(499) Venusia

Asteroid
(499) Venusia
Berechnetes 3D-Modell von (499) Venusia
Berechnetes 3D-Modell von (499) Venusia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Hauptgürtelasteroid
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 4,015 AE
Exzentrizität 0,217
Perihel – Aphel 3,142 AE – 4,888 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,093°
Länge des aufsteigenden Knotens 256,2°
Argument der Periapsis 175,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 27. April 2029
Siderische Umlaufperiode 8 a 17 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 14,69 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 77,3 km ± 1,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 29 min
Absolute Helligkeit 9,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		P
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 24. Dezember 1902
Andere Bezeichnung 1902 YE, 1950 CE
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.

(499) Venusia ist ein Asteroid jenseits des äußeren Hauptgürtels, der am 24. Dezember 1902 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Venusia oder Ven, einer Insel im Öresund zwischen Dänemark und Schweden, die König Friedrich II. von Dänemark und Norwegen 1576 Tycho Brahe für seine Observatorien Uraniborg und Stjerneborg schenkte. Die Benennung erfolgte anlässlich eines Besuchs der Teilnehmer der Tagung der Astronomischen Gesellschaft 1904 in Lund, Schweden,[1] durch Fräulein Bruhns, Tochter von Carl Bruhns, dem Direktor der Sternwarte Leipzig. An die Insel wird auch noch durch die Asteroiden (379) Huenna und (1678) Hveen erinnert.

(499) Venusia wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber weit außerhalb der Hecuba-Lücke und ist ein Mitglied der Hilda-Gruppe. Diese bewegt sich in einer 3:2-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter um die Sonne.[2] Obwohl der gegenseitige Bahnabstand (Minimum orbit intersection distance, MOID) von Jupiter und (499) Venusia immer wieder zwischen etwa 0,42 und 0,55 AE schwankte, sind sich die beiden Himmelskörper durch die Bahnresonanz in den vergangenen 10.000 Jahren nie näher gekommen als bis auf etwa 1,81 AE (270 Mio. km).[3]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (499) Venusia, für die damals Werte von 81,4 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[4] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot speziell für Mitglieder der Hilda-Gruppe führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 77,3 km bzw. 0,05.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 29. April 1976 am Mount-Stromlo-Observatorium in Australien. Die aufgezeichnete Lichtkurve zeigte jedoch keine Veränderungen.[6] Aus Beobachtungen vom 3. bis 8. Juni 1994 am La-Silla-Observatorium in Chile konnte dann erstmals eine Rotationsperiode von 13,48 h bestimmt werden.[7]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona, der Catalina Sky Survey und der Mount Lemmon Survey ermöglichte 2011 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 13,4871 h.[8]

Neue photometrische Beobachtungen vom 2. bis 6. September 2020 am Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado und Kalifornien wurden zu einer Rotationsperiode von 13,53 h ausgewertet.[9]

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 wieder ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 13,48708 h bestimmt.[10] 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 13,489 h bestimmt werden.[11]

Siehe auch

Commons: (499) Venusia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ Kleine Mitteilungen. In: Astronomische Nachrichten. Band 166, Nr. 3980, 1904, Sp. 319–320, doi:10.1002/asna.19041662009.
  2. ↑ C. E. Spratt: The Hilda group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 83, 1989, S. 393–404, bibcode:1989JRASC..83..393S (PDF; 173 kB).
  3. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ T. Grav, A. K. Mainzer, J. Bauer, J. Masiero, T. Spahr, R. S. McMillan, R. Walker, R. Cutri, E. Wright, P. R. Eisenhardt, E. Blauvelt, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier IV, S. Gomillion, E. Hand, A. Wilkins: WISE/NEOWISE Observations of the Hilda Population: Preliminary Results. In: The Astrophysical Journal. Band 744, Nr. 2, 2012, S. 1–15, doi:10.1088/0004-637X/744/2/197 (PDF; 3,45 MB).
  6. ↑ C.-I. Lagerkvist: Photographic photometry of 110 main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 31, 1978, S. 361–381, bibcode:1978A&AS...31..361L (PDF; 407 kB).
  7. ↑ M. Dahlgren, J. F. Lahulla, C.-I. Lagerkvist, J. Lagerros, S. Mottola, A. Erikson, M. Gonano-Beurer, M. Di Martino: A Study of Hilda Asteroids. V. Lightcurves of 47 Hilda Asteroids. In: Icarus. Band 133, Nr. 2, 1998, S. 247–285, doi:10.1006/icar.1998.5919.
  8. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  9. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens: Lightcurve Analysis of Hilda Asteroids at The Center for Solar System Studies: 2020 August–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 1, 2021, S. 17–19, bibcode:2021MPBu...48...17W (PDF; 677 kB).
  10. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
  11. ↑ 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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