(620) Drakonia

Asteroid
(620) Drakonia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,437 AE
Exzentrizität 0,135
Perihel – Aphel 2,107 AE – 2,766 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 7,733°
Länge des aufsteigenden Knotens 359,9°
Argument der Periapsis 336,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 6. Februar 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 293 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,00 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 11,4 km ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,42
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 29 min
Absolute Helligkeit 11,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker J. H. Metcalf
Datum der Entdeckung 26. Oktober 1906
Andere Bezeichnung 1906 UO, 1950 ET, 1950 HS, 1955 QE1
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.

(620) Drakonia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 26. Oktober 1906 vom US-amerikanischen Astronomen Joel Hastings Metcalf am Taunton-Observatorium in Massachusetts bei einer Helligkeit von 13 mag entdeckt wurde. Nach der Entdeckung in Taunton konnte er erst über 20 Jahre später am Krim-Observatorium in Simejis erneut aufgefunden werden.

Der Asteroid wurde wahrscheinlich zu Ehren der Drake University in Des Moines, Iowa benannt. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag von D. W. Morehouse und E. B. Stouffer, die die Umlaufbahn berechneten, beide von der Drake University.

Wissenschaftliche Auswertung

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 11,4 km bzw. 0,43.[1] Nachdem die Werte 2012 auf 11,3 km bzw. 0,57 geändert worden waren,[2] wurden sie 2014 erneut auf 11,4 km bzw. 0,42 korrigiert.[3]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt (620) Drakonia durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo. Beobachtungen am 16. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma und am 20. Januar 2007 am New Technology Telescope (NTT) in Chile bestätigten den E-Typ.[4]

Am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw und am Krim-Observatorium in Simejis wurde (620) Drakonia vom 22. September bis 6. November 1997 erstmals photometrisch und polarimetrisch untersucht. Aus der Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 5,487 h abgeleitet werden, die gemessene Polarisation lag nahe bei Null.[5] Beobachtungen am 5. und 6. Juni 2000 am Observatório do Pico dos Dias (OPD) in Brasilien ermöglichten nur eine etwas unsichere Bestimmung der Rotationsperiode von 5,53 h.[6] An der Xuyi Station der Sternwarte am purpurnen Berg in China konnten am 24. Februar und 8. März 2001 zwar zu wenige Daten erhalten werden, aber Abschätzungen führten auf einen Wert von 5,480 h.[7]

Vom 4. bis 6. November 2001 wurde der Asteroid am Palmer Divide Observatory (PDO) in Colorado photometrisch beobachtet und eine Rotationsperiode von 5,49 h bestimmt.[8][9] Erneute Beobachtungen vom 9. Februar bis 24. März 2014 am Etscorn Campus Observatory (ECO) in New Mexico ergaben einen Wert von 5,487 h.[10]

Aus archivierten Daten der Lowell Photometric Database bestimmte eine Untersuchung im Jahr 2016 für ein ellipsoidisches Gestaltmodell zwei mögliche Orientierungen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 5,4871 h.[11] 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 (620) Drakonia wurde aus Messungen etwa vom 26. April bis 20. Mai 2019 eine Rotationsperiode von 5,4867 h bestimmt.[12]

Unter Verwendung der Beobachtungsdaten von 2001 und 2014 und eigenen Messungen vom 8. und 10. November 2020 an der Xinglong Station der Nationalen Astronomischen Observatorien der Chinesischen Akademie der Wissenschaften wurden in einer Untersuchung von 2022 zwei mögliche Orientierungen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 5,487 h berechnet. Aufgrund deutlicher Abweichung zu der früheren Bestimmung von 2016 wurden aber weitere Beobachtungen als notwendig erachtet.[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 (620) Drakonia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 5,48713 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 5,48713 h bestimmt werden.[15]

Siehe auch

Commons: (620) Drakonia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ 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).
  2. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8 (PDF; 3,27 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. ↑ S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB).
  5. ↑ I. N. Belskaya, V. G. Shevchenko, N. N. Kiselev, Yu. N. Krugly, N. M. Shakhovskoy, Yu. S. Efimov, N. M. Gaftonyuk, A. Cellino, R. Gil-Hutton: Opposition polarimetry and photometry of S- and E-type asteroids. In: Icarus. Band 166, Nr. 1, 2003, S. 276–284, doi:10.1016/j.icarus.2003.09.005.
  6. ↑ R. Almeida, C. A. Angeli, R. Duffard, D. Lazzaro: Rotation periods for small main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 415, Nr. 1, 2003, S. 403–406, doi:10.1051/0004-6361:20034585 (PDF; 246 kB).
  7. ↑ B. Li, H. Zhao, J. Yao: The Lightcurve Analysis of Five Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 179–180, bibcode:2011MPBu...38..179L (PDF; 6,85 MB).
  8. ↑ B. D. Warner: Asteroid Photometry at the Palmer Divide Observatory: Results for 620 Drakonia, 3447 Burkhalter, and 7816 Hanoi. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 29, 2002, S. 27–28, bibcode:2002MPBu...29...27W (PDF; 153 kB).
  9. ↑ B. D. Warner: Upon Further Review: IV. 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. 1, 2011, S. 52–54, bibcode:2011MPBu...38...52W (PDF; 789 kB).
  10. ↑ D. A. Klinglesmith III, J. Hanowell, E. Risley, J. Turk, A. Vargas, C. A. Warren: Lightcurves for Inversion Model Candidates. 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. 139–143, bibcode:2014MPBu...41..139K (PDF; 460 kB).
  11. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, D. Oszkiewicz, R. Vančo: Asteroid models from the Lowell photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 587, A48, 2016, S. 1–6, doi:10.1051/0004-6361/201527573 (PDF; 263 kB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ Y. Wang, Z. Kang, Y. Xu: Multi-color photometric observations of three asteroids in the vicinity of Vesta family. In: Astronomische Nachrichten. Band 343, Nr. 9–10, 2022, S. 1–9, doi:10.1002/asna.20210102.
  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).
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