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(964) Subamara

Asteroid
(964) Subamara
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,050 AE
Exzentrizität 0,118
Perihel – Aphel 2,691 AE – 3,410 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 30,6°
Argument der Periapsis 8,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 17. Juli 2028
Siderische Umlaufperiode 5 a 120 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,00 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 19,8 km ± 0,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,24
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 6 h 52 min
Absolute Helligkeit 10,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 27. Oktober 1921
Vorläufige Bezeichnung 1905 UL, 1921 UL
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.

(964) Subamara ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 27. Oktober 1921 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien bei einer Helligkeit von 13,2 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits mehrfach vom 26. Oktober bis 17. November 1905 an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg und dort sogar noch einmal zwei Tage vor seiner Entdeckung fotografiert worden war.

Der Name des Asteroiden ist abgeleitet von dem lateinischen Wort amarus, das mit der Vorsilbe sub die Bedeutung „sehr bitter“ ergibt – höchstwahrscheinlich eine Anspielung auf die schlechten Beobachtungsbedingungen an der Wiener Sternwarte in den letzten Lebensjahren Palisas. Diese Interpretation wird durch seinen Beitrag in den Astronomischen Nachrichten vom Mai 1924 gestützt, in dem er sich über die zunehmend hinderlichen Beobachtungsbedingungen in der Großstadt Wien durch die anhaltend ungünstigen Wetterverhältnisse und die Lichtverschmutzung beklagt.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 für (964) Subamara zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 20,3 km bzw. 0,23.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 19,8 km bzw. 0,24 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 mit den gleichen Angaben bestätigt.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 22. bis 29. August 2011 am Oakley Southern Sky Observatory, der australischen Außenstation des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,864 h bestimmt.[5] Dieses Ergebnis wurde bestätigt durch weitere Beobachtungen vom 6. bis 14. Januar 2013 während vier Nächten am Elephant Head Observatory in Arizona (abgeleitete Rotationsperiode 6,868 h)[6] sowie vom 24. Oktober bis 10. November 2017 während sieben Nächten am Command Module Observatory in Arizona (abgeleitete Periode 6,870 h).[7] Eine Zusammenarbeit mehrerer Observatorien in Spanien vom 21. September bis 6. Oktober 2022 führte zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 6,87 h.[8]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ J. Palisa: Beobachtungen am 27-zölligen Refraktor. In: Astronomische Nachrichten. Band 222, Nr. 5315, 1924, Sp. 161–172, doi:10.1002/asna.19242221102 (PDF; 698 kB).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ J. Folberth, S. Casimir, Y. Dou, D. Evans, T. Foulkes, M. Haenftling, P. Kuhn, A. White, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Southern Sky Observatory: 2011 July–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 2, 2012, S. 51–55, bibcode:2012MPBu...39...51F (PDF; 488 kB).
  6. ↑ M. S. Alkema: Asteroid Lightcurve Analysis at Elephant Head Observatory: 2012 November–2013 April. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 3, 2013, S. 133–137, bibcode:2013MPBu...40..133A (PDF; 1,33 MB).
  7. ↑ T. Polakis: Lightcurve Analysis for Eleven Main-belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 2, 2018, S. 199–203, bibcode:2018MPBu...45..199P (PDF; 510 kB).
  8. ↑ R. G. Farfán, F. G. de la Cuesta, E. R. Lorenz, E. F. Mañanes, J. M. F. Andújar, J. R. Fernández, J. D. Casal, J. de E. Cantalapiedra, P. de la Fuente, J. Collada: Photometry and Lightcurve Analysis of 26 Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 2, 2024, S. 133–138, bibcode:2024MPBu...51..133F (PDF; 1,29 MB).

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