(220) Stephania
| Asteroid (220) Stephania | |
|---|---|
| |
| Berechnetes 3D-Modell von (220) Stephania | |
| EigenschaftendesOrbitsAnimation | |
| Orbittyp | InnererHauptgürtel |
| Große Halbachse | 2,348AE |
| Exzentrizität | 0,258 |
| Perihel – Aphel | 1,743 AE – 2,953 AE |
| Neigung der Bahnebene | 7,6° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 257,8° |
| Argument der Periapsis | 78,6° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 26. Juni 2022 |
| Siderische Umlaufperiode | 3a218d |
| MittlereOrbitalgeschwindigkeit | 19,11 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| MittlererDurchmesser | 31,7 ± 0,2 km |
| Albedo | 0,06 |
| Rotationsperiode | 18h12min |
| Absolute Helligkeit | 11,2 mag |
| Spektralklasse (nachTholen) |
XC |
| Geschichte | |
| Entdecker | Johann Palisa |
| Datum der Entdeckung | 19. Mai 1881 |
| Andere Bezeichnung | 1881 KA,1925 VE, 1931 FP, 1932 UA, 1943 WB, 1946 MA, 1950 TT4,1961 WB |
| Quelle:Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vomJPL Small-Body Database.Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus derAstDyS-2 Datenbankermittelt. Bitte auch denHinweis zu Asteroidenartikelnbeachten. | |
(220) Stephaniaist einAsteroiddes innerenHauptgürtels,der am 19. Mai 1881 vom österreichischen AstronomenJohann Palisaan derUniversitätssternwarte Wienentdeckt wurde. Es war seine erste Asteroidenentdeckung in Wien nach seinem Wechsel von derMarine-Sternwarte Pola.
Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von PrinzessinStephanie von Belgien,die im Jahr der Entdeckung ErzherzogRudolf(1858–1889), Kronprinz von Österreich und einziger Sohn von KaiserFranz Joseph I.(1830–1916), heiratete. Rudolfs spätere Romanze mit einer Hofschönheit, BaroninMary Vetsera,führte zu einer der meistdiskutierten Tragödien der Zeit, als sie tot in seinem Jagdschloss in Mayerling bei Wien aufgefunden wurden. Die Benennung erfolgte 1884 durch Seine Majestät den Kaiser von Österreich.
Aus Ergebnissen derIRASMinor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser undAlbedofür zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (220) Stephania, für die damals Werte von 31,1 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[1]Eine Auswertung von Beobachtungen durch das ProjektNEOWISEim nahenInfrarotführte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 35,1 km bzw. 0,06.[2]Die Werte wurden 2014 nach neuen Messungen auf 31,7 km bzw. 0,07 geändert.[3]Nach derReaktivierung von NEOWISEim Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 erneut korrigiert zu 38,5 km bzw. 0,03.[4]
EinespektroskopischeUntersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 amLa-Silla-Observatoriumin Chile ergab für (220) Stephania eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xk-Typ.[5]Weitere spektroskopische Untersuchungen im Infraroten am 21. November 2004 mit demTelescopio Nazionale Galileo(TNG) auf La Palma führten zu einer taxonomischen Einstufung als C-Typ.[6]
Vom 18. August bis 15. September 1993 wurden erstmals an der Außenstelle Tschuhujiw desCharkiw-Observatoriumsin der UkrainephotometrischeMessungen des Asteroiden durchgeführt. Aus der gewonnenenLichtkurvekonnte eineRotationsperiodevon 18,198 h abgeleitet werden.[7]Aus archivierten photometrischen Daten und Lichtkurven konnten dann in einer Untersuchung von 2013 Gestaltmodelle des Asteroiden mit zwei möglichen Alternativen für die Ausrichtung der Rotationsachse für eineretrogradeRotation sowie eine Rotationsperiode zu 18,2087 h bestimmt werden.[8]Eine Auswertung kombinierter optischer und thermischer Infrarot-Daten führte in einer Untersuchung von 2017 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo des Asteroiden von 32–34 km bzw. 0,08. Außerdem konnten zwei alternative Rotationsachsen bestimmt werden, die sehr ähnlich zu den bereits zuvor bestimmten waren.[9]
Siehe auch
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Weblinks
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]- (220) StephaniabeimIAUMinor Planet Center(englisch)
- (220) Stephaniain der Small-Body Database desJet Propulsion Laboratory(englisch).
- (220) Stephaniain der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site “(AstDyS-2, englisch).
Einzelnachweise
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]- ↑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).
- ↑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).
- ↑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).
- ↑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).
- ↑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).
- ↑S. Fornasier, B. E. Clark, E. Dotto:Spectroscopic survey of X-type asteroids.In:Icarus.Band 214, Nr. 1, 2011, S. 131–146,doi:10.1016/j.icarus.2011.04.022(arXiv-Preprint:PDF; 842 kB).
- ↑R. A. Mohamed, V. G. Chiorny, A. N. Dovgopol, V. G. Shevchenko:Photometry of five asteroids: 189 Phthia, 220 Stephania, 289 Nenetta, 312 Pierretta and 626 Notburga.In:Astronomy & Astrophysics Supplement Series.Band 108, 1994, S. 69–72,bibcode:1994A&AS..108...69M(PDF; 103 kB).
- ↑J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher:Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution.In:Astronomy & Astrophysics.Band 551, A67, 2013, S. 1–16,doi:10.1051/0004-6361/201220701(PDF; 400 kB).
- ↑J. Ďurech, M. Delbo’, B. Carry, J. Hanuš, V. Alí-Lagoa:Asteroid shapes and thermal properties from combined optical and mid-infrared photometry inversion.In:Astronomy & Astrophysics.Band 604, A27, 2017, S. 1–8,doi:10.1051/0004-6361/201730868(PDF; 860 kB).