(329) Svea

Asteroid
(329) Svea
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,477 AE
Exzentrizität 0,026
Perihel – Aphel 2,412 AE – 2,542 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 15,880°
Länge des aufsteigenden Knotens 178,4°
Argument der Periapsis 57,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 26. März 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 328 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,92 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 81,1 km ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,04
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 22 h 47 min
Absolute Helligkeit 9,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 21. März 1892
Andere Bezeichnung 1892 FG
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.

(329) Svea ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 21. März 1892 vom deutschen Astronomen Max Wolf an seiner Privatsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde.

Dieser Name ist eine Anspielung auf Schweden (schwedisch Sverige). Der Entdecker hatte 1889 in Schweden Studien durchgeführt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (329) Svea, für die damals Werte von 77,8 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[1] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für den Asteroiden Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 69,8 km bzw. 0,05 bestimmt 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 69,2 km bzw. 0,04.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 81,1 km bzw. 0,04 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 74,1 km bzw. 0,04 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 72,5 oder 74,2 km bzw. 0,04 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 64,9 km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch (329) Svea einen Durchmesser von 73,3 ± 2,5 km.[8]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (329) Svea eine taxonomische Klassifizierung als C-Typ.[9] Spektroskopische Beobachtungen an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 25. Mai 2009 zeigten ein rötliches und dunkles Spektrum, das keine mineralogisch erkennbaren Absorptionsmerkmale aufweist. Dies deutet darauf hin, dass (329) Sveas Oberfläche wahrscheinlich aus einer organischen Zusammensetzung besteht, die kohligen Chondriten ähnelt.[10]

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (329) Svea. Die bei einer Beobachtung am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona vom 13. bis 16. Juni 1986 registrierte Lichtkurve ließ Interpretationen hinsichtlich der Rotationsperiode von 15 oder 22 Stunden zu.[11] Neue photometrische Messungen am 5. und 6. Januar 2005 am gleichen Ort konnten wegen ihrer zeitlichen Kürze nicht weiter ausgewertet werden[12] und Beobachtungen des Asteroiden vom 14. März bis 15. April 2005 während vier Nächten am Carbuncle Hill Observatory in Rhode Island schienen zunächst die kürzere dieser Möglichkeiten mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 15,201 h zu unterstützen.[13]

Weitere Beobachtungen vom 8. März bis 8. Mai 2005 am Menke Observatory in Maryland während 12 Nächten lieferten jedoch Daten, aus denen sich eine deutlich längere Rotationsperiode von 22,6 h ableiten ließ.[14] Auch Messungen vom 8. Mai bis 12. Juni 2012 am Deep Sky West Observatory in New Mexico ergaben in der Auswertung eine Periode von 22,777 h,[15] ebenso wurden aus einer Zusammenarbeit des Organ Mesa Observatory in New Mexico und des Observatoriums Borówiec in Polen im Zeitraum vom 27. Februar bis 16. Mai 2013 umfangreiche Daten erhalten, aus denen sich für (329) Svea eine ähnliche Rotationsperiode von 22,778 h bestimmen ließ.[16]

Unter Einbeziehung der archivierten Beobachtungen von (329) Svea ab 1986 und zusätzlichen neuen Beobachtungen von 2006 bis 2016 an verschiedenen Observatorien wurde in einer Untersuchung von 2018 sowohl mit der Methode der konvexen Inversion ein konvexes als auch mit dem Algorithmus Shaping Asteroids with Genetic Evolution (SAGE) ein nicht-konvexes dreidimensionales Modell der Gestalt des Asteroiden erstellt. Das nicht-konvexe Modell zeigt dabei eine tiefe Konkavität in der Nähe des Nordpols und zwei flachere Konkavitäten am Äquator des Asteroiden. Für beide Modelle konnten zunächst zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 22,7671 h definiert werden, von denen jedoch jeweils eine Alternative durch Vergleich mit den Beobachtungsergebnissen von zwei Sternbedeckungen durch den Asteroiden am 28. Dezember 2011 und 7. März 2013 ausgeschlossen werden konnte. Auch die wesentlichen topografischen Merkmale des SAGE-Modell ließen sich durch diese Beobachtungen gut bestätigen. Die Modelle konnten zu mittleren Durchmessern von 74 ± 5 bzw. 72 ± 3 km skaliert werden, auch eine thermophysikalische Modellierung führte zu einem äquivalenten Durchmesser von 78 ± 4 km sowie einer Albedo von 0,06.[17]

Weitere photometrische Messungen erfolgten im Rahmen einer Zusammenarbeit der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA). Vom 28. Mai bis 20. Juni 2021 wurde nach Beobachtungen an fünf Observatorien in Argentinien und drei in Spanien eine Rotationsperiode von 22,75 h bestimmt.[18]

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 (329) Svea, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 22,7667 h berechnet wurde.[19]

Aus terrestrischen Beobachtungsdaten vom Juli bis November 2014 in Verbindung mit weiteren Daten der Raumsonde Gaia vom Oktober 2014 bis Februar 2015 wurde in einer Untersuchung von 2022 für (329) Svea eine Rotationsperiode von 22,7646 h bestimmt.[20] 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 22,767 h bestimmt werden.[21]

Siehe auch

Commons: (329) Svea – 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. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 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. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ S. K. Fieber-Beyer, M. J. Gaffey, P. S. Hardersen, V. Reddy: Near-infrared spectroscopy of 3:1 Kirkwood Gap asteroids: Mineralogical diversity and plausible meteorite parent bodies. In: Icarus. Band 221, Nr. 2, 2012, S. 593–602, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.029.
  11. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  12. ↑ E. C. Jutzeler, E. Hausel, M. Leake, A. Burke: Partial Asteroid Lightcurves from January 2005 and June 2006. In: Journal of the Southeastern Association for Research in Astronomy. Band 1, 2007, S. 2–6, bibcode:2007JSARA...1....2J (PDF; 215 kB).
  13. ↑ D. P. Pray: Lightcurve analysis of asteroids 326, 329, 426, 619, 1829, 1967, 2453, 10518 and 42267. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 1, 2006, S. 4–5 bibcode:2006MPBu...33....4P (PDF; 163 kB).
  14. ↑ J. Menke, W. Cooney, J. Gross, D. Terrell, D. Higgins: Asteroid Lightcurve Analysis at Menke Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 155–160, bibcode:2008MPBu...35..155M (PDF; 797 kB).
  15. ↑ E. V. Dose: Lightcurves of Twelve Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 4, 2021, S. 375–380, bibcode:2021MPBu...48..375D (PDF; 1,20 MB).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ 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).
  18. ↑ M. Colazo, M. Morales, C. Fornari, A. Chapman, A. García, F. Santos, R. Melia, N. Suárez, A. Stechina, D. Scotta, M. Martini, M. Santucho, A. Moreschi, A. Wilberger, A. Mottino, E. Bellocchio, C. Quiñones, T. Speranza, R. Llanos, L. Altuna, M. Caballero, F. Romero, C. Galarza, C. Colazo: Photometry and Light Curve Analysis of Eight Asteroids by GORA’s Observatories. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 1, 2022, S. 48–51, bibcode:2022MPBu...49...48C (PDF; 468 kB).
  19. ↑ 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).
  20. ↑ E. Wilawer, D. Oszkiewicz, A. Kryszczyńska, A. Marciniak, V. Shevchenko, I. Belskaya, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, J. Horbowicz, V. Kudak, P. Kulczak, V. Perig, K. Sobkowiak: Asteroid phase curves using sparse Gaia DR2 data and differential dense light curves. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 513, Nr. 3, 2022, S. 3242–3251, doi:10.1093/mnras/stac1008 (PDF; 1,16 MB).
  21. ↑ 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).
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