(152) Atala

Asteroid
(152) Atala
Berechnetes 3D-Modell von (152) Atala
Berechnetes 3D-Modell von (152) Atala
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Große Halbachse 3,137 AE
Exzentrizität 0,082
Perihel – Aphel 2,879 AE – 3,396 AE
Neigung der Bahnebene 12,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 39,9°
Argument der Periapsis 59,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 17. November 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 204 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,79 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 59,0 ± 0,5 km
Albedo 0,26
Rotationsperiode 6 h 15 min
Absolute Helligkeit 8,4 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		I
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Paul-Pierre Henry
Datum der Entdeckung 2. November 1875
Andere Bezeichnung 1875 VB
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.

(152) Atala ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 2. November 1875 vom französischen Astronomen Paul-Pierre Henry am Pariser Observatorium entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach der Titelfigur aus dem Roman Atala (1801) des französischen Schriftstellers François-René de Chateaubriand (1768–1848). Eine weitere Heldin aus Chateaubriands Roman René wurde für die Benennung des Kleinplaneten (186) Celuta verwendet, der 1878 von Prosper-Mathieu Henry entdeckt wurde.

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 60,8 km bzw. 0,22.[1] Nachdem die Werte nach neuen Messungen 2012 auf 56,5 km bzw. 0,26 korrigiert worden waren,[2] wurden sie 2014 auf 59,0 km bzw. 0,24 geändert.[3] Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 19. November 2008 konnte in einer Untersuchung von 2013 ein äquivalenter Durchmesser von 82 ± 9 km abgeleitet werden.[4]

Photometrische Beobachtungen von (152) Atala erfolgten erstmals am 27. und 30. November 1981 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich. Aus der gemessenen Lichtkurve mit großer Amplitude wurde damals eine Rotationsperiode von 5,282 h abgeschätzt.[5]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) konnten in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden Gestaltmodelle und zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 6,2447 h bestimmt werden.[6] Die Auswertung von Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 7. Mai 2006 führte dann in einer Untersuchung von 2011 zur Bestimmung eines effektiven Durchmessers von 65 ± 8 km und zur Auswahl eines eindeutigen Rotationspols aus den beiden zuvor bestimmten Alternativen.[7] Durch eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona und der Catalina Sky Survey konnte dann kurz darauf die Position der Rotationsachse noch korrigiert werden.[8]

Neue photometrische Beobachtungen wurden vom 14. April bis 25. Juni 2017 am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw in der Ukraine durchgeführt. Es wurde eine Rotationsperiode von 6,2447 h bestimmt, darüber hinaus gab es auch eine Abschätzung für die Albedo auf einen Wert von 0,20.[9] Auch 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde wieder zu 6,2447 h bestimmt.[10]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (152) Atala aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 5,43·1018 kg geführt, was aber mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 60 km zu einer als unrealistisch bewerteten hohen Dichte bei keiner Porosität führte.[11] Die Abschätzung der Masse wurde hier möglicherweise um einen Faktor 6 zu hoch angesetzt.[4]

Siehe auch

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

Einzelnachweise

  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  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. ↑ a b 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).
  5. ↑ H. J. Schober: The large C-type asteroids 146 Lucina and 410 Chloris, and the small S-type asteroids 152 Atala and 631 Philippina – Rotation periods and lightcurves. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 53, 1983, S. 71–75, bibcode:1983A&AS...53...71S (PDF; 115 kB).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  8. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  9. ↑ V. G. Shevchenko, O. I. Mikhalchenko, I. N. Belskaya, I. G. Slyusarev, V. G. Chiorny, Yu. N. Krugly, T. A. Hromakina, A. N. Dovgopol, N. N. Kiselev, A. N. Rublevsky, K. А. Antonyuk, A. O. Novichonok, A. V. Kusakin, I. V. Reva, R. Ya. Inasaridze, V. V. Ayvazian, G. V. Kapanadze, I. E. Molotov, D. Oszkiewicz, T. Kwiatkowski: Photometry of selected outer main belt asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 202, 105248, 2021, S. 71–75, doi:10.1016/j.pss.2021.105248 (arXiv-Preprint: PDF; 2,22 MB).
  10. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X.-B. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
  11. ↑ 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).