(505) Cava

Asteroid
(505) Cava
Berechnetes 3D-Modell von (505) Cava
Berechnetes 3D-Modell von (505) Cava
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,687 AE
Exzentrizität 0,243
Perihel – Aphel 2,036 AE – 3,339 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,822°
Länge des aufsteigenden Knotens 90,8°
Argument der Periapsis 337,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 6. Februar 2027
Siderische Umlaufperiode 4 a 148 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,90 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 115 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,04
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 8 h 11 min
Absolute Helligkeit 8,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		FC
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Royal Harwood Frost
Datum der Entdeckung 21. August 1902
Andere Bezeichnung 1902 QA, 1904 AC, 1947 WD, 1947 XF, 1963 NA
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.

(505) Cava ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 21. August 1902 vom US-amerikanischen Astronomen Royal Harwood Frost am Boyden Observatory der Harvard University, damals bei Arequipa in Peru, entdeckt wurde. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid ist benannt nach einer Figur aus der alten peruanischen Mythologie der Inka.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium am 11. und 15. Januar 2001 bei 2,38 GHz ergaben für (505) Cava einen effektiven Durchmesser von 105 ± 17 km.[2] 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 105,0 km bzw. 0,06.[3] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 104,9 km bzw. 0,06.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 117,7 km bzw. 0,05 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 81,9 oder 85,5 km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[6]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 13. und 14. März 1975 am Observatorium Kvistaberg in Schweden. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von >7,7 h abgeleitet.[7] Eine erste Beobachtung am 1. Januar 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien zeigte etwas widersprüchliche Ergebnisse, aus denen auf eine Rotationsperiode von 7 ± 1 h geschlossen wurde.[8] Erst nach weiteren Messungen am gleichen Ort vom 12. Oktober bis 19. Dezember 1982 konnte aus den kombinierten Lichtkurven eine genauerer Wert von 8,180 h bestimmt werden.[9] Eine Revision der Daten führte 1999 zu einem verbesserten Ergebnis von 8,1789 h.[10] Auch Messungen am 10. und 11. Mai 1993 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis passten zu dieser Periode.[11]

Aus den archivierten Beobachtungsdaten von 1979 bis 1993 konnte in einer Untersuchung von 1996 zwar keine unabhängige Bestimmung einer Rotationsperiode erfolgen, aber es wurden zwei alternative Rotationsachsen mit einer prograden Rotation abgeleitet.[12] Ebenfalls aus den archivierten Daten von 1975 bis 1993 in Verbindung mit neuen photometrischen Messungen aus dem Zeitraum April 1997 bis Mai 2010 an verschiedenen Sternwarten, wie dem Observatorium Borówiec in Polen, den Observatorien Le Crès und Blauvac in Frankreich, Bathurst & Canberra in Australien, Sabadell bei Barcelona, Sozzago in Italien sowie dem South African Astronomical Observatory (SAAO) in Südafrika und dem Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma, konnte dann in einer Untersuchung von 2012 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,18005 h berechnet werden.[13]

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 (505) Cava, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,1799 h berechnet wurde.[14] 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 8,181 h bestimmt werden.[15]

Abschätzungen von Masse und Dichte für (505) Cava aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 3,99·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 102 km zu einer Dichte von 7,28 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine sehr hohe Unsicherheit im Bereich von ±96 %.[16]

Siehe auch

Commons: (505) Cava – 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. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  9. ↑ J. W. Young, A. W. Harris: Photoelectic Lightcurve and Phase Relation of the Asteroid 505 Cava. In: Icarus. Band 64, Nr. 3, 1985, S. 528–530, doi:10.1016/0019-1035(85)90073-9.
  10. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, D. J. Tholen: Asteroid Lightcurve Observations from 1981 to 1983. In: Icarus. Band 142, Nr. 1, 1999, S. 173–201, doi:10.1006/icar.1999.6181.
  11. ↑ V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of asteroids: Lightcurves of 24 asteroids obtained in 1993–2005. In: Planetary and Space Science. Band 55, Nr. 7–8, 2007, S. 986–997, doi:10.1016/j.pss.2007.01.001.
  12. ↑ T. Michałowski: Pole and Shape Determination for 12 Asteroids. In: Icarus. Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, doi:10.1006/icar.1996.0171.
  13. ↑ A. Marciniak, P. Bartczak, T. Santana-Ros, T. Michałowski, P. Antonini, R. Behrend, C. Bembrick, L. Bernasconi, W. Borczyk, F. Colas, J. Coloma, R. Crippa, N. Esseiva, M. Fagas, M. Fauvaud, S. Fauvaud, D. D. M. Ferreira, R. P. Hein Bertelsen, D. Higgins, R. Hirsch, J. J. E. Kajava, K. Kamiński, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, F. Manzini, J. Michałowski, M. J. Michałowski, A. Paschke, M. Polińska, R. Poncy, R. Roy, G. Santacana, K. Sobkowiak, M. Stasik, S. Starczewski, F. Velichko, H. Wucher, T. Zafar: Photometry and models of selected main belt asteroids. IX. Introducing interactive service for asteroid models (ISAM). In: Astronomy & Astrophysics. Band 545, A131, 2012, S. 1–31, doi:10.1051/0004-6361/201219542 (PDF; 3,07 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
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