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(198) Ampella

Asteroid des Hauptgürtels

(198) Ampella ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 13. Juni 1879 vom französischen Astronomen Alphonse Louis Nicolas Borrelly am Observatoire de Marseille entdeckt wurde.

Asteroid
(198) Ampella
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,458 AE
Exzentrizität 0,228
Perihel – Aphel 1,898 AE – 3,018 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,3°
Länge des aufsteigenden Knotens 268,2°
Argument der Periapsis 89,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 22. November 2022
Siderische Umlaufperiode 3 a 312 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,75 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 54,3 ± 0,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,27
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 10 h 23 min
Absolute Helligkeit 8,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker A. L. N. Borelly
Datum der Entdeckung 13. Juni 1879
Andere Bezeichnung 1879 LA, 1957 YA1
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 wahrscheinlich nach dem Satyr Ampelos benannt, einem Begleiter von Dionysos, dem Gott des Weines und der Schwelgereien.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (198) Ampella, für die damals Werte von 57,2 km bzw. 0,25 erhalten wurden.[1] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium am 20. September 1999 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 57 ± 8 km.[2] Bei zwei hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 7. Dezember 2003 konnte für (198) Ampella ein mittlerer Durchmesser von 53 km und die Achsenverhältnis eines zweiachsigen Ellipsoids gemessen werden.[3] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte dann 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 57,0 km bzw. 0,26.[4] Nach neuen Messungen wurden die Werte 2014 auf 54,3 km bzw. 0,27 geändert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 47,6 km bzw. 0,32 angegeben[6] und dann 2016 erneut korrigiert zu 48,7 km bzw. 0,25.[7]

Spektroskopische Beobachtungen von (198) Ampella im sichtbaren und nah-infraroten Bereich wurden am 17./18. August 1999 am Krim-Observatorium in der Ukraine durchgeführt. Aus dem Vergleich mit entsprechenden Spektren von auf der Erde gefundenen Meteoriten wurde geschlossen, dass die Regolith-Oberfläche des Asteroiden aus kohligen Chondriten oxidiert ist und wasserhaltige Silicate und Eisenoxid oder -hydroxid höchstens in geringer Menge enthalten sein dürften.[8] Spektroskopische Beobachtungen an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi am 25. Mai 2009 wiesen auf eine Zusammensetzung aus Orthopyroxen und Olivin hin.[9]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals vom 16. Januar bis 23. Februar 1993 am Climenhaga Observatory der University of Victoria in Kanada. Die gemessenen Lichtkurven wurden zu einer Rotationsperiode von 10,378 h ausgewertet. Eine doppelt so lange Periode konnte aber nicht ausgeschlossen werden.[10] Etwa im gleichen Zeitraum wurden auch vom 3. Februar bis 19. März 1993 am United States Naval Observatory in Washington, D.C. Messungen durchgeführt. Hier wurde ebenfalls eine Rotationsperiode von 10,383 h bestimmt.[11] Bei Messungen vom 24. bis 29. Juli 1995 am Observatorio del Teide auf Teneriffa konnte aus der flachen Lichtkurve keine Rotationsperiode abgeleitet werden.[12] Weitere photometrische Beobachtungen erfolgten im Juli und August 1995 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Hier wurde allerdings eine Rotationsperiode von 5,701 h gefunden.[13] Dagegen lieferten koordinierte Beobachtungen vom 8. bis 30. April 2009 am Palmer Divide Observatory in Colorado und an der Goat Mountain Asteroid Research Station (GMARS) in Kalifornien eine Lichtkurve, die für eine Rotationsperiode von 20,778 h ein wesentlich besseres Ergebnis als für die halbe Periode lieferte.[14]

Um die bestehenden Unsicherheiten auszuräumen, wurden längere Beobachtungen des Asteroiden durchgeführt, die am Lenomiya Observatory in Arizona und am Organ Mesa Observatory in New Mexico vom 27. November 2011 bis 11. Februar 2012 andauerten. Die erhaltene Lichtkurve mit zwei Minima und zwei Maxima innerhalb einer Periode von 10,379 h schloss andere Interpretationen aus.[15] Vom 22. Juli bis 27. September 2022 erfolgte durch eine Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) an drei verschiedenen Observatorien in Italien eine weitere Bestimmung der Rotationsperiode zu 10,381 h.[16]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  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, 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).
  6. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 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. ↑ V. V. Busarev, M. N. Taran: On the spectral similarity of carbonaceous chondrites and some hydrated and oxidized asteroids. In: Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors (ACM 2002). ESA SP-500, Noordwijk 2002, S. 933–936, bibcode:2002ESASP.500..933B (PDF; 543 kB).
  9. ↑ S. K. Fieber-Beyer, M. J. Gaffey, P. S. Hardersen, V. Reddy: Near-infrared spectroscopy of 3:1 Kirkwood Gap asteroids: Mineralogical diversity and plausible meteorite parent bodies. In: Icarus. Band 221, Nr. 2, 2012, S. 593–602, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.029.
  10. ↑ L. Bogan, R. Robb, D. D. Balam: The Lightcurves of the Asteroids 198 Ampella, 481 Emita and 772 Tanete. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 88, Nr. 1, 1994, S. 55–68, bibcode:1994JRASC..88...55B (PDF; 251 kB).
  11. ↑ J. A. DeYoung, R. E. Schmidt: The Lightcurve and Period of the S Type Minor Planet 198 Ampella. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 20, Nr. 4, 1993, S. 31–32, bibcode:1993MPBu...20...31D (PDF; 88 kB).
  12. ↑ M. Calabresi, M. Panella, A. Pelloni: Photoelectric Photometry of the Asteroid 198 Ampella. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 23, Nr. 3, 1996, S. 29, bibcode:1996MPBu...23...29C (PDF; 60 kB).
  13. ↑ C. Blanco, D. Riccioli: V lightcurves and B−V colours of main-belt asteroids. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173rd colloquium of the International Astronomical Union, Tatranská Lomnica 1999, S. 175–184, bibcode:1999esra.conf..175B (PDF; 217 kB).
  14. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens: Analysis of the Lightcurves of 198 Ampella and 2008 SV11. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 4, 2009, S. 164–165, bibcode:2009MPBu...36..164W (PDF; 419 kB).
  15. ↑ L. E. Martinez, F. Pilcher: Another Light Curve Analysis for 198 Ampella. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 137, bibcode:2012MPBu...39..137M (PDF; 284 kB).
  16. ↑ L. Franco, M. Iozzi, G. Scarfi, F. Mortari, D. Gabellini, N. Ruocco, P. Fini, G. Betti, A. Marchini, P. Aceti, M. Banfi, G. Baj, P. Bacci, M. Maestripieri, M. Bachini, G. Succi, A. Coffano, W. Marinello, G. Galli, N. Montigiani, M. Mannucci: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2022 July–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 1, 2023, S. 47–50, bibcode:2023MPBu...50...47F (PDF; 1,44 MB).
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