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(182) Elsa

Asteroid des Hauptgürtels

(182) Elsa ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 7. Februar 1878 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde.

Asteroid
(182) Elsa
Berechnetes 3D-Modell von (182) Elsa
Berechnetes 3D-Modell von (182) Elsa
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,415 AE
Exzentrizität 0,187
Perihel – Aphel 1,964 AE – 2,867 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,0°
Länge des aufsteigenden Knotens 107,2°
Argument der Periapsis 310,5°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 18. November 2023
Siderische Umlaufperiode 3 a 275 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,00 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 39,5 ± 0,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 3 d 8 h
Absolute Helligkeit 9,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 7. Februar 1878
Andere Bezeichnung 1878 CC, 1948 XS, 1950 HY
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 zunächst benannt mit der österreichischen Form „Elsbeth“ für den gebräuchlicheren weiblichen Vornamen „Elisabeth“, was auch der Name der österreichischen Kaiserin war. Dieser Name wurde später im Einvernehmen mit dem Entdecker in das melodischere „Elsa“ geändert. Die Benennung erfolgte durch Admiral Anton Michael Bourguignon von Baumberg auf Wunsch des Entdeckers. Bourgignon war der militärische Vorgesetzte von Palisa in Pola.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen in Infraroten am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile aus dem Jahr 1974 wurden für (182) Elsa erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 39 km und 0,21 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (182) Elsa, für die damals Werte von 43,7 km bzw. 0,21 erhalten wurden.[3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 8. bis 10. Februar 2002 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 44 ± 10 km mit Abmessungen der ellipsoidischen Gestalt von etwa 65 × 34 × 34 km.[4] Bei hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 25. Oktober 2004 konnte das Abbild des Asteroiden nicht aufgelöst werden. Es wurde daher nur eine Obergrenze für den mittleren Durchmesser mit <36 km angegeben.[5] 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 44,0 km bzw. 0,21.[6] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 39,5 oder 45,0 km bzw. 0,25 oder 0,20 korrigiert.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 auf 45,7 km bzw. 0,21 geändert, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[8]

Photometrische Beobachtungen von (182) Elsa fanden erstmals statt vom 3. bis 7. Dezember 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien und am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der sehr lückenhaften Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode nur grob mit 80 ± 2 h abgeschätzt werden. Dies machte (182) Elsa aber zum Asteroiden mit der längsten damals bekannten Rotationsperiode.[9][10] Weitere Beobachtungen vom 23. Juli bis 9. August 1981 am Table Mountain Observatory und am Lowell-Observatorium in Arizona ergaben wieder nur eine sehr lückenhafte Lichtkurve, so dass keine Verbesserung in der Bestimmung der Rotationsperiode möglich war.[11] Neue photometrische Beobachtungen von (182) Elsa erfolgten dann vom 8. September bis 17. Oktober 2004 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Die lückenhafte Lichtkurve wurde zu einer Rotationsperiode von 80,2 h ausgewertet.[12][13][14]

Um die zuvor nur lückenhaft bekannte Lichtkurve des Asteroiden zu schließen, gab es von Oktober 2008 bis Januar 2009 eine Zusammenarbeit an drei Observatorien, nämlich am Organ Mesa Observatory in New Mexico, am Dark Rosanne Observatory in Connecticut und an der Sternwarte Belgrad in Serbien. Aus der dabei gewonnen, sehr detaillierten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 80,088 h abgeleitet. Es konnte auch das Verhältnis der äquatorialen Achsen des Asteroiden zu etwa 1,7 abgeschätzt werden, was auf eine sehr längliche Form hinweist.[15] Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) konnten dann in einer Untersuchung von 2009 für (182) Elsa zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Rotationsperiode von 80,166 h bestimmt werden.[16]

Langsame Rotatoren

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Bis 1979 betrug die längste bekannte Rotationsperiode eines Asteroiden 31,9 h, was noch als Endpunkt im Rahmen einer Normalverteilung um einen Mittelwert von 8 Stunden herum angesehen werden kann. Dann wurde beim Asteroiden (887) Alinda eine Periode von 79 h gefunden, kurz darauf gefolgt von (182) Elsa, für die im Jahr 1980 eine Rotationsperiode in der Größenordnung von 80 h bestimmt wurde. Allerdings wurde dann 1982 bei (288) Glauke sogar eine Periode von 50 Tagen gefunden, was zumindest für die folgenden 20 Jahre den Rekord darstellte, und 2002 waren bereits 19 Asteroiden mit Rotationsperioden von über 62 h bekannt.

Als Erklärung für die Existenz solch langsamer Rotatoren wurde eine Hypothese erstellt, wonach diese ursprünglich ein Kontaktbinärsystem aus einem sehr länglichen primären Körper und einem deutlich kleineren sekundären Körper gewesen sein könnten. Bei der gegenseitigen Umkreisung in geringem Abstand könnte der primäre Körper durch sein irreguläres Gravitationsfeld seine Rotationsenergie als Bewegungsenergie an den sekundären Körper übertragen haben, der ihn dann immer schneller und in größerem Abstand umkreiste, während sich die Rotation des primären Körpers immer weiter verlangsamte. Schließlich hatte der sekundäre Körper genug kinetische Energie aufgenommen, um das System zu verlassen. Diese Hypothese passte aber nicht gut zur beobachteten statistischen Verteilung der langsamen Rotatoren, so dass noch weitere Beobachtungen zur Stützung dieser Hypothese als notwendig angesehen wurden.[17]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, Nr. 2, 1977, S. 667–677, doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  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. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  5. ↑ F. Marchis, M. Kaasalainen, E. F. Y. Hom, J. Berthier, J. Enriquez, D. Hestroffer, D. Le Mignant, I. de Pater: Shape, size and multiplicity of main-belt asteroids: I. Keck Adaptive Optics survey. In: Icarus. Band 185, Nr. 1, 2006, S. 39–63, doi:10.1016/j.icarus.2006.06.001 (PDF; 3,92 MB).
  6. ↑ 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).
  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. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric lightcurve and period of rotation of the asteroid 182 Elsa. In: Icarus. Band 41, Nr. 2, 1980, S. 316–317, doi:10.1016/0019-1035(80)90015-9 (Anm.: Die Tabelle I in diesem Dokument gibt die falsche Jahreszahl „1979“ an, das richtige Jahr 1978 ist im Text und in der Bildbeschriftung erwähnt.).
  10. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation: III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  11. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
  12. ↑ D. Gandolfi, C. Blanco, M. Cigna: Asteroid photometric observations at Catania and Padova Observatories. In: Memorie della Società Astronomica Italiana Supplementi. Band 6, 2005, S. 151–156, bibcode:2005MSAIS...6..151G (PDF; 335 kB).
  13. ↑ D. Fulvio, C. Blanco, M. Cigna, D. Gandolfi: CCD and photon-counting photometric observations of peculiar asteroids. In: Memorie della Società Astronomica Italiana Supplementi. Band 12, 2008, S. 12–19, bibcode:2008MSAIS..12...12F (PDF; 242 kB).
  14. ↑ D. Gandolfi, M. Cigna, D. Fulvio, C. Blanco: CCD and photon-counting photometric observations of asteroids carried out at Padova and Catania observatories. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 1, 2009, S. 1–9, doi:10.1016/j.pss.2008.09.014 (arXiv-Preprint: PDF; 356 kB).
  15. ↑ F. Pilcher, V. Benishek, R. Krajewski: Period Determination for 182 Elsa: A Collaboration Triumph. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 2, 2009, S. 40, bibcode:2009MPBu...36...40P (PDF; 293 kB).
  16. ↑ 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).
  17. ↑ A. W. Harris: On the Slow Rotation of Asteroids. In: Icarus. Band 156, Nr. 1, 2002, S. 184–190, doi:10.1006/icar.2001.6778.
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