(458) Hercynia

Asteroid
(458) Hercynia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,991 AE
Exzentrizität 0,243
Perihel – Aphel 2,263 AE – 3,719 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,658°
Länge des aufsteigenden Knotens 134,1°
Argument der Periapsis 277,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. Juni 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 63 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,97 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 36,7 km ± 0,4 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,19
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 21 h 48 min
Absolute Helligkeit 9,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		L
Geschichte
Entdecker Max Wolf, Arnold Schwassmann
Datum der Entdeckung 21. September 1900
Andere Bezeichnung 1900 SD, 1902 CA, 1915 PD, 1947 XB, 2016 FW5
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.

(458) Hercynia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 21. September 1900 von den deutschen Astronomen Max Wolf und Arnold Schwassmann an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,8 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt mit dem lateinischen Name für den Herkynischen Wald in Deutschland vom Oberrhein bis zu den Karpaten in Südosteuropa. Laut Gaius Iulius Caesar benötigte man für die Nord-Süd-Durchquerung neun Tage. Der Name Hercynia silva wurde später nur für Teile der gesamten Region verwendet. Die Benennung erfolgte 1903 durch Johannes Riem vom Astronomischen Rechen-Institut in Berlin, der die Umlaufbahn berechnete.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (458) Hercynia, für die damals Werte von 38,8 km bzw. 0,17 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 41,4 km bzw. 0,14.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 36,1 km bzw. 0,19 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 36,7 km bzw. 0,42 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 33,7 km bzw. 0,19, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[6] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus zwei Sternbedeckungen durch (458) Hercynia einen Durchmesser von 37,0 ± 1,0 km.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 17. und 18. Februar 1985 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine mögliche Rotationsperiode von 22,3 oder 14,9 h abgeleitet.[8] Weitere Beobachtungen vom 19. bis 22. Mai 2007 am Oakley Observatory in Indiana passten mit einer abgeleiteten Periode von 15,33 h näherungsweise zu dem kürzeren Wert.[9] Dagegen wurde bei neuen Messungen vom 3. bis 12. März 2016 während sechs Nächten durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien eine dem längeren Wert ähnliche Rotationsperiode von 21,806 h bestimmt.[10]

Beim L-Typ-Asteroiden (234) Barbara konnte durch Photometrie und Sternbedeckungen festgestellt werden, dass sie tief ausgegraben zu sein scheint. Daher wurde eine Beobachtungskampagne gestartet, um die Form und Rotationseigenschaften von weiteren Asteroiden des SMASSII-Spektraltyps L bzw. Ld und K zu charakterisieren. Da viele von ihnen lange Rotationsperioden aufweisen, wurde ein weltweites Netzwerk von Observatorien eingesetzt, um eine dichte zeitliche Abdeckung für 15 Asteroiden, unter ihnen auch (458) Hercynia, zu erhalten. Aus den archivierten Daten von 1987 sowie neuen photometrischen Beobachtungen aus 2013 und 2014 wurde in einer Untersuchung von 2017 für (458) Hercynia ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 21,81 h berechnet.[11] Aus einer Kombination von photometrischen Daten der Lowell Observatory Database mit thermischen Infrarot-Messungen von NEOWISE konnte in einer Untersuchung von 2018 ebenfalls ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 21,8136 h berechnet werden.[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 (458) Hercynia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 21,8123 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 21,8106 h bestimmt werden.[14]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ H. Kreutz: Benennung des Planeten (458) [1900 FK]. In: Astronomische Nachrichten. Band 162, Nr. 3877, 1903, Sp. 195–196, doi:10.1002/asna.19031621303.
  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. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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.
  9. ↑ S. Hawkins, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – May 2007. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 1, 2008, S. 1–4, bibcode:2008MPBu...35....1H (PDF; 401 kB).
  10. ↑ A. Aznar Macías, A. Carreño Garcerán, E. Arce Mansego, P. Brines Rodriguez, J. Lozano de Haro, A. Fornas Silva, G. Fornas Silva, V. Mas Martinez, O. Rodrigo Chiner, D. Herrero Porta: Twenty-one Asteroid Lightcurves at Group Observadores de Asteroides (OBAS): Late 2015 to Early 2016. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 3, 2016, S. 257–263, bibcode:2016MPBu...43..257A (PDF; 1,58 MB).
  11. ↑ M. Devogèle, P. Tanga, P. Bendjoya, J. P. Rivet, J. Surdej, J. Hanuš, L. Abe, P. Antonini, R. A. Artola, M. Audejean, R. Behrend, F. Berski, J. G. Bosch, M. Bronikowska, A. Carbognani, F. Char, M.-J. Kim, Y.-J. Choi, C. A. Colazo, J. Coloma, D. Coward, R. Durkee, O. Erece, E. Forne, P. Hickson, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, P. Kankiewicz, M. Kaplan, T. Kwiatkowski, I. Konstanciak, A. Kruszewki, V. Kudak, F. Manzini, H.-K. Moon, A. Marciniak, M. Murawiecka, J. Nadolny, W. Ogłoza, J. L. Ortiz, D. Oszkiewicz, H. Pallares, N. Peixinho, R. Poncy, F. Reyes, J. A. de los Reyes, T. Santana-Ros, K. Sobkowiak, S. Pastor, F. Pilcher, M. C. Quiñones, P. Trela, D. Vernet: Shape and spin determination of Barbarian asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A119, 2017, S. 1–23, doi:10.1051/0004-6361/201630104 (PDF; 2,11 MB).
  12. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, V. Alí-Lagoa: Asteroid models reconstructed from the Lowell Photometric Database and WISE data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 617, A57, 2018, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/201833437 (PDF; 778 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).
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