak, B. Skiff, K. Sobkowiak, R. Stoss, M. Żejmo, K. Żukowski: Photometric survey, modelling, and scaling of long-period and low-amplitude asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 610, A7, 2018, S. 1–33, doi:10.1051/0004-6361/201731479 (PDF; 12,2 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
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