(860) Ursina

Asteroid des Hauptgürtels From Wikipedia, the free encyclopedia

(860) Ursina ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 22. Januar 1917 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,2 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er am gleichen Ort bereits am 18. und 22. Januar 1903 fotografiert worden war.

Schnelle Fakten Asteroid ...

Asteroid (860) Ursina
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Eigenschaften des Orbits Animation Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp	Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse	2,795 AE
Exzentrizität	0,109
Perihel – Aphel	2,491 AE – 3,099 AE
Perihel – Aphel	AE – AE
Neigung der Bahnebene	13,296°
Länge des aufsteigenden Knotens	309,2°
Argument der Periapsis	21,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	20. Mai 2027
Siderische Umlaufperiode	4 a 246 d
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	17,76 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	34,6 km ± 0,4 km
Abmessungen
Masse	Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo	0,12
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode	9 h 18 min
Absolute Helligkeit	10,0 mag
Spektralklasse	{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse (nach Tholen)	M
Spektralklasse (nach SMASSII)	X
Geschichte
Entdecker	Max Wolf
Datum der Entdeckung	22. Januar 1917
Andere Bezeichnung	1903 BB, 1917 BE, 1959 CU
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.

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

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (860) Ursina, für die damals Werte von 29,3 km bzw. 0,16 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 41,9 km bzw. 0,08.^[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 21,9 km bzw. 0,29 geändert worden waren,^[3] wurden sie 2014 auf 34,6 km bzw. 0,12 korrigiert.^[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 10. bis 13. September 1994 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,33 h abgeleitet.^[5] Weitere Beobachtungen erfolgten am 5. und 6. Oktober 1999 am Palmer Divide Observatory in Colorado. Dabei konnte eine Rotationsperiode von 9,386 h bestimmt werden.^[6] Eine Revision der Daten führte dann in einer Untersuchung von 2011 zu einem korrigierten Wert von 9,32 h.^[7]

Eine photometrische Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 ergab in einer Untersuchung von 2015 für die Rotationsperiode von (860) Ursina einen Wert von 9,291 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 34,5 ± 0,3 km abgeleitet.^[8]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,30228 h berechnet.^[9]

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 (860) Ursina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,3023 h berechnet wurde.^[10]

Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 9,30228 h bestimmt werden.^[11] 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 9,3027 h berechnet.^[12]

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

(860) Ursina beim IAU Minor Planet Center (englisch)
(860) Ursina in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
(860) Ursina in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
(860) Ursina in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

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, 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).
[4]
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).
[5]
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.
[6]
B. D. Warner: Asteroid Photometry at the Palmer Divide Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 27, Nr. 1, 2000, S. 4–6, bibcode:2000MPBu...27....4W (PDF; 96 kB).
[7]
B. D. Warner: Upon Further Review: III. 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. 21–23, bibcode:2011MPBu...38...21W (PDF; 511 kB).
[8]
A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, doi:10.1088/0004-6256/150/3/75 (PDF; 4,63 MB).
[9]
J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
[10]
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).
[11]
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).
[12]
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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