(489) Comacina

Asteroid
(489) Comacina
Berechnetes 3D-Modell von (489) Comacina
Berechnetes 3D-Modell von (489) Comacina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,152 AE
Exzentrizität 0,049
Perihel – Aphel 2,999 AE – 3,306 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,992°
Länge des aufsteigenden Knotens 166,7°
Argument der Periapsis 8,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 28. April 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 218 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,77 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 139,4 km ± 3,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,04
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 1 min
Absolute Helligkeit 8,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Luigi Carnera
Datum der Entdeckung 2. September 1902
Andere Bezeichnung 1902 RD, 1911 DA
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.

(489) Comacina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 2. September 1902 vom italienischen Astronomen Luigi Carnera an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach der Isola Comacina, einer kleinen Insel im Comer See in Norditalien. Der Name ist vermutlich mit den Magistri Comacini verwandt, den lombardischen Baumeistern des Mittelalters, die die Architektur dieser Zeit prägten. Die Benennung durch den Entdecker erfolgte 1905 auf Wunsch des italienischen Astronomen Luigi Volta.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (489) Comacina, für die damals Werte von 139,4 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[2] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 115,0 oder 117,9 km bzw. 0,05 angegeben[3] und dann 2016 korrigiert zu 120,9 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[4] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch (489) Comacina einen Durchmesser von 128,0 ± 4,3 km.[5]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (489) Comacina eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[6]

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 (489) Comacina. Bereits nach einer ersten zweistündigen Messung am 11. April 1984 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona wurde auf eine Rotationsperiode von mindestens etwa 9 Stunden geschlossen. Auch nach weiteren Beobachtungen vom 22. bis 24. Dezember 1988 wurde eine Rotationsperiode von 9 h abgeleitet, obwohl auch ein Wert von 7,6 h möglich erschien.[7]

Weitere photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 24. März bis 9. Mai 2001 im Rahmen einer internationalen Zusammenarbeit zwischen dem Santana Observatory in Kalifornien, dem Flarestar Observatory auf Malta und dem Thornton Observatory in Colorado. Aus der während neun Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,02 h bestimmt.[8] Auch weitere Beobachtungen vom 19. bis 21. Mai 2007 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana konnten dieses Ergebnis mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 9,00 h bestätigen.[9]

Die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,02321 h.[10] 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 (489) Comacina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,0232 h berechnet wurde.[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 9,02339 h bestimmt werden.[12] Photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten wieder vom 6. bis 25. April 2023 während fünf Nächten an verschiedenen Observatorien der Asociación Valenciana de Astronomía (AVA) in Spanien (abgeleitete Periode 9,025 h).[13]

Siehe auch

Commons: (489) Comacina – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ Mitteilungen über kleine Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 169, Nr. 4038, 1905, Sp. 95–96, doi:10.1002/asna.19051690609.
  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. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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.
  8. ↑ R. D. Stephens, S. M. Brincat, R. A. Koff: Collaborative Photometry of 489 Comacina, March through May 2001. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 4, 2001, S. 73, bibcode:2001MPBu...28...73S (PDF; 163 kB).
  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. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  11. ↑ 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).
  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).
  13. ↑ G. Fornas, F. Huet, R. Barberá, Á. Fornas, V. Mas: Lightcurve Analysis for Twelve Main-Belt and One PHA Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 1, 2024, S. 33–38, bibcode:2024MPBu...51...33F (PDF; 1,15 MB).
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