(311) Claudia

Asteroid
(311) Claudia
Berechnetes 3D-Modell von (311) Claudia
Berechnetes 3D-Modell von (311) Claudia
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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 2,898 AE
Exzentrizität 0,006
Perihel – Aphel 2,880 AE – 2,916 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,224°
Länge des aufsteigenden Knotens 81,0°
Argument der Periapsis 77,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 30. März 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 341 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,50 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 26,3 km ± 0,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,32
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 32 min
Absolute Helligkeit 10,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Auguste Charlois
Datum der Entdeckung 11. Juni 1891
Andere Bezeichnung 1891 LA, 1902 RA, 1905 EA, 1927 YA
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.

(311) Claudia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. Juni 1891 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice entdeckt wurde.

Der Name war vom britischen Amateurastronom Arthur Butler Phillips Mee aus Cardiff zum Gedenken an dessen Frau Claudia schriftlich an Charlois vorgeschlagen und später von diesem bestätigt worden.[1]

(311) Claudia ist eines der größeren Mitglieder der Koronis-Familie, einer sehr zahlreichen Gruppe von Asteroiden, die durch eine kollisionsbedingte Zerstörung des Vorgängerkörpers von (158) Koronis entstanden.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (311) Claudia, für die damals Werte von 24,1 km bzw. 0,34 erhalten wurden.[2] 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 25,8 km bzw. 0,24.[3] Nachdem die Werte 2012 nach neuen Messungen auf 24,5 km bzw. 0,32 korrigiert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 26,3 km bzw. 0,22 geändert.[5]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (311) Claudia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. Sk-Typ.[6]

Photometrische Beobachtungen von (311) Claudia fanden erstmals statt vom 27. April bis 7. Mai 1984 McDonald-Observatorium in Texas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 11,48 h abgeleitet.[7] Weitere Messungen im Januar 1988 am McDonald-Observatorium, im Januar 1993 am Michigan-Dartmouth-MIT (MDM) Observatory in Arizona sowie vom Januar 1993 bis März 1994 am Wallace Astrophysical Observatory (WAO) in Massachusetts führten jedoch in der Auswertung dazu, den zuvor vermuteten Wert der Rotationsperiode zurückzuweisen und dafür einen neuen Wert von 7,530 h zu bestimmen.[8] Neue Beobachtungen aus dem Zeitraum Januar bis Mai 1998 am WAO sowie vom 18. November 2001 am Whitin Observatory in Massachusetts konnten dies mit einem verbesserten Wert von 7,532 h bestätigen. Außerdem wurden zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmt.[9]

Aus den archivierten Daten wurde 2003 in der Ukraine für (311) Claudia eine Rotationsperiode von 7,5314 h abgeleitet. Es wurde daneben eine Position für die Rotationsachse prograder Rotation sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden berechnet.[10]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona, von LONEOS, der Catalina Sky Survey und der Mount Lemmon Survey ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,53138 h.[11] Neue photometrische Beobachtungen von (311) Claudia erfolgten dann noch einmal zwischen dem 31. Oktober und 11. November 2020 durch eine Gruppe von spanischen Amateurastronomen an verschiedenen Observatorien. Sie konnten eine Rotationsperiode von 7,53 h bestimmen.[12]

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 (311) Claudia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,5314 h berechnet wurde.[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 7,53139 h bestimmt werden.[14] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,5314 h berechnet.[15]

Asteroidenpaar

(311) Claudia bildet mit dem Asteroiden (1397) Umtata ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[16] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente und bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings ist die Bahn von (1397) Umtata kleiner und elliptischer und ihre Apsidenlinien sind stark gegeneinander verdreht. (1397) Umtata besitzt eine deutlich kürzere Umlaufzeit um die Sonne als (311) Claudia, so dass er sie etwa alle 40 Jahre überholt. Für einen Zeitraum von etwa vier 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 1,6 Mio. km.[17]

Siehe auch

Commons: (311) Claudia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ A. B. P. Mee: Astronomical Notes. In: The Weekly Mail. Nr. 2013. Cardiff 2. April 1910, S. 3 (englisch, org.uk [abgerufen am 2. Mai 2024]).
  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. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  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. ↑ R. P. Binzel: A photoelectric survey of 130 asteroids. In: Icarus. Band 72, Nr. 1, 1987, S. 135–208, doi:10.1016/0019-1035(87)90125-4.
  8. ↑ S. M. Slivan, R. P. Binzel: Forty-eight New Rotation Lightcurves of 12 Koronis Family Asteroids. In: Icarus. Band 124, Nr. 2, 1996, S. 452–470, doi:10.1006/icar.1996.0222.
  9. ↑ S. M. Slivan, R. P. Binzel, L. D. Crespo da Silva, M. Kaasalainen, M. M. Lyndaker, M. Krčo: Spin vectors in the Koronis family: comprehensive results from two independent analyses of 213 rotation lightcurves. In: Icarus. Band 162, Nr. 2, 2003, S. 285–307, doi:10.1016/S0019-1035(03)00029-0 (PDF; 1,15 MB).
  10. ↑ N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: Rotation parameters and shapes of 19 asteroids. Qualitative analysis and interpretation of data. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 19, Nr. 5, 2003, S. 397–406, bibcode:2003KFNT...19..397T (PDF; 1,01 MB, russisch).
  11. ↑ 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).
  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; 401 kB).
  13. ↑ 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).
  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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