(197) Arete

Asteroid
(197) Arete
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Große Halbachse 2,740 AE
Exzentrizität 0,163
Perihel – Aphel 2,294 AE – 3,187 AE
Neigung der Bahnebene 8,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 81,6°
Argument der Periapsis 246,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 20. Mai 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 196 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,87 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 31,7 ± 0,4 km
Albedo 0,37
Rotationsperiode 6 h 37 min
Absolute Helligkeit 9,6 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 21. Mai 1879
Andere Bezeichnung 1879 KA, 1934 RE1, 1950 DY
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.

(197) Arete ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 21. Mai 1879 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Arete, der Frau von Alkinoos, des Königs der Phaiaken, und Mutter von Nausikaa. Arete ist auch der Name der Göttin der Tugend. Die Benennung erfolgte durch die Berliner Astronomen anlässlich der Versammlung der Astronomischen Gesellschaft im September 1879.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (197) Arete, für die damals Werte von 29,2 km bzw. 0,44 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 39,9 km bzw. 0,24.[2] Nach neuen Messungen wurden die Werte 2014 auf 31,7 km bzw. 0,37 geändert.[3]

Am 21. und 22. September 1984 erfolgte erstmals eine photometrische Bobachtung von (197) Arete am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der gemessenen Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 6,54 h bestimmt werden.[4] Vom 30. November bis 13. Dezember 2021 erfolgte durch eine Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) an drei verschiedenen Observatorien in Italien eine erneute Bestimmung der Rotationsperiode zu 6,608 h.[5] Von der gleichen Gruppe gab es eine weitere Beobachtung von (197) Arete vom 10. Februar bis 20. März 2023 wieder an drei Observatorien. Diesmal wurde eine Periode von 6,640 h abgeleitet.[6]

(197) Arete und (4) Vesta

(197) Arete bewegt sich auf einer Umlaufbahn, die in einer 5:4-Resonanz mit derjenigen von (4) Vesta steht: Fünf Umläufe von (4) Vesta dauern ungefähr genauso lange wie vier Umläufe von (197) Arete.[7] Darüber hinaus kommen sich die beiden Umlaufbahnen an einem Punkt sehr nahe. Der Mindestabstand der beiden Umlaufbahnen (MOID, Minimum orbit intersection distance), der um das Jahr 1000 noch bei etwa 0,075 AE (ca. 11 Mio. km) lag, verringerte sich bis zum Anfang des 19. Jahrhunderts kontinuierlich auf sehr geringe Werte. Zwischen 1824 und 1870 bewegte sich der Bahnabstand mit geringen Schwankungen um Null und vergrößert sich seither wieder, bis er im 28. Jahrhundert erneut einen Maximalwert um 0,075 AE erreichen wird.

Dadurch kommt es etwa alle 18,1 Jahre auch immer wieder zu physischen Annäherungen der beiden Asteroiden. Zwischen 1740 und 2066 finden 19 Annäherungen bis auf weniger als 10 Mio. km statt, darunter waren sogar zwei unter 1 Mio. km Abstand, nämlich am 15. Dezember 1830 bis auf etwa 820.000 km und am 5. Februar 1849 bis auf etwa 750.000 km, also in der Größenordnung des doppelten Abstands Erde–Mond, bei Relativgeschwindigkeiten um 2,3 km/s.[8]

Erstmals wurde daraufhin im Jahr 1966 durch Hans G. Hertz am Goddard Space Flight Center versucht, aus den gravitativen Bahnstörungen, die die schwerere (4) Vesta auf die kleinere (197) Arete bei fünf engen Begegnungen, die bis dahin seit der Entdeckung von (197) Arete stattgefunden hatten, die Masse von (4) Vesta zu bestimmen. Er konnte damals dafür einen Wert von 2,32·1020 kg mit einer Unsicherheit von etwa 10 % ableiten,[9] den er zwei Jahre später unter Berücksichtigung weiterer Beobachtungsdaten auf 2,39·1020 kg verbessern konnte.[10] Ähnliche Berechnungen wurden in der Folge immer wieder durchgeführt, auch in zunehmendem Maße unter Einbeziehung der Bahnstörungen auf weitere kleine Asteroiden.[11][12][13]

Siehe auch

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, 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. ↑ 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).
  5. ↑ L. Franco, A. Marchini, R. Papini, M. Iozzi, P. Bacci, M. Maestripieri, G. Baj, G. Galli, F. Mortari, D. Gabellini, N. Ruocco, L. Tinelli, N. Montigiani, M. Mannucci, G. Scarfi, F. Salvaggio: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2021 October–December. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 2, 2022, S. 128–130, bibcode:2022MPBu...49..128F (PDF; 460 kB).
  6. ↑ L. Franco, A. Marchini, R. Papini, M. Iozzi, G. Scarfi, G. Galli, P. Fini, G. Betti, A. Coffano, W. Marinello, P. Bacci, M. Maestripieri, N. Ruocco, F. Mortari, D. Gabellini, G. Baj, M. Lombardo, P. Aceti, M. Banfi, L. Tinelli: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2023 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 3, 2023, S. 228–232, bibcode:2023MPBu...50..228F (PDF; 2,12 MB).
  7. ↑ J. Meeus: Ceres and Pallas, and other couples. In: Mathematical astronomy morsels. Willman-Bell, Richmond VA 1997, ISBN 0-943396-51-4, S. 194–200.
  8. ↑ SOLEX 12.1 von A. Vitagliano. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
  9. ↑ O. Gingerich: IAUC 1983: T Pyx; 1966e; The Mass of Vesta; Notice Re Precise Positions of Comets. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams, 9. Dezember 1966, abgerufen am 7. Juli 2024 (englisch).
  10. ↑ H. G. Hertz: Mass of Vesta. In: Science. Band 160, Nr. 3825, 1968, S. 299–300, doi:10.1126/science.160.3825.299.
  11. ↑ G. Michalak: Determination of asteroid masses. I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta. In: Astronomy & Astrophysics. Band 360, 2000, S. 363–374, bibcode:2000A&A...360..363M (PDF; 1,28 MB).
  12. ↑ B. Viateau, M. Rapaport: Mass and density of asteroids (4) Vesta and (11) Parthenope. In: Astronomy & Astrophysics. Band 370, Nr. 2, 2001, S. 602–609, doi:10.1051/0004-6361:20010222 (PDF; 288 kB).
  13. ↑ A. Kovačević: Determination of the mass of (4) Vesta based on new close approaches. In: Astronomy & Astrophysics. Band 430, Nr. 1, 2005, S. 319–325, doi:10.1051/0004-6361:20035872 (PDF; 167 kB).
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