(495) Eulalia

Asteroid
(495) Eulalia
Berechnetes 3D-Modell von (495) Eulalia
Berechnetes 3D-Modell von (495) Eulalia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,487 AE
Exzentrizität 0,130
Perihel – Aphel 2,164 AE – 2,810 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,279°
Länge des aufsteigenden Knotens 186,4°
Argument der Periapsis 207,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 16. Mai 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 337 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,81 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 37,3 km ± 0,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 1 d 5 h
Absolute Helligkeit 11,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 25. Oktober 1902
Andere Bezeichnung 1902 UL, 1906 XC, 1916 GF, 1988 PA2
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.

(495) Eulalia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 25. Oktober 1902 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren der Großmutter der Frau des Entdeckers.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (495) Eulalia, für die damals Werte von 38,9 km bzw. 0,06 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 39,9 km bzw. 0,05.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 37,3 km bzw. 0,06 korrigiert.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 33,9 oder 38,8 km bzw. 0,05 oder 0,04 angegeben[4] und dann 2016 korrigiert zu 23,4 oder 32,0 km bzw. 0,10 oder 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 10. bis 12. Mai 1983 und vom 21. bis 24. September 1984 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 29,2 ± 1,0 h abgeleitet.[6] Neue Beobachtungen vom 8. November bis 23. Dezember 2012 am Palmer Divide Observatory in Colorado erbrachten einen verbesserten Wert für die Rotationsperiode von 28,967 h,[7] während weitere Messungen vom 8. bis 25. März 2014 am Center for Solar System Studies–Palmer Divide Station (CS3-PDS) wahrscheinlich aufgrund einer Lücke in der erfassten Lichtkurve zu einen geringfügig abweichenden Wert von 28,829 h ausgewertet wurden.[8]

Um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells für den Asteroiden zu liefern, erfolgten weitere Beobachtungen vom 15. April bis 28. Juni 2015 während 12 Nächten im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen dem Blue Mountains Observatory und dem Darling Range Observatory in Australien. Dabei wurde eine Rotationsperiode von 28,996 h bestimmt.[9]

Die Auswertung von archivierten Lichtkurven aus dem Zeitraum 1983 bis 2015 führte dann in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 28,96589 h. Numerische Simulationen der langfristigen Entwicklung zeigten eine dynamische Instabilität der Umlaufbahn von (495) Eulalia, sowohl bei einer rein gravitativen Betrachtung als auch umso mehr unter Berücksichtigung des Jarkowski-Effekts. Es wurde daher angenommen, dass der Asteroid innerhalb eines Zeitraums von 0,2–1 Mrd. Jahren in eine 3:1-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter eintritt.[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 (495) Eulalia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 28,966 h berechnet wurde.[11]

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 28,965 h berechnet.[12]

Siehe auch

Commons: (495) Eulalia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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.
  7. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2012 September–2013 January. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 2, 2013, S. 71–80, bibcode:2013MPBu...40...71W (PDF; 1,25 MB).
  8. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. 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. 144–155, bibcode:2014MPBu...41..144W (PDF; 2,52 MB).
  9. ↑ J. Oey, H. Williams, R. Groom: Lightcurve Analysis of Asteroids from BMO and DRO in 2015. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 200–204, bibcode:2017MPBu...44..200O (PDF; 3,59 MB).
  10. ↑ D. Vokrouhlický, J. Ďurech, P. Pravec, J. Oey, J. Vraštil, K. Hornoch, P. Kušnirák, R. Groom, B. D. Warner, W. F. Bottke: Rotation state of 495 Eulalia and its implication. In: Astronomy & Astrophysics. Band 585, A56, 2016, S. 1–10, doi:10.1051/0004-6361/201526953 (PDF; 7,49 MB).
  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, 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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