(487) Venetia

Asteroid
(487) Venetia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,669 AE
Exzentrizität 0,086
Perihel – Aphel 2,439 AE – 2,899 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,253°
Länge des aufsteigenden Knotens 114,8°
Argument der Periapsis 281,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. Oktober 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 132 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,20 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 59,0 km ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,33
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 20 min
Absolute Helligkeit 8,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Luigi Carnera
Datum der Entdeckung 9. Juli 1902
Andere Bezeichnung 1902 NC
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.

(487) Venetia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 9. Juli 1902 vom italienischen Astronomen Luigi Carnera an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Venetien, der Region in Nordostitalien, die das Gebiet zwischen dem unteren Po und den Alpen umfasst. Die Stadt Venedig liegt in dieser Region. Der Name wurde 1904 vorgeschlagen vom italienischen Astronomen Elia Millosevich.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (487) Venetia, für die damals Werte von 63,2 km bzw. 0,25 erhalten wurden.[1] 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 64,7 oder 65,6 km bzw. 0,23.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 58,3 oder 59,1 km bzw. 0,30 oder 0,33 korrigiert.[3]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (487) Venetia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. K-Typ.[4]

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 (487) Venetia. Die bei Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona am 10. und 12. Mai 1984 registrierte sehr lückenhafte Lichtkurve zeigte kaum Helligkeitsänderungen. Obwohl man für die Rotationsperiode eine Schätzung auf >18 h versuchte, wurden weitere Beobachtungen als notwendig erachtet.[5] Eine vorläufige Auswertung von Messungen am La-Silla-Observatorium vom 18. bis 20. August 1985 führte zu einer Abschätzung für die Rotationsperiode von 9, 13,5 oder 27 h, wovon der mittlere Wert als der wahrscheinlichste angesehen wurde.[6] Eine Beobachtung am 9. Dezember 1986 an der Außenstelle Tshuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine zeigte während der etwa fünfstündigen Beobachtungszeit keine Veränderung in der Helligkeit und konnte nicht weiter ausgewertet werden.[7]

Weitere Beobachtungen fanden wieder statt vom 29. Februar bis 22. März 1992 am NF/ Observatory in New Mexico. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 12,73 h abgeleitet.[8] Eine erneute Auswertung der Beobachtungsdaten vom August 1985 führte in einer Untersuchung von 1994 zu einem verbesserten Ergebnis von 13,28 h, allerdings konnten auch mehrere andere Perioden nicht völlig ausgeschlossen werden.[9]

In der Ukraine wurde in einer Untersuchung von 2002 mit archivierten Daten aus dem Zeitraum Mai 1984 bis Oktober 1994 für (487) Venetia eine Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,3317 h bestimmt. Es wurden außerdem die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden hergeleitet.[10]

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder vom 10. bis 13. März 2014 am Bigmuskie Observatory in Italien. Für die Rotationsperiode konnte ein Wert von 13,34 h abgeleitet werden, andere Perioden ließen sich dagegen sicher ausschließen.[11] Aus archivierten Lichtkurven wurde dann in einer Untersuchung von 2015 wieder eine Periode von 13,342 h abgeleitet.[12]

Unter Einbeziehung der archivierten Beobachtungen von (487) Venetia ab 1984 und zusätzlichen neuen Beobachtungen von 2006 bis 2015 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. Für beide Modelle konnten zunächst zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation, aber nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen, sowie eine Periode von 13,34133 h definiert werden, von denen jedoch durch eine thermophysikalische Modellierung eine starke Bevorzugung für eine Rotationsachse des nicht-konvexen Modells vorlag, außerdem konnte dadurch eine Skalierung zu einem äquivalenten Durchmesser von 70 ± 4 km sowie einer Albedo von 0,21 erfolgen.[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 13,3418 h bestimmt werden.[14]

Siehe auch

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. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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.
  6. ↑ H. J. Schober: Rotation of asteroid 487 Venetia: most probably 13.5 hours. In: Astronomische Gesellschaft Abstract Series. Band 5, 1990, S. 46, bibcode:1990AGAb....5R..46S (PDF; 20 kB).
  7. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiornij, Yu. N. Krugly, D. F. Lupishko, R. A. Mohamed, F. P. Velichko, T. Michałowski, V. V. Avramchuk, A. N. Dovgopol: Photometry of seventeen asteroids. In: Icarus. Band 100, Nr. 2, 1992, S. 295–306, doi:10.1016/0019-1035(92)90102-D.
  8. ↑ A. W. Neely: CCD Photometry of Asteroid 487 Venetia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 19, Nr. 4, 1992, S. 31–32, bibcode:1992MPBu...19...31N (PDF; 76 kB).
  9. ↑ H. J. Schober, A. Erikson, G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, R. Albrecht, W. Ornig, A. Schroll, M. Stadler: Physical studies of asteroids. XXVIII. Lightcurves and photoelectric photometry of asteroids 2, 14, 51, 105, 181, 238, 258, 369, 377, 416, 487, 626, 679, 1048 and 2183. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 105, 1994, S. 281–300, bibcode:1994A&AS..105..281S (PDF; 381 kB).
  10. ↑ N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: Rotation parameters and shapes of 15 asteroids. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, bibcode:2002KFNT...18..508T (PDF; 810 kB, russisch).
  11. ↑ A. Ferrero: Period Determination of Six Main Belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 184–185, bibcode:2014MPBu...41..184F (PDF; 614 kB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ 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).
  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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