(360) Carlova

Asteroid
(360) Carlova
Berechnetes 3D-Modell von (360) Carlova
Berechnetes 3D-Modell von (360) Carlova
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,005 AE
Exzentrizität 0,174
Perihel – Aphel 2,483 AE – 3,527 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,742°
Länge des aufsteigenden Knotens 132,2°
Argument der Periapsis 290,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 4. März 2027
Siderische Umlaufperiode 5 a 77 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,05 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 129,1 km ± 2,8 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,04
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 11 min
Absolute Helligkeit 8,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		C
Geschichte
Entdecker Auguste Charlois
Datum der Entdeckung 11. März 1893
Andere Bezeichnung 1893 EE, 1903 BC, 2017 YP22
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.

(360) Carlova ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. März 1893 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice bei einer Helligkeit von 12 mag entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile im Jahr 1974 wurden für (360) Carlova erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 133 km und 0,03 bestimmt. Eine Beobachtung im März 1976 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona ergab Werte von 130 km und 0,03.[1][2][3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (360) Carlova, für die damals Werte von 115,8 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[4] 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 132,6 km bzw. 0,04.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 129,1 km bzw. 0,04 korrigiert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 99,2 oder 105,3 km bzw. 0,07 oder 0,06, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[7]

Bei spektroskopischen Untersuchungen am Kaukasus-Bergobservatorium (CMO) des Sternberg-Instituts für Astronomie der Lomonossow-Universität Moskau am 10. Januar 2023 wurde bei (360) Carlova eine durch Sublimation bedingte Staubaktivität festgestellt, die durch das Vorhandensein von Wassereis verursacht wird.[8]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 25. bis 28. Oktober 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,21 h abgeleitet.[9] Dieses Ergebnis konnte durch weitere Beobachtungen am 21. und 22. September 1984 am La-Silla-Observatorium in Chile bestätigt werden, wo eine Rotationsperiode von 6,183 h bestimmt wurde.[10]

Am 10. Januar 1986 wurde am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien erneut eine Lichtkurve aufgenommen, die zu der bereits bekannten Periode passte. Außerdem konnten in Verbindung mit den archivierten Daten der früheren Beobachtungen erstmals zwei alternative Positionen für die Rotationsachse sowie die Achsenverhältnisse eines zweiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden abgeleitet werden.[11]

Bei neuen Messungen vom Januar 1996 bis Mai 1998 konnte durch eine Zusammenarbeit des Observatoire du Pic du Midi in Frankreich, des Nationalen Astronomischen Observatoriums Roschen in Bulgarien und des Observatoriums Borówiec in Polen eine detaillierte Lichtkurve gewonnen werden, aus der sich eine Rotationsperiode von 6,188 h bestimmen ließ. Außerdem wurden aus den archivierten Daten von 1979 bis 1998 eine Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 6,1896 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.[12]

Weitere Messungen erfolgten am 15. November 2000 am Astronomischen Observatorium Yunnan in China. Die aufgezeichnete Lichtkurve passte gut zu einer Rotationsperiode von 6,18 h.[13] Aus den archivierten Daten seit 1979 wurde auch hier eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 6,1873 h errechnet.[14] Eine Bestimmung der Rotationsachsen und Achsenverhältnisse erfolgte auch noch in einer weiteren Untersuchung von 2007 aus China.[15]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) konnte in einer Untersuchung von 2009 für (360) Carlova erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,18960 h abgeleitet werden.[16] Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder vom 1. bis 18. Februar 2012 während vier Nächten am UnderOak Observatory in New Jersey (abgeleitete Rotationsperiode 6,1894 h).[17]

Um die Unterschiede in den zuvor bestimmten Rotationsparametern für (360) Carlova zu verstehen, wurden in einer Untersuchung von 2015 die archivierten Daten von 1979 bis 1998 in Verbindung mit neun weiteren Lichtkurven, die 2011 und 2012 am Astronomischen Observatorium Yunnan aufgezeichnet worden waren, neu ausgewertet. Für die Rotationsperiode wurde ein bester Wert von 6,18959 h gefunden, dazu wurden zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmt. Nach Auswertung der Beobachtungsergebnisse einer Bedeckung des Sterns 9. Größe TYC 729-57-1 (HD 40862) durch den Asteroiden am 15. August 2011 konnte eine der Alternativen ausgeschlossen werden.[18]

Auch die Auswertung von 9 vorliegenden Lichtkurven und weiteren Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 wieder zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,18959 h.[19]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 erneut ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi vom 11. Juli 2004 und vom 26. August 2010 sowie den Beobachtungen der Sternbedeckung vom August 2011 (siehe oben) gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde aus den zuvor bestimmten Alternativen eine eindeutige Position mit prograder Rotation ausgewählt und die Periode zu 6,18959 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 135 ± 3 km abgeleitet.[20]

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 (360) Carlova, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,18957 h berechnet wurde.[21] 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 6,18959 h bestimmt werden.[22]

Siehe auch

Commons: (360) Carlova – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ V. V. Busarev, E. V. Petrova, M. P. Shcherbina, M. A. Burlak, N. P. Ikonnikova, M. V. Maksimova: Sublimation-Driven Dust Activity of Primitive-Type Asteroids as a Sign of the Presence of Н2О Ice. In: Solar System Research. Band 58, 2024, S. 715–731, doi:10.1134/S0038094624700503.
  9. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  10. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, J. A. de Campos, H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist: Rotational properties and lightcurves of the minor planets 94, 107, 197, 201, 360, 451, 511 and 702. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 67, Nr. 1, 1987, S. 95–101, bibcode:1987A&AS...67...95D (PDF; 157 kB).
  11. ↑ E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M.A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158.
  12. ↑ T. Michałowski, W. Pych, J. Berthier, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, J. Boussuge, S. Fauvaud, P. Denchev, R. Baranowski: CCD photometry, spin and shape models of five asteroids: 225, 360, 416, 516, and 1223. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 146, Nr. 3, 2000, S. 471–479, doi:10.1051/aas:2000282 (PDF; 184 kB).
  13. ↑ X. Wang: CCD photometry of asteroids (58) Concordia, (360) Carlova and (405) Thia. In: Earth, Moon, and Planets. Band 91, 2002, S. 25–30, doi:10.1023/A:1021291226767 (PDF; 273 kB).
  14. ↑ X. Wang, X. Zhang: Determination of rotational parameters of asteroid (360) Carlova. In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 30, Nr. 4, 2006, S. 410–419, doi:10.1016/j.chinastron.2006.10.007.
  15. ↑ X. Zhang, L. Zhang, J. Xu: Shapes and Pole Orientations of Asteroids (360) Carlova and (209) Dido. In: Earth, Moon, and Planets. Band 101, 2007, S. 189–194, doi:10.1007/s11038-008-9229-z (PDF; 264 kB).
  16. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, B. D. Warner, M. Fauerbach, S. A. Marks, S. Fauvaud, M. Fauvaud, J.-M. Vugnon, F. Pilcher, L. Bernasconi, R. Behrend: Asteroid models from combined sparse and dense photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 493, Nr. 1, 2009, S. 291–297, doi:10.1051/0004-6361:200810393 (PDF; 301 kB).
  17. ↑ K. B. Alton: CCD Lightcurves for Asteroids 201 Penelope and 360 Carlova. 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. 107–108, bibcode:2012MPBu...39..107A (PDF; 459 kB).
  18. ↑ X. Wang, K. Muinonen, Y. Wang, R. Behrend, R. Goncalves, J. Oey, P. Antonini, C. Demeautis, F. Manzini, J. Damerdji, J. Montier, A. Klotz, A. Leroy, G. Ganand: Photometric analysis for the spin and shape parameters of the C-type main-belt asteroids (171) Ophelia and (360) Carlova (Research Note). In: Astronomy & Astrophysics. Band 581, A55, 2015, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/201526523 (PDF; 829 kB).
  19. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  20. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  21. ↑ 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).
  22. ↑ 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).
Dieser Artikel wurde von Wikipedia herausgegeben. Der Text ist verfügbar unter Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0, sofern nicht anders angegeben. Möglicherweise können weitere Bestimmungen für Mediendateien gelten.