(30) Urania

Asteroid
(30) Urania
Berechnetes 3D-Modell von (30) Urania
Berechnetes 3D-Modell von (30) Urania
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,366 AE
Exzentrizität 0,127
Perihel – Aphel 2,066 AE – 2,666 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 307,4°
Argument der Periapsis 87,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 19. April 2026
Siderische Umlaufperiode 3 a 234 d
Siderische Umlaufzeit {Umlaufdauer}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,29 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 92,8 ± 2,0 km
Abmessungen {Abmessungen}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,19
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 41 min
Absolute Helligkeit 7,6 mag
Spektralklasse {Spektralklasse}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Sl
Geschichte
Entdecker John Russell Hind
Datum der Entdeckung 22. Juli 1854
Andere Bezeichnung 1854 OA, 1948 JK
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.

(30) Urania ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 22. Juli 1854 vom englischen Astronomen John Russell Hind am George Bishop’s Observatory in London entdeckt wurde. Es war seine letzte von insgesamt 10 Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid wurde benannt nach Urania, der Muse der Astronomie. Die Benennung erfolgte auf Wunsch von George Bishop durch Augustus De Morgan, Sekretär der Royal Astronomical Society.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom April 1973 und August 1974 sowie am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (30) Urania erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 90 bis 107 km bzw. 0,10 bis 0,14 bestimmt.[1][2][3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (30) Urania, für die damals Werte von 100,2 km bzw. 0,17 erhalten wurden.[4] Aus einer Speckle-Interferometrie mit dem Telescopio Nazionale Galileo am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma am 29. und 30. September 2002 wurde für (30) Urania ein Durchmesser von etwa 99 km abgeleitet. Es wurden dabei keine Anzeichen für eine Duplizität gefunden.[5] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnten äquivalente Durchmesser von 114 ± 15 km abgeleitet werden.[6] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot ergab 2011 vorläufige Werte für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 98,4 km bzw. 0,17.[7] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo von 99,0 km bzw. 0,18.[8] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 92,8 km bzw. 0,19 korrigiert.[9] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 93,5 km bzw. 0,26 angegeben[10] und dann 2016 korrigiert zu 105,7 km bzw. 0,19, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[11]

Berechnetes 3D-Modell von (30) Urania

Bereits vom 13. April bis 21. Mai 1904 hatten photometrische Beobachtungen von (30) Urania am Boyden Observatory der Harvard University in Peru stattgefunden, um Anzeichen für Veränderungen in der Helligkeit festzustellen. Dabei wiesen die ersten Beobachtungen auf eine Variabilität mit einer Periode von etwa 8 Stunden hin. Nach fortgesetzten Messungen konnten die späteren Beobachtungen die Variabilität aber nicht bestätigen und es konnte keine Periode angegeben werden, die allen Beobachtungen Genüge tat.[12] Weitere photometrische Messungen im Jahr 1950 wurden erstmals zu einer Rotationsperiode von 13,673 h ausgewertet.[13] Ähnliche Werte wurden dann auch bei neuen Beobachtungen am 28. Januar und 19. Februar 1958 am McDonald-Observatorium in Texas (abgeleitete Periode 13,668 h),[14] während drei Nächten vom 23. Oktober bis 8. November 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien (abgeleitete Periode 13,686 h)[15] sowie vom 29. Januar bis 3. April 1987 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona, am McDonald-Observatorium und am Table Mountain Observatory (abgeleitete Periode 13,686 h) bestimmt.[16]

Aus den archivierten Lichtkurven der Jahre 1958, 1978 und 1987 wurden in einer Untersuchung von 1996 erstmals zwei alternative Lösungen für die Rotationsachse des Asteroiden und auch die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells ermittelt, dabei konnte aber die Rotationsrichtung und -periode nicht bestimmt werden.[17] Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und neuen Beobachtungen wurde dann in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden ein dreidimensionales Gestaltmodell und zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 13,68717 h berechnet.[18] Neue Beobachtungen vom 6. bis 19. Januar 2012 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich führten in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 13,692 h.[19]

Bei einer Auswertung archivierter Beobachtungen des Astrometrie-Satelliten Hipparcos für (30) Urania konnten 2019 für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell keine sinnvollen Ergebnisse für die Rotationsachse, die Periode sowie die Achsenverhältnisse berechnet werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hier wurde eine eindeutige Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 13,6854 h gefunden.[20] Neue photometrische Beobachtungen von (30) Urania erfolgten noch einmal vom 7. bis 28. Mai 2020 mit den ferngesteuerten Teleskop TRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 13,693 h abgeleitet.[21]

Aufnahme von (30) Urania durch das Very Large Telescope (VLT) am 27. September 2018

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (30) Urania aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 bereits eine Masse von etwa 1,74·1018 kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 94 km zu einer Dichte von 3,92 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±32 %.[22] Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (30) Urania. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[23]

  • Mittlerer Durchmesser 88 ± 2 km
  • Abmessungen in drei Achsen 112 × 84 × 76 km
  • Masse 1,3·1018 kg
  • Dichte 3,7 g/cm³
  • Albedo 0,21
  • Rotationsperiode 13,68717 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Asteroidenfamilie

Eine Untersuchung von 2024 identifizierte eine ursprüngliche Familie von Asteroiden, als deren größter Vertreter wahrscheinlich (30) Urania anzusehen ist. Es handelt sich hauptsächlich um Asteroiden des taxonomischen S-Typs mit einer Mineralogie ähnlich der gewöhnlicher Chondriten und pyroxenreicher Minerale, daneben kommen auch Vertreter des L- und V-Typs vor. Es wurden weitere etwa 190 kleinere Mitglieder der Familie gefunden. Die Asteroidenfamilie mit einer mittleren Albedo von 0,23 könnte vor geschätzt 4,4 ± 1,7 Mrd. Jahren aus einem etwa 110–210 km großen Vorgängerkörper entstanden sein.[24]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).
  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. ↑ A. Cellino, E. Diolaiti, A. Ghedina, D. Hestroffer, R. Ragazzoni, P. Tanga: Speckle interferometry observations of main belt asteroids at TNG. In: Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors – ACM 2002. ESA SP-500, Noordwijk, 2002, S. 497–500, bibcode:2002ESASP.500..497C (PDF; 103 kB).
  6. ↑ J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ S. I. Bailey: Observations of Eros and other asteroids. In: Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. Band 72, Nr. 5, 1913, S. 165–189, bibcode:1913AnHar..72..165B (PDF; 1,51 MB).
  13. ↑ R. Rigollet: Sur les changements d’éclat à courte période des petites planètes et sur la variabilité de (63) Ausonia. In: Contributions de l’Institut d’astrophysique de Paris. Série A, Nr. 63, 1950.
  14. ↑ T. Gehrels, D. Owings: Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves. In: The Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 906–924, doi:10.1086/147334 (PDF; 1,21 MB).
  15. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  16. ↑ W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: Photometric Observations of 125 Asteroids. In: Icarus. Band 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, doi:10.1006/icar.1996.5665.
  17. ↑ T. Michałowski: Pole and Shape Determination for 12 Asteroids. In: Icarus. Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, doi:10.1006/icar.1996.0171.
  18. ↑ 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).
  19. ↑ D. Husar, M. Kretlow: Lightcurve Analysis for 30 Urania. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 3, 2015, S. 157–158, bibcode:2015MPBu...42..157H (PDF; 362 kB).
  20. ↑ A. Cellino, D. Hestroffer, X. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: Inversion of Hipparcos and Gaia photometric data for asteroids. Asteroid rotational properties from sparse photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A67, 2019, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/201936059 (PDF; 1,16 MB).
  21. ↑ M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, bibcode:2022MPBu...49..307F (PDF; 1,36 MB).
  22. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
  23. ↑ P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).
  24. ↑ J. Bourdelle de Micas, S. Fornasier, M. Delbo, S. Ferrone, G. van Belle, P. Ochner, C. Avdellidou: Compositional characterization of a primordial S-type asteroid family of the inner main belt. In: Astronomy & Astrophysics. Band 682, A64, 2024, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/202347391 (PDF; 2,94 MB).