(302) Clarissa

Asteroid
(302) Clarissa
Berechnetes 3D-Modell von (302) Clarissa
Berechnetes 3D-Modell von (302) Clarissa
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Clarissa-Familie
Große Halbachse 2,405 AE
Exzentrizität 0,111
Perihel – Aphel 2,139 AE – 2,671 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,413°
Länge des aufsteigenden Knotens 7,7°
Argument der Periapsis 55,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 26. Juli 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 267 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,15 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 38,5 km ± 3,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 14 h 23 min
Absolute Helligkeit 11,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		F
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Auguste Charlois
Datum der Entdeckung 14. November 1890
Andere Bezeichnung 1890 VA, 1909 YA, 1929 CK1, 1946 UN, 1948 ED, 1953 NN
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.

(302) Clarissa ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 14. November 1890 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Siehe auch den diesbezüglichen Kommentar bei (295) Theresia.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom 3. Dezember 1980 wurden für (302) Clarissa erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 33 km und 0,06 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (302) Clarissa, für die damals Werte von 38,5 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 29,5 km bzw. 0,06 angegeben[3] und dann 2016 korrigiert zu 32,7 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[4]

Spektroskopische Beobachtungen am 9. Januar 2022 am Caucasus Mountain Observatory (CMO) des Sternberg-Instituts für Astronomie zeigten Anzeichen einer durch Sublimation von Wasser- und Kohlenstoffdioxid-Eis bedingten Aktivität und das Vorhandensein einer staubigen Exosphäre bei (302) Clarissa in Perihelnähe.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 18. Februar 1974 am Observatorium Kvistaberg in Schweden. Aus den registrierten Daten konnte nur eine grobe Abschätzung der Rotationsperiode zu >10 h erfolgen.[6]

Der Asteroid (302) Clarissa geriet dann Anfang der 1990er Jahre verstärkt in den Fokus des wissenschaftlichen Interesses, als er als Vorbeiflugziel für die Raumsonde Cassini auf ihrem Flug zum Saturn ausgewählt wurde. Um im Vorfeld der Mission mehr Informationen über ihn zu sammeln, erfolgten vom 29. Oktober bis 2. November 1991 neue photometrische Messungen des Asteroiden am Calar-Alto-Observatorium in Spanien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve konnte nun eine Rotationsperiode von 14,381 h abgeleitet werden. Obwohl der Asteroid aufgrund einer späteren Änderung des Missionsszenarios nicht mehr für die Cassini-Mission in Betracht gezogen wurde, lieferten die bodengestützten Beobachtungen umfangreiche Informationen über diesen Asteroiden.[7]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) und der Catalina Sky Survey ermöglichte 2011 für ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden die Bestimmung zweier alternativer Rotationsachsen mit retrograder Rotation sowie einer Periode von 14,47670 h.[8] Die Auswertung von Beobachtungsdaten einer Bedeckung des Sterns 10. Größe TYC 02720616 durch (302) Clarissa am 24. Juni 2004[9] ergab, dass beide Alternativen dazu passten, eine davon sehr gut. Diese Lösung skalierte das Gestaltmodell zu einem effektiven Durchmesser von 43 ± 4 km.[10]

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 (399) Persephone, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 14,4766 h berechnet wurde.[11] Vom 5. bis 30. Dezember 2021 erfolgte durch photometrische Beobachtungen einer Beobachtergruppe aus Spanien noch eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 14,467 h.[12]

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 14,477 h bestimmt werden.[13] 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 14,4764 h berechnet.[14]

Clarissa-Familie

(302) Clarissa ist das größte Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,37–2,43 AE, eine Exzentrizität von 0,10–0,11 und eine Bahnneigung von 3,1°–3,6°. Taxonomisch handelt es sich größtenteils um Asteroiden der Spektralklasse C, die mittlere Albedo liegt bei 0,05. Die Clarissa-Familie umfasste im Jahr 2019 über 330 bekannte Mitglieder,[15] ihr Alter wurde auf 50 ± 10 Mio. Jahre geschätzt.[16]

Das mögliche Alter konnte 2020 durch Modellierung der Bahnstörungen durch die Planeten sowie der nicht-gravitativen Jarkowski- und YORP-Effekte weiter eingegrenzt werden auf 56 ± 6 Mio. Jahre. Eine geringfügige Abweichung der Dichte vom angenommenen Wert 1,5 g/cm³ würde zu geringfügig jüngeren oder älteren Altersschätzungen führen. Dies war der erste Fall, in dem eine Chronologie mit Hilfe des Jarkowski-Effekts erfolgreich auf eine Asteroidenfamilie angewendet wurde, die jünger als 100 Millionen Jahre ist.[17]

Siehe auch

Commons: (302) Clarissa – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ 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.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ V. V. Busarev, E. V. Petrova, M. P. Shcherbina, S. Yu. Kuznetsov, M. A. Burlak, N. P. Ikonnikova, A. A. Savelova, A. A. Belinskii: Search for Signs of Sublimation-Driven Dust Activity of Primitive-Type Asteroids Near Perihelion. In: Solar System Research. Band 57, 2023, S. 449–466, doi:10.1134/S0038094623050015 (PDF; 1,81 MB).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ M. Chevreton, G. Herpe, M. A. Barucci, M. Fulchignoni: Observations of the asteroid 302 Clarissa by fast multichannel photometer. In: Planetary & Space Science. Band 41, Nr. 8, 1993, S. 563–567, doi:10.1016/0032-0633(93)90076-E.
  8. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  9. ↑ D. Dunham: Observed Minor Planet Occultation Events. In: Asteroidal Occultations. 26. Juli 2005, abgerufen am 27. Juni 2024 (englisch).
  10. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: Periods Determinations for Seventeen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, bibcode:2022MPBu...49..229F (PDF; 20,3 MB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  16. ↑ P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, doi:10.1093/mnras/sty3446 (PDF; 802 kB).
  17. ↑ V. C. Lowry, D. Vokrouhlický, D. Nesvorný, H. Campins: Clarissa Family Age from the Yarkovsky Effect Chronology. In: The Astronomical Journal. Band 160, Nr. 3, 2020, S. 1–12, doi:10.3847/1538-3881/aba4af (PDF; 802 kB).
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