(444) Gyptis

Asteroid
(444) Gyptis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,771 AE
Exzentrizität 0,174
Perihel – Aphel 2,290 AE – 3,252 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,273°
Länge des aufsteigenden Knotens 195,6°
Argument der Periapsis 154,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. August 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 224 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,76 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 159,3 km ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 13 min
Absolute Helligkeit 8,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		C
Geschichte
Entdecker J.-E. Coggia
Datum der Entdeckung 31. März 1899
Andere Bezeichnung 1899 FA, 1899 PD, 1950 HB1
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.

(444) Gyptis ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 31. März 1899 vom französischen Astronomen Jérôme-Eugène Coggia am Observatoire de Marseille bei einer Helligkeit von 11,5 mag entdeckt wurde. Es war seine letzte von fünf Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid ist benannt nach Gyptis, der Frau von Protis, dem Anführer der Expedition aus Phokaia, die um 600 v. Chr. Massalia, die älteste Stadt Frankreichs, gründete. Sie war die Tochter des Königs der Segobriger, der das Gelände zur Verfügung stellte, auf dem das heutige Marseille erbaut wurde.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten aus dem Jahr 1974 vom Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile wurden für (444) Gyptis erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 165 km und 0,03 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (444) Gyptis, für die damals Werte von 163,1 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 27. September bis 1. Oktober 2002 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 163 ± 27 km.[4] 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 163,0 km bzw. 0,05.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 158,9 oder 159,3 km bzw. 0,05 korrigiert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 126,7 km bzw. 0,06 angegeben[7] und dann 2016 korrigiert zu 168,9 oder 180,7 km bzw. 0,04, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[8]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 16. Oktober bis 13. November 1979 während fünf Nächten am Table Mountain Observatory in Kalifornien und während zwei Nächten am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,214 h bestimmt.[9] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 1. Oktober bis 6. November 2001 während fünf Nächten an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis. Hier wurde für die Rotationsperiode ein Wert von 6,215 h abgeleitet.[10]

Weitere photometrische Messungen während vier Nächten vom 8. bis 22. Januar 2013 am Osservatorio Astronomico della Regione Autonoma Valle d’Aosta (OAVdA) in Italien konnten diese Periode mit einem Wert von 6,2140 h bestätigen,[11] ebenso wie Beobachtungen während vier Nächten vom 28. März bis 10. April 2019 am Organ Mesa Observatory in New Mexico mit einer abgeleiteten Periode von 6,215 h.[12] Neue Messungen von (444) Gyptis erfolgten dann noch einmal vom 13. Juli bis 10. August 2020 im Rahmen einer Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) an sechs verschiedenen Observatorien in Italien. Sie führten zu einer Bestimmung der Rotationsperiode von 6,2136 h.[13]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,21516 h berechnet.[14] Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 6,215 h bestimmt werden.[15]

Die Auswertung einer nahen Begegnung zwischen (444) Gyptis und der nahezu gleich großen (54) Alexandra am 1. November 1974 bis auf etwa 310.000 km Abstand bei einer Relativgeschwindigkeit von 7,6 km/s führte 2001 zu einer Abschätzung für die Masse von (444) Gyptis von etwa 7,2·1018 kg mit einer Unsicherheit von ±45 %.[16] Eine weitere Abschätzung der Masse von (444) Gyptis aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergab in einer Untersuchung von 2004 eine Masse von 12,5·1018 kg mit einer Unsicherheit von ±19 %,[17] während eine Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 10,6·1018 kg bestimmte, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 165 km zu einer Dichte von 4,55 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±27 %.[18]

Siehe auch

Commons: (444) Gyptis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  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. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, F. Scaltriti, V. Zappalà: Lightcurves and Phase Relations of the Asteroids 82 Alkmene and 444 Gyptis. In: Icarus. Band 57, Nr. 2, 1984, S. 251–258, doi:10.1016/0019-1035(84)90070-8.
  10. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, I. N. Belskaya, I. A. Tereschenko, F. P. Velichko: Asteroid observations at low phase angles: III. Brightness behavior of dark asteroids. In: Icarus. Band 196, Nr. 2, 2008, S. 601–611, doi:10.1016/j.icarus.2008.03.015.
  11. ↑ A. Carbognani, A. Cellino, S. Caminiti: New phase-magnitude curves for some main belt asteroids, fit of different photometric systems and calibration of the albedo – Photometry relation. In: Planetary and Space Science. Band 169, 2019, S. 15–34, doi:10.1016/j.pss.2019.02.009.
  12. ↑ F. Pilcher: New Lightcurves of 50 Virginia, 57 Mnemosyne, 59 Elpis 194 Prokne, 444 Gyptis, and 997 Priska. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 4, 2019, S. 445–448, bibcode:2019MPBu...46..445P (PDF; 6,85 MB).
  13. ↑ L. Franco, G. Scarfi, A. Marchini, P. Aceti, M. Banfi, R. Papini, F. Salvaggio, E. Guido, A. Catapano, A. Valvasori, E. Guido, A. De Pieri, A. Brosio, L. Tinelli, A. Ciarnella, E. Guido, M. Rocchetto: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2020 July–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 1, 2021, S. 20–22, bibcode:2021MPBu...48...20F (PDF; 1,13 MB).
  14. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ G. Michalak: Determination of asteroid masses II. (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Thisbe, (444) Gyptis, (511) Davida and (704) Interamnia. In: Astronomy & Astrophysics. Band 374, Nr. 2, 2001, S. 703–711, doi:10.1051/0004-6361:20010731 (PDF; 134 kB).
  17. ↑ O. M. Kochetova: Determination of Large Asteroid Masses by the Dynamical Method. In: Solar System Research. Band 38, 2004, S. 66–75, doi:10.1023/B:SOLS.0000015157.65020.84.
  18. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
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