(76) Freia

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Asteroid
(76) Freia
Berechnetes 3D-Modell von (76) Freia
Berechnetes 3D-Modell von (76) Freia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,410 AE
Exzentrizität 0,167
Perihel – Aphel 2,839 AE – 3,981 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 2,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 204,3°
Argument der Periapsis 252,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 11. Dezember 2026
Siderische Umlaufperiode 6 a 109 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,02 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 145,4 ± 1,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 58 min
Absolute Helligkeit 8,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		P
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker Heinrich Louis d’Arrest
Datum der Entdeckung 21. Oktober 1862
Andere Bezeichnung 1862 UA, 1911 OB
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.

(76) Freia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 21. Oktober 1862 vom deutsch-dänischen Astronomen Heinrich Louis d’Arrest an der Sternwarte Kopenhagen entdeckt wurde. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach Freya, der nordischen Göttin der Liebe und Schönheit.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (76) Freia, für die damals Werte von 183,7 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[1] 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 158,6 km bzw. 0,05.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu einer Korrektur der Werte für den Durchmesser und die Albedo auf 158,4 km bzw. 0,05.[3] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 145,4 km bzw. 0,06 korrigiert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 erneut geändert zu 186,1 km bzw. 0,04.[5]

Nach ersten Messungen in den 1980er Jahren erfolgten photometrische Beobachtungen des Asteroiden am 1. und 13. November 1994 am Pic-du-Midi-Observatorium in Frankreich. Es konnte eine Rotationsperiode von 9,96 h festgestellt werden.[6] Eine Beobachtung vom 18. bis 27. Dezember 1994 an der Automated Telescope Facility der University of Iowa führte zu einem Wert von 9,99 h.[7] Photometrische Beobachtungen vom September bis Dezember 2000 in der Ukraine an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums und am Krim-Observatorium in Simejis führten zu einer Bestimmung der Rotationsperiode von 9,973 h.[8] Erneute Beobachtungen erfolgten dann vom 8. bis 12. Dezember 2008 an der Goat Mountain Astronomical Research Station (GMARS) in Kalifornien. Aus der Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 9,969 h abgeleitet werden. Unter Einbeziehung früherer Messungen konnten am Palmer Divide Observatory in Colorado außerdem zwei alternative Möglichkeiten für die räumliche Lage der Rotationsachse angegeben und ein Gestaltmodell des Asteroiden erstellt werden.[9]

Neue Lichtkurven des Astronomischen Observatoriums der Adam-Mickiewicz-Universität in Polen aus dem Zeitraum 2002 bis 2009 und solche des South African Astronomical Observatory (SAAO) in Südafrika vom April 2010 ermöglichten die Bestimmung einer Rotationsperiode von 9,973 h sowie von Rotationsachsen und Gestaltmodellen. Aus dem Vergleich mit Daten von Sternbedeckungen wurden Werte für den Durchmesser von 167 ± 19 km abgeleitet.[10] Aus einer Auswertung von sechs Sternbedeckungen konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 172 ± 10 km bestimmt werden.[11]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (76) Freia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in Untersuchungen von 2011 und 2012 zu keinen aussagekräftigen Ergebnissen.[12][13] Am 16. März 1977 erfolgte eine enge Annäherung zwischen (76) Freia und dem Asteroiden (10383) 1996 SR7 bis auf etwa 99.500 km bei einer Relativgeschwindigkeit von 5,2 km/s. Es wurde vorgeschlagen, zur genaueren Bestimmung der Masse der größeren (76) Freia astrometrische Messungen dieses Ereignisses auszuwerten.[14] Dies ermöglichte in einer Untersuchung von 2017 die Bestimmung der Masse von (76) Freia mit zwei Methoden zu etwa 4,2·1018 kg bzw. 4,4·1018 kg.[15]

(76) Freia bildet mit dem Asteroiden (1692) Subbotina ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[16] Sie besitzen relativ ähnliche Bahnelemente und bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings ist die Bahn von (76) Freia deutlich größer und ihre Apsidenlinien sind stark gegeneinander verdreht. (1692) Subbotina besitzt eine wesentlich kürzere Umlaufzeit um die Sonne als (76) Freia, so dass sie diese etwa alle 18 Jahre überholt. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als 3 Mio. km.[17]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  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. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026.
  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. ↑ 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).
  6. ↑ A. Kryszczyńska, F. Colas, J. Berthier, T. Michałowski, W. Pych: CCD Photometry of Seven Asteroids: New Spin Axis and Shape Determinations. In: Icarus. Band 124, Nr. 1, 1996, S. 134–140, doi:10.1006/icar.1996.0194 (PDF; 148 kB).
  7. ↑ J. C. Armstrong, B. L. Nellermoe, L. E. Reitzler: Measuring Rotation Periods of Asteroids Using Differential CCD Photometry. In: International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication. Band 63, 1996, S. 59–68, bibcode:1996IAPPP..63...59A (PDF; 485 kB).
  8. ↑ V. G. Shevchenko, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, I. N. Belskaya, I. A. Tereschenko, F. P. Velichko: Asteroid observations at low phase angles: III. Brightness behavior of dark asteroids. In: Icarus. Band 95, Nr. 2, 1992, S. 222–238, doi:10.1016/j.icarus.2008.03.015.
  9. ↑ R. D. Stephens, B. D. Warner: A Preliminary Shape and Spin Axis Model for 76 Freia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 35, Nr. 2, 2008, S. 84–85, bibcode:2008MPBu...35...84S (PDF; 481 kB).
  10. ↑ A. Marciniak, P. Bartczak, T. Santana-Ros, T. Michałowski, P. Antonini, R. Behrend, C. Bembrick, L. Bernasconi, W. Borczyk, F. Colas, J. Coloma, R. Crippa, N. Esseiva, M. Fagas, M. Fauvaud, S. Fauvaud, D. D. M. Ferreira, R. P. Hein Bertelsen, D. Higgins, R. Hirsch, J. J. E. Kajava, K. Kamiński, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, F. Manzini, J. Michałowski, M. J. Michałowski, A. Paschke, M. Polińska, R. Poncy, R. Roy, G. Santacana, K. Sobkowiak, M. Stasik, S. Starczewski, F. Velichko, H. Wucher, T. Zafar: Photometry and models of selected main belt asteroids. IX. Introducing interactive service for asteroid models (ISAM). In: Astronomy & Astrophysics. Band 545, A131, 2012, S. 1–31, doi:10.1051/0004-6361/201219542 (PDF; 3,07 MB).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ W. Zielenbach: Mass Determination Studies of 104 Large Asteroids. In: the Astronomical Journal. Band 142, Nr. 4, 2011, S. 1–8, doi:10.1088/0004-6256/142/4/120 (PDF; 172 kB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ A. Galád, B. Gray: Asteroid encounters suitable for mass determinations. In: Astronomy & Astrophysics. Band 391, Nr. 3, 2002, S. 1115–1122, doi:10.1051/0004-6361:20020810 (PDF; 90 kB).
  15. ↑ J. Baer, S. R. Chesley: Simultaneous Mass Determination for Gravitationally Coupled Asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 154, Nr. 2, 2017, S. 1–11, doi:10.3847/1538-3881/aa7de8 (PDF; 1,63 MB).
  16. ↑ J. L. Simovljević: Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities In: Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts. Band 76, 1981, S. 33–37 (PDF; 1,99 MB).
  17. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
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