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(181) Eucharis

Asteroid des Hauptgürtels

(181) Eucharis ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 2. Februar 1878 vom französischen Astronomen Pablo Cottenot am Observatoire de Marseille entdeckt wurde.

Asteroid
(181) Eucharis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,125 AE
Exzentrizität 0,208
Perihel – Aphel 2,475 AE – 3,775 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 18,9°
Länge des aufsteigenden Knotens 143,0°
Argument der Periapsis 318,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 11. August 2021
Siderische Umlaufperiode 5 a 192 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,67 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 115,4 ± 1,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,10
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 2 d 4 h
Absolute Helligkeit 9,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xk
Geschichte
Entdecker Pablo Cottenot
Datum der Entdeckung 2. Februar 1878
Andere Bezeichnung 1878 CB, 1906 GA
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 Eucharis, einer Nymphe der Göttin Kalypso.

(181) Eucharis wurde als Mitglied einer Asteroiden-Gruppierung bzw. einer nach ihr benannten Eucharis-Familie beschrieben.[1][2]

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (181) Eucharis, für die damals Werte von 106,7 km bzw. 0,11 erhalten wurden.[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 127,9 km bzw. 0,08.[4] Nachdem die Werte nach neuen Messungen 2012 auf 113,0 km bzw. 0,10 korrigiert worden waren,[5] wurden sie 2014 auf 115,4 km bzw. 0,10 geändert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 132,2 km bzw. 0,08. Diese Werte besitzen allerdings eine hohe Unsicherheit.[7]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (182) Eucharis eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[8]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 18./19. Februar 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Bei dieser Messung über etwa 7 Stunden im Verlauf einer Nacht konnte nur ein kleines Stück einer Lichtkurve mit erkennbar viel längerer Periode erfasst werden, so dass betreffend die Rotationsperiode nur eine pauschale Abschätzung auf >7 Stunden gegeben werden konnte.[9] Auch eine mehrfache Beobachtung des Asteroiden vom 25. Januar bis 2. Februar 1983 am La-Silla-Observatorium ergab keine auswertbare Lichtkurve, so dass auch hier keine Rotationsperiode angegeben werden konnte.[10] Weitere photometrische Messungen wurden vom 18. bis 24. Juni 1995 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien durchgeführt. Es konnte hier ein Wert für die Rotationsperiode von 8,024 h abgeleitet werden, aber ein doppelt so großer Wert wurde auch für möglich gehalten.[11] Vom 27. Juni bis 20. Juli 2007 erfolgte dann eine sehr ausführliche Beobachtung des Asteroiden am Santana Observatory in Kalifornien. In jeder Nacht konnte nur ein kleines Stück der Lichtkurve mit geringer Veränderung erfasst werden, das dann in der folgenden Nacht ein kleines Stück in der Helligkeit verschoben erschien. Nach 21 Nächten konnten die Daten zu einer vollständigen Kurve zusammengesetzt werden und ergaben eine Rotationsperiode von 52,23 h.[12] Es handelt sich damit um einen langsamen Rotator.

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ R. Gil-Hutton: Identification of families among highly inclined asteroids. In: Icarus. Band 183, Nr. 1, 2006, S. 93–100, doi:10.1016/j.icarus.2006.02.009 (PDF; 472 kB).
  2. ↑ B. Novaković, A. Cellino, Z. Knežević: Families among high-inclination asteroids. In: Icarus. Band 216, Nr. 1, 2011, S. 69–81, doi:10.1016/j.icarus.2011.08.016 (arXiv-Preprint: PDF; 3,31 MB).
  3. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ M. di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8.
  10. ↑ 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).
  11. ↑ D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: Rotational periods of asteroids II. In: Planetary and Space Science. Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9.
  12. ↑ R. D. Stephens: Long Period Asteroids Observed from GMARS and Santana Observatories. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 1, 2008, S. 21–22, bibcode:2008MPBu...35...21S (PDF; 272 kB).
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