(446) Aeternitas

Asteroid
(446) Aeternitas
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,787 AE
Exzentrizität 0,125
Perihel – Aphel 2,440 AE – 3,134 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,616°
Länge des aufsteigenden Knotens 42,0°
Argument der Periapsis 279,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. Oktober 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 238 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,77 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 53,6 km ± 0,6 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,32
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 15 h 44 min
Absolute Helligkeit 8,9 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		A
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		A
Geschichte
Entdecker Max Wolf, Arnold Schwassmann
Datum der Entdeckung 27. Oktober 1899
Andere Bezeichnung 1899 UB
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.

(446) Aeternitas ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 27. Oktober 1899 von den deutschen Astronomen Max Wolf und Arnold Schwassmann an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Aeternitas, in der römischen Mythologie eine Personifizierung der Ewigkeit, die mit dem Ouroboros, einer Schlange, die sich in den Schwanz beißt, und dem aus seiner Asche wiedergeborenen Phönix dargestellt wird. Die Benennung erfolgte durch Schwassmann mit Zustimmung von Wolf.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (446) Aeternitas, für die damals Werte von 45,4 km bzw. 0,24 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 50,5 km bzw. 0,19.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 39,6 km bzw. 0,32 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 53,6 km bzw. 0,17 korrigiert.[5]

(446) Aeternitas gehört zu den Asteroiden der relativ seltenen Spektralklasse A, die gänzlich oder zu hohen Anteilen aus Olivin bestehen und sich durch mäßig hohe Albedo auszeichnen. Basierend auf spektroskopischen Analysen vermutete eine Untersuchung von 1990, dass die Oberflächenzusammensetzung des Asteroiden etwa 35 Gew.-% Metall, 55 Gew.-% Olivin, 7 Gew.-% Klinopyroxen und 3 Gew.-% Orthopyroxen enthält. Ähnlich wie bei (246) Asporina wurde eine beträchtliche feinkörnige Komponente auf der Oberfläche vermutet, indem feinkörniges Olivin, das auf einer aufgerauten Metalloberfläche verstreut ist, am besten zum Spektrum dieses Asteroiden passe.[6] Eine Untersuchung von 2001 modellierte das Reflexionsspektrum von (446) Aeternitas mithilfe von Modellmischungen von Mineralen, die mit einem Pulslaser bestrahlt wurden, der den Weltraumverwitterungseffekt simuliert. Sie fand heraus, dass die beste Übereinstimmung für das Spektrum von (446) Aeternitas durch die Kombination von 2 % frischem Olivin, 93 % weltraumverwittertem Olivin, 1 % weltraumverwittertem Orthopyroxen und 4 % Chromit erzielt wurde.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 8. bis 10. Juli 1996 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 15,85 h bestimmt.[8]

Am Evelyn L. Egan Observatory der Florida Gulf Coast University wurde (446) Aeternitas über mehrere Jahre hinweg erforscht. Nach einer ersten Beobachtung während fünf Nächten vom 25. Oktober bis 18. November 2006, aus der eine Rotationsperiode von 15,736 h abgeleitet wurde[9] und weiteren photometrischen Messungen vom 13. Dezember 2007 bis 3. Mai 2008 (abgeleitete Periode 15,7405 h) und vom 23. bis 29. April 2009 (abgeleitete Periode 15,740 h),[10] wurde in einer Untersuchung von 2012 aus den archivierten Daten von 2006 bis 2009 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 15,73743 h berechnet.[11] Auch weitere Beobachtungen vom 9. Mai bis 7. Juni 2014 am Etscorn Campus Observatory in New Mexico bestätigten die bekannte Periode mit einem Wert von 15,745 h.[12]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (446) Aeternitas wurde aus Messungen etwa vom 26. Mai bis 18. Juni 2019 eine Rotationsperiode von 15,7375 h erhalten.[13]

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 (446) Aeternitas, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 15,7374 h berechnet wurde.[14]

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 15,7374 h bestimmt werden.[15] 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 15,7373 h berechnet.[16]

Siehe auch

Commons: (446) Aeternitas – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ H. Kreutz: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, doi:10.1002/asna.19011561519 (PDF; 141 kB).
  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. ↑ E. A. Cloutis, M. J. Gaffey, D. G. W. Smith, R. St J. Lambert: Metal silicate mixtures: Spectral properties and applications to asteroid taxonomy. In: Journal of Geophysical Research – Solid Earth. Band 95, Nr. B6, 1990, S. 8323–8338, doi:10.1029/JB095iB06p08323 (PDF; 1,92 MB).
  7. ↑ T. Hiroi, S. Sasaki: Importance of space weathering simulation products in compositional modeling of asteroids: 349 Dembowska and 446 Aeternitas as examples. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 36, Nr. 12, 2001, S. 1587–1596, doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01850.x (PDF; 906 kB).
  8. ↑ M. Florczak, E. Dotto, M. A. Barucci, M. Birlan, A. Erikson, M. Fulchignoni, A. Nathues, L. Perret, P. Thebault: Rotational properties of main belt asteroids: photoelectric and CCD observations of 15 objects. In: Planetary and Space Science. Band 45, Nr. 11, 1997, S. 1423–1435, doi:10.1016/S0032-0633(97)00121-9.
  9. ↑ M. Fauerbach, S. A. Marks, M. P. Lucas: Lightcurve Analysis of Ten Main-belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 44–46, bibcode:2008MPBu...35...44F (PDF; 589 kB).
  10. ↑ M. P. Lucas, J. G. Ryan, M. Fauerbach, S. Grasso: Lightcurve Analysis of Five Taxonomic A-class Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 218–220, bibcode:2011MPBu...38..218L (PDF; 6,85 MB).
  11. ↑ M. P. Lucas, J. G. Ryan, M. Fauerbach: A Shape Model of the Taxonomic A-Class Asteroid 446 Aeternitas. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 173–176, bibcode:2012MPBu...39..173L (PDF; 704 kB).
  12. ↑ D. A. Klinglesmith III, J. Hanowell, C. A. Warren: Lightcurves for Inversion Model Candidates. 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. 206–208, bibcode:2014MPBu...41..206K (PDF; 232 kB).
  13. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  14. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
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