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(36) Atalante

Asteroid des Hauptgürtels

(36) Atalante ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 5. Oktober 1855 vom deutsch-französischen Astronomen Hermann Mayer Salomon Goldschmidt in Paris entdeckt wurde.

Asteroid
(36) Atalante
Berechnetes 3D-Modell von (36) Atalante
Berechnetes 3D-Modell von (36) Atalante
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,746 AE
Exzentrizität 0,306
Perihel – Aphel 1,904 AE – 3,588 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 18,4°
Länge des aufsteigenden Knotens 358,2°
Argument der Periapsis 47,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 18. August 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 201 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,55 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 132,8 ± 29,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 56 min
Absolute Helligkeit 8,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker H. M. S. Goldschmidt
Datum der Entdeckung 5. Oktober 1855
Andere Bezeichnung 1855 TA, 1901 SB, 1912 HC
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 Atalante, einer jungfräulichen Jägerin aus Arkadien. Hippomenes gewann ihre Hand, indem er sie in einem Wettrennen dadurch besiegte, dass er drei goldene Äpfel fallen ließ, die ihm Aphrodite gegeben hatte. Die Benennung erfolgte durch den französischen Astronomen Urbain Le Verrier.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona vom März 1975 wurden für (36) Atalante erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 118 km und 0,02 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (36) Atalante, für die damals Werte von 105,6 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 5. bis 12. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 103 ± 11 km.[4] 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 103,0 km bzw. 0,07.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2012 auf 129,3 km bzw. 0,03 korrigiert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 92,3 oder 102,4 km bzw. 0,05 oder 0,06 angegeben[7] und dann 2016 korrigiert zu 107,8 km bzw. 0,06.[8] Alle Angaben von NEOWISE beinhalten aber hohe Unsicherheiten. Mit einer Auswertung von zwei Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 108,0 ± 5,0 km bestimmt werden.[9]

Berechnetes 3D-Modell von (36) Atalante

Photometrische Beobachtungen von (36) Atalante fanden erstmals statt vom 30. August bis 3. September 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der in drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve konnte ein eindeutiger Wert für die Rotationsperiode von 9,93 h bestimmt werden.[10] Auch bei kurz darauf stattfindenden Beobachtungen vom 28. bis 30. September 1978 am La-Silla-Observatorium in Chile,[11] bei Messungen am 6. und 10. Januar 1984 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien.[12] sowie bei Beobachtungen vom 10. bis 13. März 2007 am Via Capote Observatory in Kalifornien konnte exakt dieselbe Periode abgeleitet werden.[13] Aus Messungen vom 27. Februar bis 2. März 2007 am Palmer Divide Observatory in Colorado wurde eine Rotationsperiode von 9,9280 h bestimmt.[14]

Die Auswertung von 30 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,92692 h.[15]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (36) Atalante aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 4,32·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 110 km zu einer Dichte von 6,17 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen aber eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±88 %.[16]

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. ↑ 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. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  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. ↑ 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; 2,74 MB).
  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. ↑ H. J. Schober, A. Schroll: The Asteroids 36 Atalante and 48 Doris: Rotation, UBV-photometry, and Lightcurves. In: Astronomy & Astrophysics. Band 107, Nr. 2, 1982, S. 402–405, bibcode:1982A&A...107..402S (PDF; 88 kB).
  12. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2.
  13. ↑ J. W. Brinsfield: The Rotation Periods of 36 Atalante and 416 Vaticana. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 58–59, bibcode:2007MPBu...34...58B (PDF; 194 kB).
  14. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – December 2006–March 2007. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 72–77, bibcode:2007MPBu...34...72W (PDF; 1,62 MB).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ 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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