(1025) Riema

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Asteroid
(1025) Riema
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 1,979 AE
Exzentrizität 0,040
Perihel – Aphel 1,901 AE – 2,057 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 26,9°
Länge des aufsteigenden Knotens 163,4°
Argument der Periapsis 349,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 27. März 2025
Siderische Umlaufperiode 2 a 286 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 21,17 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 4,6 ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 3 h 35 min
Absolute Helligkeit 12,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xe
Geschichte
Entdecker Karl Wilhelm Reinmuth
Datum der Entdeckung 12. August 1923
Andere Bezeichnung 1923 PG, 1923 QA
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.

(1025) Riema ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 12. August 1923 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 13,7 mag entdeckt wurde.

Benannt ist der Asteroid nach dem deutschen Astronomen Johannes Karl Richard Riem (1868–1945) am Astronomischen Rechen-Institut in Berlin-Dahlem. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag des Astronomischen Rechen-Instituts.

Mit einer 9:2-Bahnresonanz mit Jupiter und anderen Bahneigenschaften gehört der Asteroid zur Hungaria-Gruppe.[1]

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 für den Asteroiden zu einem Durchmesser von 4,6 km. Für die Albedo im sichtbaren Bereich konnte kein plausibler Wert bestimmt werden.[2]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (1025) Riema eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xe-Typ.[3][4] Polarimetrische Messungen, die zwischen 2000 und 2004 an der Astronomischen Einrichtung Leoncito in Argentinien durchgeführt wurden, ergaben für den Asteroiden eine polarimetrische Albedo von 0,17.[5] Die geometrische Albedo ist nicht bekannt.

Nach einem erfolglosen Versuch, aus der in einer einzelnen Nacht am 10. März 1989 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona beobachteten Lichtkurve des Asteroiden eine Rotationsperiode zu bestimmen,[6] führten photometrische Beobachtungen vom Juli 1998 bis August 2001 am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw und am Krim-Observatorium in Simejis zu einer Rotationsperiode von 6,557 h. Aus einer Kombination der archivierten Lichtkurve vom März 1989 in Verbindung mit den eigenen Messungen konnten auch zwei alternative Möglichkeiten für die Lage der Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsigen ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.[7] Durch weitere photometrische Messungen vom 1. bis 9. April 2003 am Santana Observatory in Kalifornien wurde ebenfalls versucht, die Rotationsperiode des Asteroiden zu ermitteln. Die Auswertung gestaltete sich schwierig, es wurde aber ein deutlich geringerer Wert von 3,580 h angenommen.[8]

Auch am Palmer Divide Observatory (PDO) in Colorado wurde während mehrerer Beobachtungskampagnen versucht, verbesserte Werte für die Rotationsperiode zu ermitteln. Eine erste Messung vom 28. bis 30. Mai 2009 ergab einen Wert von 3,566 h,[9] während vom 20. bis 25. August 2012 eine Rotationsperiode von 3,581 h abgeleitet wurde.[10] Beobachtungen vom 9. bis 11. Februar 2014 am Center for Solar System Studies-Palmer Divide Station (CS3-PDS) führten zu einem Wert von 3,591 h,[11] während die vierte Beobachtungssession vom 29. Juli bis 5. August 2015 eine Rotationsperiode von 3,581 h ergab.[12] Vom 10. bis 16. März 2017 konnten 3,578 h abgeleitet werden.[13]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, bibcode:1990JRASC..84..123S (PDF; 137 kB).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak: Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups. In: Icarus. Band 149, Nr. 1, 2001, S. 173–189, doi:10.1006/icar.2000.6512 (PDF; 414 kB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ R. Gil-Hutton, D. Lazzaro, P. Benavidez: Polarimetric observations of Hungaria asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 468, Nr. 3, 2007, S. 1109–1114, doi:10.1051/0004-6361:20077178 (PDF; 94 kB).
  6. ↑ W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: Photometric Observations of 125 Asteroids. In: Icarus. Band. 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, doi:10.1006/icar.1996.5665.
  7. ↑ V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: Rotation and photometric properties of E-type asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X (PDF; 204 kB).
  8. ↑ R. D. Stephens: Photometry of 628 Christine, 754 Malabar, 815 Coppelia, and 1025 Riema. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 30, Nr. 4, 2003, S. 69–70, bibcode:2003MPBu...30...69S (PDF; 85 kB).
  9. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2009 March–June. 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. 172–176, bibcode:2009MPBu...36..172W (PDF; 1,36 MB).
  10. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2012 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 40, Nr. 1, 2013, S. 26–29, bibcode:2013MPBu...40...26W (PDF; 492 kB).
  11. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, bibcode:2014MPBu...41..144W (PDF; 2,53 MB).
  12. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2015 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 43, Nr. 1, 2016, S. 57–65, bibcode:2016MPBu...43...57W (PDF; 1,35 MB).
  13. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2016 December thru 2017 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 44, Nr. 3, 2017, S. 213–219, bibcode:2017MPBu...44..213W (PDF; 5,72 MB).
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