(151) Abundantia

Asteroid
(151) Abundantia
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Große Halbachse 2,592 AE
Exzentrizität 0,036
Perihel – Aphel 2,500 AE – 2,685 AE
Neigung der Bahnebene 6,4°
Länge des aufsteigenden Knotens 38,7°
Argument der Periapsis 132,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 20. April 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 63 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,50 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 39,0 ± 0,5 km
Albedo 0,23
Rotationsperiode 9 h 52 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Sl
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 1. November 1875
Andere Bezeichnung 1875 VA, 1974 QS2, 1974 QZ2
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.

(151) Abundantia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 1. November 1875 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Abundantia, in der römischen Mythologie die Verkörperung der Fülle und des Überflusses, ihr Hauptattribut ist das Füllhorn. Die Namensgebung bezieht sich auf die große Zahl neu entdeckter Körper zwischen Mars und Jupiter zu dieser Zeit. Karl Ludwig von Littrow (Wunder des Himmels, 6. Aufl., Berlin 1878) beklagte: „Benannt … nach einer Göttin, die mit den armen Astronomen auf diesem Felde seit Jahren erbarmungsloses Spiel treibt und namentlich in dieser Epoche ihr Füllhorn über uns ausschüttete.“ Die Benennung erfolgte durch Edmund Weiss, den Direktor der Universitätssternwarte Wien.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi vom 18. Dezember 1980 wurden für (151) Abundantia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 42 km und 0,15 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (151) Abundantia, für die damals Werte von 45,4 km bzw. 0,17 erhalten wurden.[2] 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 41,2 km bzw. 0,21.[3] Nach neuen Messungen wurden die Werte 2014 auf 39,0 km bzw. 0,23 geändert.[4]

Photometrische Beobachtungen von (151) Abundantia erfolgten erstmals am 20. April 1990 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine. Die Messungen ergaben aber nur einen kurzen Abschnitt einer Lichtkurve mit keiner erkennbaren Modulation.[5] Weitere Beobachtungen wurden vom 7. bis 12. Februar 2006 am Palmer Divide Observatory in Colorado durchgeführt. Aus der gemessenen Lichtkurve konnte hier eine Rotationsperiode von 9,861 h bestimmt werden.[6]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurden dann in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion Gestaltmodelle mit zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit einer prograden Rotation sowie eine Rotationsperiode von 9,8643 h bestimmt.[7]

Siehe auch

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

Einzelnachweise

  1. ↑ R. H. Brown, D. Morrison: Diameters and albedos of thirty-six asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 1, 1984, S. 20–24, doi:10.1016/0019-1035(84)90052-6.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  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. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiornij, Yu. N. Krugly, D. F. Lupishko, R. A. Mohamed, F. P. Velichko, T. Michałowski, V. V. Avramchuk, A. N. Dovgopol: Photometry of seventeen asteroids. In: Icarus. Band 100, Nr. 2, 1992, S. 295–306, doi:10.1016/0019-1035(92)90102-D.
  6. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: Unpublished Results from 1999 to 2008. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 89–92, bibcode:2011MPBu...38...89W (PDF; 1,04 MB).
  7. ↑ 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).