(468) Lina

Asteroid
(468) Lina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Themis-Familie
Große Halbachse 3,136 AE
Exzentrizität 0,195
Perihel – Aphel 2,524 AE – 3,747 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 0,436°
Länge des aufsteigenden Knotens 21,6°
Argument der Periapsis 332,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 23. März 2027
Siderische Umlaufperiode 5 a 202 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,66 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 60,2 km ± 0,5 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 16 h 20 min
Absolute Helligkeit 9,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CPF
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 18. Januar 1901
Andere Bezeichnung 1901 BC, 1915 PA, 1918 EB
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.

(468) Lina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 18. Januar 1901 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,5 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er am gleichen Ort bereits fünf Tage zuvor fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach einem Hausmädchen in der Familie des Entdeckers.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (468) Lina zur Themis-Familie gezählt. Sie befindet sich dabei nahe einer Dreikörperresonanz mit Jupiter und Saturn, denn die dreifache gemittelte Umlauffrequenz (Kehrwert der siderischen Periode) ist etwa gleich groß wie die achtfache Umlauffrequenz von Jupiter minus die vierfache Umlauffrequenz Saturns.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (468) Lina, für die damals Werte von 69,3 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[2] Mit dem Ziel, Zusammensetzung und Oberfläche von Asteroiden der Themis-Familie näher einzugrenzen, wurde auch (468) Lina am 10. Juli 2008 mit dem Spitzer-Weltraumteleskop im mittleren Infrarot beobachtet. Aus den Messdaten wurde ein mittlerer Durchmesser von 59,7 km und eine Albedo im sichtbaren Bereich von 0,06 abgeleitet.[3][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 64,6 km bzw. 0,05.[5] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 60,2 km bzw. 0,06 geändert worden waren,[6] wurden sie 2014 auf 65,3 km bzw. 0,05 korrigiert.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 52,7 oder 58,6 km bzw. 0,07 oder 0,06, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[8] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch (468) Lina einen Durchmesser von 65,7 ± 1,9 km.[9]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (468) Lina eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xk-Typ.[10]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 4. bis 25. Dezember 2005 während fünf Nächten am Altimira Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 16,33 h bestimmt. Andere Perioden zwischen 16 und 24 Stunden konnten ausgeschlossen werden.[11]

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 16,4788 h bestimmt werden.[12]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ E. A. Smirnov, I. I. Shevchenko: Massive identification of asteroids in three-body resonances. In: Icarus. Band 222, Nr. 1, 2013, S. 220–228, doi:10.1016/j.icarus.2012.10.034 (arXiv-Preprint: PDF; 2,70 MB).
  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. Licandro, K. Hargrove, M. Kelley, H. Campins, J. Ziffer, V. Alí-Lagoa, Y. Fernández, A. Rivkin: 5–14 μm Spitzer spectra of Themis family asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 537, A73, 2012, S. 1–7, doi:10.1051/0004-6361/201118142 (PDF; 905 kB).
  4. ↑ Z. A. Landsman, J. Licandro, H. Campins, J. Ziffer, M. de Prá, D. P. Cruikshank: The Veritas and Themis asteroid families: 5–14 μm spectra with the Spitzer Space Telescope. In: Icarus. Band 269, 2016, S. 62–74, doi:10.1016/j.icarus.2016.01.008.
  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, 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).
  7. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ R. K. Buchheim: Lightcurves of 25 Phocaea, 468 Lina, 482 Petrina, 551 Ortrud, 741 Botolphia, 834 Burnhamia, 2839 Annette, and 3411 Debetencourt. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 68–71, bibcode:2007MPBu...34...68B (PDF; 330 kB).
  12. ↑ 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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