(509) Iolanda

Asteroid
(509) Iolanda
Berechnetes 3D-Modell von (509) Iolanda
Berechnetes 3D-Modell von (509) Iolanda
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,061 AE
Exzentrizität 0,098
Perihel – Aphel 2,761 AE – 3,361 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 15,413°
Länge des aufsteigenden Knotens 217,5°
Argument der Periapsis 155,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 20. Juli 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 130 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,98 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 51,9 km ± 0,7 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,25
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 18 min
Absolute Helligkeit 8,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 28. April 1903
Andere Bezeichnung 1903 HD, 1905 UB
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.

(509) Iolanda ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 28. April 1903 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,2 mag entdeckt wurde.

Es ist kein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis bekannt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (509) Iolanda, für die damals Werte von 53,0 km bzw. 0,27 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 65,5 oder 69,2 km bzw. 0,18 oder 0,16.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 51,9 oder 55,2 km bzw. 0,29 oder 0,25 korrigiert.[3]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 21. bis 31. Juli 1995 während drei Nächten am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Die lückenhafte Lichtkurve passte scheinbar am besten zu einer Rotationsperiode von 16,592 h, ein anderer Wert konnte aber nicht ausgeschlossen werden.[4] Dagegen wurden weitere Beobachtungen vom 4. bis 8. Oktober 1996 am Observatorio de Sierra Nevada in Spanien zu einem Wert von 12,72 h ausgewertet.[5]

Eine neue Beobachtungskampagne startete während drei Nächten vom 4. Mai bis 6. Juni 2000 am Flarestar Observatory auf Malta. Als erste Auswertungen der aufgezeichneten Lichtkurve zeigten, dass die Rotationsperiode nahe bei 12 Stunden liegt, wurden am 8. Juni noch ergänzende Beobachtungen am Thornton Observatory in Colorado durchgeführt. Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem halb- oder ganzzahligen Erdtag kann an einem Observatorium oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Teilabschnitt der Lichtkurve erfasst wird, was oft zu Fehlauswertungen führt. Aus den kombinierten Daten konnte nun aber eine eindeutige Rotationsperiode von 12,306 h bestimmt werden.[6] Auch die während nur einer Nacht am 20. August 2001 am Nationalen Astronomischen Observatorium Roschen in Bulgarien über etwa sieben Stunden aufgezeichneten Daten passten zu dieser Periode.[7]

Aus archivierten Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey sowie den Beobachtungen aus 1996 und 2000 wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,2907 h berechnet.[8]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (509) Iolanda wurde aus Messungen etwa vom 15. November bis 11. Dezember 2018 eine Rotationsperiode von 12,2878 h erhalten.[9] Eine Durchmusterung im Rahmen der Yunnan-Hong Kong Wide Field Photometric (YNHK) Survey vom 11. bis 21. April 2021 an der Beobachtungsstation Lijiang des Astronomischen Observatoriums Yunnan in China wurde für (509) Iolanda zu einer Rotationsperiode von 12,29 h ausgewertet.[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 (509) Iolanda, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 12,2907 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 12,29113 h bestimmt werden.[12] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 12,2908 h berechnet.[13]

Siehe auch

Commons: (509) Iolanda – 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. Blanco, M. Di Martino, D. Riccioli: New rotational periods of 18 asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 48, Nr. 4, 2000, S. 271–284, doi:10.1016/S0032-0633(99)00074-4.
  5. ↑ M. J. López-González, E. Rodríguez: Lightcurves of 10 Hygiea, 241 Germania and 509 Iolanda. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 145, Nr. 2, 2000, S. 255–261, doi:10.1051/aas:2000105 (PDF; 322 kB).
  6. ↑ R. A. Koff, S. F. Brincat: Collaborative Asteroid Photometry of Thee Main Belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 27, Nr. 4, 2000, S. 49–51, bibcode:2000MPBu...27...49K (PDF; 114 kB).
  7. ↑ G. Apostolovska, G. Borisov: CCD lightcurves of several asteroids during their last apparitions. In: Proceedings of Ceres 2001 Workshop. Paris 2001, S. 1–4 (PDF; 104 kB).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  10. ↑ X. Xu, X. Wang, K. Muinonen, A. Penttilä, N. Luo, Sh. Gu, L. Sun, F. Xu, Y. Liu, Y. Xiang, D. Cao, J. Wang: A method of photometric data extraction for asteroids from time-domain surveys. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 521, Nr. 3, 2023, S. 3925–3938, doi:10.1093/mnras/stad765 (PDF; 4,61 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, 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. ↑ 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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