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(105) Artemis

Asteroid des Hauptgürtels

(105) Artemis ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 16. September 1868 vom US-amerikanischen Astronomen James Craig Watson am Detroit Observatory in Ann Arbor entdeckt wurde.

Asteroid
(105) Artemis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,373 AE
Exzentrizität 0,179
Perihel – Aphel 1,948 AE – 2,798 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 21,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 188,2°
Argument der Periapsis 57,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 9. Dezember 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 239 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,18 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 94,9 ± 23,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 1 d 13 h
Absolute Helligkeit 8,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker James Craig Watson
Datum der Entdeckung 16. September 1868
Andere Bezeichnung 1868 SA
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.

Der Asteroid wurde benannt nach Artemis (römischer Name Diana, siehe auch bei Asteroid (78) Diana). Sie war die Tochter des Zeus und der Leto und die Zwillingsschwester von Apollon. Sie war die Mondgöttin und die Göttin der Jagd. In der römischen Mythologie war sie als Lucina auch die Göttin der Geburt und die Schutzpatronin unverheirateter Mädchen und der Keuschheit.

Aufgrund der Bahneigenschaften wird (105) Artemis zur Phocaea-Familie gezählt.[1]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten von 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (105) Artemis erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 126 km bzw. 0,04 bestimmt.[2] Radarastronomische Messungen am 10. und 11. Juni 1988 am Arecibo-Observatorium bei 2,38 GHz führten zur Bestimmung eines effektiven Durchmessers von 119 ± 17 km.[3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (105) Artemis, für die damals Werte von 119,1 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[4] 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 119,0 km bzw. 0,05.[5] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 112,9 km bzw. 0,03 korrigiert worden waren,[6] wurden sie 2014 auf 94,9 km bzw. 0,04 geändert.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 128,5 km bzw. 0,03, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[8]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (105) Artemis eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. Ch-Typ.[9]

Eine photometrische Beobachtung von (106) Dione fand erstmals statt im Mai 1977, allerdings ohne verwertbares Ergebnis. Bei einer weiteren Beobachtung am 16. Januar 1980 am La-Silla-Observatorium in Chile konnte bei den Beobachtung einer einzelnen Nacht nur ein kleiner Abschnitt einer möglichen Lichtkurven-Periodizität erfasst werden, so dass wieder nur eine grobe Abschätzung für eine Rotationsperiode von >24 h möglich war.[10] Auch die Beobachtungen während fünf weiterer Nächte vom 18. bis 25. Januar 1980 am gleichen Ort erbrachten zunächst keine eindeutigen Resultate hinsichtlich der Rotationsperiode.[11] Eine erneute Bewertung der Daten in 1989 führte dann zu einer Periode von 16,84 h mit einer guten Übereinstimmung mit den Messwerten.[12]

Bei neuen photometrischen Messungen von September bis November 1996 sowie im April und Mai 1999 an der Außenstelle Tshuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis führte die Auswertung allerdings zu einem abweichenden Wert von 18,56 h. Es wurden daher weitere Beobachtungen des Asteroiden für notwendig erachtet.[13] Aus den Beobachtungen der Jahre 1977, 1980, 1996 und 1999 wurde dann in der Ukraine in einer Untersuchung von 2002 für (105) Artemis eine Rotationsperiode von 18,550 h bestimmt. Es wurde außerdem eine Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden hergeleitet.[14] Eine erneute Messung vom 17. bis 24. Juli 2003 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana ergab wieder einen abweichenden Periodenwert von 17,80 h.[15]

Zur Unterstützung von radarastronomischen Beobachtungen am Arecibo-Observatorium erfolgten im April 2006 photometrische Messungen in einer Zusammenarbeit von Forschern aus Colorado, North und South Dakota. Die aufgezeichneten Daten wurden zu einer Rotationsperiode von 37,16 h ausgewertet, nahezu exakt der doppelte Wert, wie er in der Ukraine bestimmt worden war. Außerdem wurde ein dreidimensionales Gestaltmodell mit einer abgeflachten ellipsoiden Form berechnet und mögliche Positionen des Rotationspols bestimmt, wobei eine retrograde Rotation präferiert wurde.[16]

Nachdem die früheren Versuche zur Bestimmung der Rotationsperiode des Asteroiden aufgrund der langperiodischen und unregelmäßigen Lichtkurve zu Werten geführt hatten, die in einem weiten Bereich differierten, konnten neue Beobachtungen vom 12. Mai bis 10. Juli 2010 am Organ Mesa Observatory in New Mexico die lange Periode mit 37,150 h bestätigen.[17] Weitere photometrische Beobachtungen erfolgten dann vom 10. Januar bis 1. Februar 2021 mit den ferngesteuerten Teleskopen TRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko und TRAPPIST-South am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der Lichtkurve wurde auch hier eine ähnliche Rotationsperiode von 37,05 h bestimmt.[18]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (105) Artemis aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,53·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 119 km zu einer Dichte von 1,73 g/cm³ führte bei einer Porosität von 23 %. Diese Werte besitzen allerdings eine Unsicherheit im Bereich von ±38 %.[19]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak: Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups. In: Icarus. Band 149, Nr. 1, 2001, S. 173–189, doi:10.1006/icar.2000.6512 (PDF; 414 kB).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  3. ↑ C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D, B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, doi:10.1006/icar.1999.6130.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, V. Zappalà: Physical studies of asteroids – VIII. Photoelectric photometry of the asteroids 42, 48, 93, 105, 145 and 245. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 50, 1982, S. 277–281, bibcode:1982A&AS...50..277D (PDF; 109 kB).
  11. ↑ H. J. Schober, A. Schroll: 105 Artemis – a New Puzzle among Asteroids? In: Asteroids, Comets, Meteors II. Proceedings of the International Meeting, Uppsala 1986, S. 75–76, bibcode:1986acm..proc...75S (PDF; 159 kB).
  12. ↑ H.-J. Schober, A. Erikson, G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, R. Albrecht, W. Ornig, A. Schroll, M. Stadler: Physical studies of asteroids. XXVIII. Lightcurves and photoelectric photometry of asteroids 2, 14, 51, 105, 181, 238, 258, 369, 377, 416, 487, 626, 679, 1048 and 2183. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 105, 1994, S. 281–300, bibcode:1994A&AS..105..281S (PDF; 381 kB).
  13. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk: Asteroid Observations at Low Phase Angles. II. 5 Astraea, 75 Eurydike, 77 Frigga, 105 Artemis, 119 Althaea, 124 Alkeste, and 201 Penelope. In: Icarus. Band 155, Nr. 2, 2002, S. 365–374, doi:10.1006/icar.2001.6651.
  14. ↑ N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: Rotation parameters and shapes of 15 asteroids. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, bibcode:2002KFNT...18..508T (PDF; 810 kB).
  15. ↑ C. LeCrone, A. Duncan, E. Kirkpatrick: Lightcurves and periods for asteroids 105 Artemis, 978 Aidamina, and 1103 Sequoia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 4, 2004, S. 77–78, bibcode:2004MPBu...31...77L (PDF; 124 kB).
  16. ↑ S. Higley, P. Hardersen, R. Dyvig: Shape and Spin Axis Models for 2 Pallas (Revisited), 5 Astraea, 24 Themis, and 105 Artemis. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 63–66, bibcode:2008MPBu...35...63H (PDF; 369 kB).
  17. ↑ F. Pilcher: New Lightcurves of 40 Harmonia and 105 Artemis. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 4, 2010, S. 167, bibcode:2010MPBu...37..167P (PDF; 426 kB).
  18. ↑ M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, bibcode:2022MPBu...49..307F (PDF; 1,36 MB).
  19. ↑ 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).
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