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(23) Thalia

Asteroid des Hauptgürtels

(23) Thalia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 15. Dezember 1852 vom englischen Astronomen John Russell Hind am George Bishop’s Observatory in London entdeckt wurde.

Asteroid
(23) Thalia
Berechnetes 3D-Modell von (23) Thalia
Berechnetes 3D-Modell von (23) Thalia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,629 AE
Exzentrizität 0,231
Perihel – Aphel 2,021 AE – 3,236 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 66,5°
Argument der Periapsis 61,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 15. November 2023
Siderische Umlaufperiode 4 a 96 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,13 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 107,5 ± 2,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,25
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 19 min
Absolute Helligkeit 7,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker John Russell Hind
Datum der Entdeckung 15. Dezember 1852
Andere Bezeichnung 1852 XA, 1938 CL, 1974 QT2
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 Thalia, der Muse der Komödie. Thalia ist auch der Name einer der drei Chariten, Töchter der Eurynome durch Zeus. Die anderen Chariten wurden bei der Benennung der Asteroiden (31) Euphrosyne und (47) Aglaja berücksichtigt. Die Namensgebung erfolgte auf Vorschlag von George Bishop, in dessen privater Sternwarte der Asteroid entdeckt wurde.[1]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom April 1973 und am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile von 1974 wurden für (23) Thalia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 115 und 144 km bzw. 0,15 und 0,10 bestimmt.[2][3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (23) Thalia, für die damals Werte von 107,5 km bzw. 0,25 erhalten wurden.[4] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für den Asteroiden Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 105,1 km bzw. 0,27 bestimmt wurden.[5] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 7. bis 12. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben für (23) Thalia einen effektiven Durchmesser von 106 ± 12 km.[6] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 16. August 2009 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 107 ± 13 km abgeleitet werden.[7] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 98,0 km bzw. 0,31.[8] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 mit 94,0 km bzw. 0,29 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[9]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (23) Thalia eine taxonomische Klassifizierung als S-Typ.[10]

Nach ersten photometrischen Beobachtungen von (23) Thalia von Dezember 1963 bis Februar 1964 in China, aus denen eine Rotationsperiode von 12,308 h abgeleitet worden war, fand in einer Untersuchung von 1979 eine Neubewertung dieser Ergebnisse statt, wonach sie als fehlerhaft angesehen und stattdessen die Hälfte dieser Periode als korrekt erachtet wurde. Dies schien auch durch eigene Beobachtungen am 7. und 9. Juni 1965 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika unterstützt zu werden, da hier aus der aufgezeichneten Lichtkurve ebenfalls auf eine Rotationsperiode von 6,150 h geschlossen wurde. Es wurden aber für ein sicheres Urteil weitere Messungen über einen längeren Zeitraum als notwendig erachtet.[11]

Berechnetes 3D-Modell von (23) Thalia

Nach Beobachtungen vom 27. August bis 3. September 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien führte eine Bewertung aller Lichtkurven aus den Jahren 1963 bis 1979 nur zu zwei möglichen Werten für die Rotationsperiode, nämlich 12,317 oder 8,217 h, andere Werte wurden ausgeschlossen. Als plausibler wurde dabei die längere der beiden Perioden angesehen,[12] auch die nachträgliche Auswertung von Messungen am 23. April und 24. Juni 1973 an der Catalina Station in Arizona passten zu diesem Wert.[13] Allerdings führten neue Messungen vom 28. Oktober bis 2. November 1984 am Gila Observatory in Arizona zwar nicht zum Ausschluss dieses Wertes, es wurde aber stattdessen eine Periode von 9,77 h bevorzugt.[14] Auch bei photometrischen Beobachtungen des Asteroiden 1986 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma führte die Auswertung aber wieder zu einer Rotationsperiode von 12,310 h, wobei andere Perioden nicht völlig ausgeschlossen werden konnten.[15]

An der Außenstelle El Leoncito des Felix-Aguilar-Observatoriums in Argentinien erfolgten vom 5. bis 7. Mai 1986 neue photometrische Messungen. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 12,308 h bestimmt.[16] Auf der Grundlage der archivierten Beobachtungen der Jahre 1963 bis 1986 in Verbindung mit weiteren eigenen Messungen vom 8. und 11. Oktober 1988 am CTIO konnten die Forscher aus Argentinien in einer Untersuchung von 1991 eine Abschätzung für zwei alternative Positionen der Rotationsachse sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden vornehmen.[17]

Neue Messungen vom 1. und 2. Juli 1991 sowie 24. und 26. September 1992 am La-Silla-Observatorium führten in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 12,388 h.[18] Eine Untersuchung von 1993 konnte dann aus sieben archivierten Lichtkurven eine verbesserte Lösung für die alternativen Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 12,322 h ableiten. Für die Achsenverhältnisse wurden ähnlichen Ergebnissen wie zuvor gefunden.[19] Eine Untersuchung von 1995 bestimmte aus Beobachtungen vom 25. Oktober 1984 und 2. Februar bis 6. März 1994 am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium sowie vom 20. April 1986 am Siding-Spring-Observatorium in Australien eine Rotationsperiode von 12,308 h, die Rotation wurde aber konträr zu dem früheren Ergebnis als retrograd gefunden.[20]

Mit den von 1963 bis 1994 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 12,3122 h bestimmt. Das Modell erschien sehr regelmäßig, ohne ebene Bereiche oder scharfe Ecken.[21] Um endgültig Klarheit über die Rotationsperiode von (23) Thalia zu schaffen, erfolgten vom 15. August bis 21. September 2009 noch einmal sehr ausführliche photometrische Messungen des Asteroiden am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Die aufgezeichnete Lichtkurve wurde auch hier zu einer Periode von 12,312 h ausgewertet, alle anderen Perioden zwischen 5 und 30 Stunden konnten dagegen sicher ausgeschlossen werden.[22]

Die Auswertung von 50 vorliegenden Lichtkurven führte dann in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit einer eindeutigen Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 12,31241 h.[23] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 wieder ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom August 2009 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurden zwei alternative und verbesserte Positionen mit retrograder Rotation und eine Periode von 12,31241 h bestimmt. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 120 ± 8 km abgeleitet.[24]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (23) Thalia wurde aus Messungen etwa vom 19. Oktober bis 14. November 2018 eine Rotationsperiode von 12,3139 h erhalten.[25]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (23) Thalia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,96·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 107 km zu einer Dichte von 3,07 g/cm³ führte bei einer Porosität von 7 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±10 %.[26]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ J. R. Hind: Entdeckung eines neuen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 35, Nr. 839, 1853, Sp. 379–380 (online).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  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. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 kB).
  6. ↑ 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 (PDF; 354 kB).
  7. ↑ J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten, V. Zappalà: Photoelectric photometry of seven asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 35, Nr. 3, 1979, S. 223–232, bibcode:1979A&AS...35..223V (PDF; 147 kB).
  12. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  13. ↑ C. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5.
  14. ↑ K. W. Zeigler, W. B. Florence: Photoelectric Photometry of Asteroids 23 Thalia and 37 Fides. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 12, Nr. 3, 1985, S. 21–23, bibcode:1985MPBu...12...21Z (PDF; 157 kB).
  15. ↑ C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs: Physical studies of asteroids. XVIII: Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 73, Nr. 3, 1988, S. 395–405, bibcode:1988A&AS...73..395L (PDF; 303 kB).
  16. ↑ T. Gallardo, G. Tancredi: Photometric program of asteroids. In: Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía. Band 33, 1987, S. 361–368, bibcode:1987BAAA...33..361T (PDF; 13,1 MB, spanisch).
  17. ↑ G. Tancredi, T. Gallardo: A comparison of two pole determination methods for asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 242, 1991, S. 279–285, bibcode:1991A&A...242..279T (PDF; 183 kB).
  18. ↑ M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  19. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).
  20. ↑ C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, H. Debehogne, L. Festin, P. Magnusson, S. Mottola, T. Oja, G. de Angelis, I. N. Belskaya, M. Dahlgren, M. Gonano-Beurer, J. Lagerros, K. Lumme, S. Pohjolainen: Physical studies of asteroids. XXIX. Photometry and analysis of 27 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 113, 1995, S. 115–129, bibcode:1995A&AS..113..115L (PDF; 422 kB).
  21. ↑ J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. In: Icarus. Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 (PDF; 303 kB).
  22. ↑ F. Pilcher: Rotational Period Determination for 23 Thalia, 204 Kallisto, and 207 Hedda, and Notes on 161 Athor and 215 Oenone. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 1, 2010, S. 21–23, bibcode:2010MPBu...37...21P (PDF; 718 kB).
  23. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  24. ↑ M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).
  25. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  26. ↑ 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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