(621) Werdandi

Asteroid
(621) Werdandi
Berechnetes 3D-Modell von (621) Werdandi
Berechnetes 3D-Modell von (621) Werdandi
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Themis-Familie
Große Halbachse 3,127 AE
Exzentrizität 0,137
Perihel – Aphel 2,699 AE – 3,554 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,298°
Länge des aufsteigenden Knotens 66,6°
Argument der Periapsis 37,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 12. Februar 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 193 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,77 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 29,7 km ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,13
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 47 min
Absolute Helligkeit 11,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		FCX:
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 11. November 1906
Andere Bezeichnung 1906 VM, 1952 BO
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.

(621) Werdandi ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. November 1906 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,4 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Verdandi, einer der drei Nornen in der nordischen Mythologie. Verdandi steht für die Gegenwart. Die beiden anderen Nornen wurden bei der Benennung von (167) Urda und (1130) Skuld berücksichtigt.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (621) Werdandi zur Themis-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (621) Werdandi, für die damals Werte von 27,2 km bzw. 0,15 erhalten wurden.[1] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 29,7 km bzw. 0,13.[2]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (621) Werdandi eine taxonomische Klassifizierung als B-Typ.[3]

Bereits am 18. Februar 1974 erfolgten am Observatorium Kvistaberg in Schweden photometrische Beobachtungen des Asteroiden. Aus den wenigen gemessenen Daten konnte aber nur eine Rotationsperiode von >9,6 h abgeschätzt werden.[4] Vom 19. bis 22. April 2002 wurde am Observatório do Pico dos Dias (OPD) in Brasilien eine Lichtkurve aufgenommen, aus der eine Rotationsperiode von 9,396 h abgeleitet wurde.[5] Aus photometrischen Beobachtungen vom 8. bis 9. März 2007 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana konnte mit der wiederum aus wenigen Datenpunkten bestehenden Lichtkurve des Asteroiden nur eine unsichere Rotationsperiode von 14,82 h bestimmt werden, die als möglicherweise unrichtig eingestuft wurde.[6]

Durch eine Zusammenarbeit zwischen dem Observatorium Bassano Bresciano in Italien und dem Organ Mesa Observatory in New Mexico konnte dann vom 23. Januar bis 19. Februar 2012 erstmals eine lückenlose Lichtkurve des Asteroiden gewonnen werden, mit der eine Rotationsperiode von 11,776 h bestimmt wurde.[7] Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona und der Catalina Sky Survey ermöglichte in einer Untersuchung von 2013 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 11,77456 h.[8]

Eine Auswertung der Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus den Jahren 2015 bis 2018 bestätigte diesen Wert in einer Untersuchung von 2020 mit 11,773 h, darüber hinaus konnte eine taxonomische Zuordnung mit einer Wahrscheinlichkeit von 67 % für einen C-Typ und 33 % für einen S-Typ angegeben werden.[9] Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 11,77456 h bestimmt werden.[10]

Siehe auch

Commons: (621) Werdandi – 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, 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. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ R. Almeida, C. A. Angeli, R. Duffard, D. Lazzaro: Rotation periods for small main-belt asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 415, Nr. 1, 2004, S. 403–406, doi:10.1051/0004-6361:20034585 (PDF; 246 kB).
  6. ↑ J. Sauppe, S. Torno, R. Lemke-Oliver, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – March/April 2007. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 4, 2007, S. 119–122, bibcode:2007MPBu...34..119S (PDF; 310 kB).
  7. ↑ L. Strabla, U. Quadri, R. Girelli, F. Pilcher: Lightcurve Analysis Collaboration for 561 Ingwelde and 621 Werdandi. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 154–155, bibcode:2012MPBu...39..154S (PDF; 343 kB).
  8. ↑ J. Hanuš, M. Brož, J. Ďurech, B. D. Warner, J. Brinsfield, R. Durkee, D. Higgins, R. A. Koff, J. Oey, F. Pilcher, R. Stephens, L. P. Strabla, Q. Ulisse, R. Girelli: An anisotropic distribution of spin vectors in asteroid families. In: Astronomy & Astrophysics. Band 559, A134, 2013, S. 1–19, doi:10.1051/0004-6361/201321993 (PDF; 5,59 MB).
  9. ↑ N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, doi:10.3847/1538-4365/ab5e88 (PDF; 14,3 MB).
  10. ↑ 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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