(507) Laodica

Asteroid
(507) Laodica
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eos-Familie
Große Halbachse 3,155 AE
Exzentrizität 0,103
Perihel – Aphel 2,830 AE – 3,481 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,503°
Länge des aufsteigenden Knotens 293,4°
Argument der Periapsis 100,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 1. November 2024
Siderische Umlaufperiode 5 a 221 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,73 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 45,2 km ± 0,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 42 min
Absolute Helligkeit 9,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker Raymond Smith Dugan
Datum der Entdeckung 19. Februar 1903
Andere Bezeichnung 1896 YB, 1903 DC, 1912 VP, 1953 GK1, 1958 AK, 1974 YC
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.

(507) Laodica ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 19. Februar 1903 vom US-amerikanischen Astronomen Raymond Smith Dugan an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,5 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits am 31. Dezember 1896 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice bei einer Helligkeit von 13 mag fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach Laodike, einer Tochter von Priamos und Hekabe. Sie verliebte sich in Akamas, den Sohn von Theseus und Phaidra, als dieser und Diomedes von den Griechen nach Troja kamen, um die Rückgabe Helenas zu fordern. Die Benennung erfolgte nicht durch den Entdecker. Der Name tauchte erst auf, als eine Ephemeride veröffentlicht wurde.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (507) Laodica zur Eos-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (507) Laodica, für die damals Werte von 43,8 km bzw. 0,21 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 55,3 km bzw. 0,13.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 45,2 km bzw. 0,20 korrigiert.[3]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 12. bis 29. August 2002 während sechs Nächten am Sunflower Observatory in Kansas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 4,705 h bestimmt.[4] Eine Revision der Daten führte allerdings in einer Untersuchung von 2011 zu einer Periode von 6,737 h.[5]

Aus archivierten Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey sowie weiteren Beobachtungen aus 2001 wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,70657 h berechnet.[6]

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten vom 17. Februar bis 9. März 2015 während fünf Nächten am Oakley Southern Sky Observatory, der australischen Außenstation des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana. Dabei wurde eine Rotationsperiode von 4,7064 h abgeleitet.[7] Messungen vom 6. bis 16. April 2016 am gleichen Ort ergaben eine Periode von 4,706 h,[8] während Beobachtungen vom 30. April bis 4. Mai 2016 durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien ebenfalls zu einem Wert von 4,706 h ausgewertet wurden.[9]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,70656 h berechnet.[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 (507) Laodica, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 4,70658 h berechnet wurde.[11] Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 4,70653 h bestimmt werden.[12]

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. ↑ L. E. Robinson: Asteroid Photometry at Sunflower Observatory: Results for 507 Laodica and 1147 Stavropolis. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 29, Nr. 1, 2002, S. 13, bibcode:2002MPBu...29...13R (PDF; 181 kB).
  5. ↑ B. D. Warner: Upon Further Review: VI. An Examination of Previous Lightcurve Analysis from the Palmer Divide Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 96–101, bibcode:2011MPBu...38...96W (PDF; 2,42 MB).
  6. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
  7. ↑ K. Hess, M. Bruner, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Southern Sky Observatory: 2015 February–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 1, 2017, S. 3–5, bibcode:2017MPBu...44....3H (PDF; 1,36 MB).
  8. ↑ S. Black, D. Linville, D. Michalik, M. Wolf, R. Ditteon: Lightcurve Analysis of Asteroids Observed at the Oakley Southern Sky Observatory: 2015 December–2016 April. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 4, 2016, S. 287–289, bibcode:2016MPBu...43..287B (PDF; 746 kB).
  9. ↑ E. A. Mansego, P. B. Rodriguez, J. L. de Haro, O. R. Chiner, A. F. Silva, D. H. Porta, V. M. Martinez, G. F. Silva, A. C. Garcerán: Eighteen Asteroids Lightcurves at Asteroides Observers (OBAS) – MPPD: 2016 March–May. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 4, 2016, S. 332–336, bibcode:2016MPBu...43..332M (PDF; 723 kB).
  10. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 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).
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