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(80) Sappho

Asteroid des Hauptgürtels

(80) Sappho ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 2. Mai 1864 vom englischen Astronomen Norman Robert Pogson am Madras Observatory in Indien entdeckt wurde.

Asteroid
(80) Sappho
Berechnetes 3D-Modell von (80) Sappho
Berechnetes 3D-Modell von (80) Sappho
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,296 AE
Exzentrizität 0,200
Perihel – Aphel 1,838 AE – 2,755 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,7°
Länge des aufsteigenden Knotens 218,6°
Argument der Periapsis 139,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 2. Mai 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 175 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,46 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 68,6 ± 1,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,21
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 14 h 2 min
Absolute Helligkeit 8,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Norman Robert Pogson
Datum der Entdeckung 2. Mai 1864
Andere Bezeichnung 1864 JA
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 zu Ehren der berühmten griechischen Lyrikerin Sappho (* zwischen 630 und 612 v. Chr.; † um 570 v. Chr.), die sich der Legende nach wegen ihrer unerwiderten Liebe zum jungen Phaon ins Meer stürzte.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona vom März 1975 wurden für (80) Sappho erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 83 km und 0,11 bestimmt.[1][2] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 26. bis 31. Oktober 1983 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 79 ± 10 km.[3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (80) Sappho, für die damals Werte von 78,4 km bzw. 0,18 erhalten wurden.[4] Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 2. August 2007 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 72 ± 9 km bestimmt werden.[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 79,0 km bzw. 0,18.[6] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 68,6 oder 74,3 km bzw. 0,21 oder 0,24 korrigiert.[7] Aus der Beobachtung von drei Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 für (80) Sappho ein Durchmesser von 68,7 ± 5,7 km bestimmt werden.[8]

Berechnetes 3D-Modell von (80) Sappho

Photometrische Beobachtungen von (80) Sappho fanden erstmals statt am 2. und 21. September 1976 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Die über jeweils nur wenige Stunden erfassten Lichtkurven konnten nicht zu einer Rotationsperiode ausgewertet werden, es wurde dafür nur ein grober Wert von mindestens 20 Stunden angenommen.[9] Bei neuen Messungen vom 26. bis 29. Mai 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien wurde allerdings eine Periode von 14,05 h abgeleitet.[10] Beobachtungen in drei Nächten vom 10. November 1983 bis 7. Januar 1984 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien konnten wieder nicht zu einer definitiven Rotationsperiode ausgewertet werden, als am wahrscheinlichsten erschien aber ein Wert von etwa 14 h.[11] Dies konnte durch eine neue Beobachtung von (80) Sappho vom 5. bis 8. Januar 1988 am La-Silla-Observatorium in Chile bestätigt werden: Aus der über eine vollständige Periodizität aufgezeichneten Lichtkurve ergab sich eine Rotationsperiode von 14,03 h.[12]

Eine Untersuchung von 1993 bestimmte aus der archivierten Lichtkurve zwei Lösungen für die räumliche Lage der Rotationsachse mit einer prograden Rotation und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden. Für die Rotationsperiode wurde ein Wert von 14,0387 h erhalten.[13] Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) konnte in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden erneut ein Gestaltmodell und zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse, nun allerdings für eine retrograde Rotation, mit einer Rotationsperiode von 14,03087 h bestimmt werden.[14] Durch die Auswertung von Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 4. Juni 2010 in Westeuropa konnte dann in einer Untersuchung von 2011 aus den zuvor bestimmten alternativen Rotationsachsen eine eindeutige ausgewählt und für den äquivalenten Durchmesser ein Wert von 67 ± 11 km angegeben werden.[15]

Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden vom 26. April bis 9. Mai 2010 am Organ Mesa Observatory in New Mexico ergaben eine Rotationsperiode von 14,025 h.[16] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom August 2007 (siehe oben) und Juni 2010 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 14,03086 h berechnet. Für die Größe gab es nur eine dürftige Schätzung zu einem volumenäquivalenten Durchmesser von 66 ± 8 km.[17] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 14,03087 h bestimmt.[18]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison, C. R. Chapman: Radiometric diameters for an additional 22 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 204, 1976, S. 934–939, doi:10.1086/154242 (PDF; 636 kB).
  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. ↑ 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).
  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. 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).
  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. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  9. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric Photometry of Asteroids 37, 80, 97, 216, 270, 313, and 471. In: Icarus. Band 34, Nr. 2, 1978, S. 428–435, doi:10.1016/0019-1035(78)90178-1.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ R. Burchi, V. D’Ambrosio, P. Tempesti, N. Lanciano: Rotational properties of asteroids 2, 12, 80, 145 and 354 obtained by photoelectric photometry. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 60, 1985, S. 9–15, bibcode:1985A&AS...60....9B (PDF; 173 kB).
  12. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, G. Hahn: Physical Studies of Asteroids XX. Photoelectric Photometry of Asteroids. In: Asteroids, comets, meteors III. AMC 89 Proceedings, Uppsala University, Uppsala 1990, S. 45–48, bibcode:1990acm..proc...45D (PDF; 151 kB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  16. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 80 Sappho, 145 Adeona, 217 Eudora, 274 Philagoria, 567 Eleutheria, and 826 Henrika. 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. 148–149, bibcode:2010MPBu...37..148P (PDF; 504 kB).
  17. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  18. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X.-B. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
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