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(214) Aschera

Asteroid des Hauptgürtels

(214) Aschera ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 29. Februar 1880 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola im heutigen Kroatien bei einer Helligkeit von etwa 12 mag entdeckt wurde. Die ersten Positionsdaten konnten vier Tage später an der Sternwarte Leipzig bestimmt werden.

Asteroid
(214) Aschera
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,612 AE
Exzentrizität 0,031
Perihel – Aphel 2,531 AE – 2,692 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,4°
Länge des aufsteigenden Knotens 341,9°
Argument der Periapsis 136,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 13. Februar 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 81 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,43 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 25,0 ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,45[1]
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 50 min
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xc
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 29. Februar 1880
Andere Bezeichnung 1880 DB, 1903 SE, 1947 BP, 1948 JE, 1949 QG2, 1949 SX1, 1950 XH, 1953 OO
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.

Benannt wurde der Asteroid nach Aschera, einer semitischen Fruchtbarkeitsgöttin, die von den Phöniziern mit Astarte oder Ashtoreth gleichgesetzt wurde. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag von Robert Müller, Direktor des Hydrografischen Amtes in Pola.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (214) Aschera, für die damals Werte von 23,2 km bzw. 0,52 erhalten wurden.[2] Der auf einer Durchmusterung mit dem japanischen Weltraumteleskop AKARI im Jahr 2006/2007 beruhende Asteroid Catalog Using AKARI (AcuA) verzeichnet für (214) Aschera einen Durchmesser von 26,1 ± 0,3 km und eine Albedo von 0,42.[3] 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 36,9 km bzw. 0,21.[4] Nachdem der Durchmesser 2012 auf 19,8 km geändert worden waren,[5] wurden die Werte 2014 erneut auf 25,0 km bzw. 0,45 korrigiert.[1]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo. Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (214) Aschera eine taxonomische Klassifizierung als B-Typ.[6] Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 16. August 2003 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche wie bei (44) Nysa aus Mischungen von einem hellen, Enstatit-ähnlichen Mineral und einem eisenarmen Orthopyroxen dominiert wird.[7] Am Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italien wurde (214) Aschera im Dezember 2004 polarimetrisch untersucht. Die gemessenen Polarisationen waren typisch für die taxonomische Zuordnung zum E-Typ.[8] Beobachtungen am 25. Mai 2004 am New Technology Telescope in Chile im sichtbaren Bereich und am 18. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma im Infraroten bestätigten die spektrale Ähnlichkeit mit (44) Nysa und den taxonomischen E-Typ.[9] In verschiedenen Untersuchungen aus 2009 und 2012 erfolgten auch noch Einstufungen als X-, Cgh- und C-Typ. Eine neuere Untersuchung aus 2022 gelang aber wieder zu einer Klassifikation als Ek-Typ.[10]

Polarimetrische Beobachtungen von (214) Aschera erfolgten vom 23. Dezember 2022 bis 21. Januar 2023 am Observatorium auf dem Pik Terskol in Russland. Es wurden dabei keine erkennbaren Anzeichen einer veränderlichen Polarisation durch eine temporäre Sublimationsstaubaktivität festgestellt.[11]

Nach einer ersten photometrischen Beobachtung im Jahr 1979, bei der aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 6,835 h abgeleitet wurde, konnte der Asteroid erneut vom 22. Dezember 1997 bis 22. Februar 1998 am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw und am Krim-Observatorium in Simejis photometrisch und polarimetrisch untersucht werden. Aus der Lichtkurve wurde eine verbesserte Rotationsperiode von 6,833 h erhalten, die gemessene Polarisation war geringfügig negativ.[12] Eine Auswertung einer archivierten Lichtkurve vom Februar 1994 in Verbindung mit neuen Messungen vom 28. bis 30. September 2004 an den ukrainischen Observatorien führten zu einer Rotationsperiode von 6,835 h. Aus einer Kombination aller verfügbaren Messwerte konnten auch die Lage der Rotationsachse und die Parameter eines dreiachsigen ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.[13]

Vom 4. bis 12. September 2021 wurden auch an verschiedenen spanischen Observatorien photometrische Beobachtungen von (214) Aschera durchgeführt. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 6,833 h abgeleitet.[14] Neue Beobachtungen an den Observatorien in der Ukraine vom 2. September bis 20. Oktober 2004 führten zu einer genauen Bestimmung der Rotationsperiode von 6,8335 h.[15]

Bereits in einer Untersuchung aus dem Jahr 2001 wurde ein Szenario ausgearbeitet, in dem Raumsonden, die in fünf Startfenstern von 2004 bis 2010 gestartet würden, im Vorbeiflug Proben von Asteroiden sammeln und zur Erde zurückbringen könnten. Ein Start im November 2005 hätte dabei nach zwei Swing-by-Manövern an Venus und Erde neben (64) Angelina auch (214) Aschera erreichen und am 5. Juni 2009 mit einer Geschwindigkeit von 8,85 km/s an dieser vorbeifliegen können. Die Erde wäre wieder im Februar 2010 erreicht worden.[16]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ a b 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).
  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. ↑ F. Usui, D. Kuroda, T. G. Müller, S. Hasegawa, M. Ishiguro, T. Ootsubo, D. Ishihara, H. Kataza, S. Takita, S. Oyabu, M. Ueno, H. Matsuhara, T. Onaka: Asteroid Catalog Using AKARI: AKARI/IRC Mid-Infrared Asteroid Survey. In: Publications of the Astronomical Society of Japan. Band 63, Nr. 5, 2011, S. 1117–1138, doi:10.1093/pasj/63.5.1117 (PDF; 6,23 MB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB).
  8. ↑ S. Fornasier, I. N. Belskaya, Yu. G. Shkuratov, C. Pernechele, C. Barbieri, E. Giro, H. Navasardyan: Polarimetric survey of asteroids with the Asiago telescope. In: Astronomy & Astrophysics. Band 455, Nr. 1, 2006, S. 371–377, doi:10.1051/0004-6361:20064836 (PDF; 323 kB).
  9. ↑ S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a _target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB).
  10. ↑ M. Mahlke, B. Carry, P.-A. Mattei: Asteroid taxonomy from cluster analysis of spectrometry and albedo. In: Astronomy & Astrophysics. Band 665, A26, 2022, S. 1–32, doi:10.1051/0004-6361/202243587 (PDF; 6,89 MB).
  11. ↑ V. V. Busarev, N. N. Kiselev, M. P. Shcherbina, N. V. Karpov, A. P. Gorshkov: Polarimetric Monitoring of Primitive Asteroids near Perihelion in Order to Detect Their Sublimation-Dust Activity. In: Astronomy Reports. Band 68, 2024, S. 211–221, doi:10.1134/S1063772924700112.
  12. ↑ I. N. Belskaya, V. G. Shevchenko, N. N. Kiselev, Yu. N. Krugly, N. M. Shakhovskoy, Yu. S. Efimov, N. M. Gaftonyuk, A. Cellino, R. Gil-Hutton: Opposition polarimetry and photometry of S- and E-type asteroids. In: Icarus. Band 166, Nr. 1, 2003, S. 276–284, doi:10.1016/j.icarus.2003.09.005.
  13. ↑ V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: Rotation and photometric properties of E-type asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X (PDF; 204 kB).
  14. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa. 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. 136–140, bibcode:2022MPBu...49..136F (PDF; 21,3 MB).
  15. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system. In: Planetary and Space Science. Band 123, 2016, S. 101–116, doi:10.1016/j.pss.2015.11.007 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  16. ↑ A. A. Sukhanov, O. Durão, D. Lazzaro: Low-Cost Main-Belt Asteroid Sample Return. In: Journal of Spacecraft and Rockets. Band. 38, Nr. 5, 2001, S. 736–744, doi:10.2514/2.3740 (PDF; 9,45 MB).
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