(895) Helio

Asteroid
(895) Helio
{{{Bild}}}
{{{Bildtext}}}
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Helio-Familie
Große Halbachse 3,203 AE
Exzentrizität 0,143
Perihel – Aphel 2,747 AE – 3,660 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 26,088°
Länge des aufsteigenden Knotens 264,5°
Argument der Periapsis 177,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. März 2024
Siderische Umlaufperiode 5 a 268 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,56 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 109,6 km ± 2,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 21 min
Absolute Helligkeit 8,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		FCB
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		B
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 11. Juli 1918
Andere Bezeichnung 1906 MB, 1918 NA
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.

(895) Helio ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 11. Juli 1918 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 13,3 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 21. Juni 1906 am Lowell-Observatorium in Arizona fotografiert worden war.

Der Asteroid wurde benannt vom deutschen Physiker Friedrich Paschen (1865–1947) in Erinnerung an spektrale Untersuchungen des Heliums zusammen mit Carl Runge (1856–1927).

Eine Untersuchung von 2013 klassifizierte (895) Helio als ein Mitglied der Euphrosyne-Familie, einer aus einer Kollision entstandenen Gruppe von Asteroiden mit ähnlichen Bahnelementen.[1] Eine neuere Untersuchung von 2014 kam aber zu dem Schluss, dass (895) Helio nicht ursächlich zu dieser Familie gehört, sondern darin nur einen Eindringling (interloper) darstellt.[2] Auch spektroskopische Untersuchungen am 6. März 2018 mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi führten aufgrund abweichender spektraler Eigenschaften ebenfalls zu dieser Beurteilung.[3]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (895) Helio, für den damals Werte von 141,9 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[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 119,3 km bzw. 0,06.[5] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 102,0 km bzw. 0,09 geändert worden waren,[6] wurden sie 2014 auf 109,6 km bzw. 0,07 korrigiert.[7] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 135,0 oder 147,8 km bzw. 0,04 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[8]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 10. Juli bis 9. August 1993 am Middlebury College Observatory in Pennsylvania. Aus der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,7 h abgeleitet.[9] Dagegen wurden Beobachtungen vom 30. Oktober bis 3. Dezember 2001 während fünf Nächten am Sobaeksan Optical Astronomy Observatory (SOAO) in Südkorea zu einer deutlich längeren Periode von 27,792 h ausgewertet.[10]

Bei neuen Messungen vom 18. bis 26. Juni 2016 während sechs Nächten am Command Module Observatory in Arizona konnten dann eine Rotationsperiode von 9,391 h bestimmt werden.[11] Dieses Ergebnis wurde auch durch Beobachtungen während drei Nächten vom 10. bis 16. Juli 2016 durch die Beobachtergruppe Observadores de Asteroides (OBAS) in Spanien mit einer abgeleiteten Periode von 9,347 h bestätigt.[12]

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (895) Helio wurde aus Messungen vom 17. Januar bis 1. Februar 2019 eine Rotationsperiode von 9,3939 h erhalten.[13] Eine koordinierte Beobachtung vom 22. Juli bis 19. Dezember 2022 während acht Nächten an fünf Observatorien der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) in Italien ergab in der Auswertung eine Rotationsperiode von 9,394 h.[14]

Abschätzungen von Masse und Dichte ergaben in einer Untersuchung von 2012 für (895) Helio eine Masse von etwa 9,87·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 148 km eine Dichte von 5,76 g/cm³ bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit von ±62 %.[15]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, J. M. Bauer, T. Grav, C. R. Nugent, R. Stevenson: Asteroid Family Identification Using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE Physical Properties. In: The Astrophysical Journal. Band 770, Nr. 1, 2013, S. 1–22, doi:10.1088/0004-637X/770/1/7 (PDF; 7,12 MB).
  2. ↑ V. Carruba, S. Aljbaae, D. Souami: Peculiar Euphrosyne. In: The Astrophysical Journal. Band 792, Nr. 1, 2014, S. 1–15, doi:10.1088/0004-637X/792/1/46 (PDF; 1,90 MB).
  3. ↑ B. Yang (杨彬), J. Hanuš, M. Brož, O. Chrenko, M. Willman, P. Ševeček, J. Masiero, H. Kaluna: Physical and dynamical characterization of the Euphrosyne asteroid family. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A38, 2020, S. 1–9, doi:10.1051/0004-6361/202038567 (PDF; 5,75 MB).
  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. 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. ↑ 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. ↑ 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).
  9. ↑ C. W. Danforth: CCD Photometry of 895 Helio. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 21, Nr. 1, 1994, S. 4–5, bibcode:1994MPBu...21....4D (PDF; 96 kB).
  10. ↑ H.-S. Woo, S.-L. Kim, M.-Y. Chun, M.-G. Park: CCD Photometry of Two Asteroids (895) Helio and (165) Loreley. In: W.-P. Chen, C. Lemme, B. Paczyński (Hrsg.): Small Telescope Astronomy on Global Scales. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Band 246, 2001, S. 251–252, bibcode:2001ASPC..246..251W (PDF; 50 kB).
  11. ↑ T. Polakis, B. A. Skiff: Lightcurve Analysis for Asteroids 895 Helio and 1108 Demeter. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 4, 2016, S. 310, bibcode:2016MPBu...43..310P (PDF; 145 kB).
  12. ↑ P. Brines, J. Lozano, O. Rodrigo, A. Fornas, D. Herrero, V. Mas, G. Fornas, A. Carreño, E. Arce: Sixteen Asteroids Lightcurves at Asteroids Observers (OBAS) – MPPD: 2016 June–November. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 2, 2017, S. 145–149, bibcode:2017MPBu...44..145B (PDF; 3,89 MB).
  13. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  14. ↑ L. Franco, M. Iozzi, G. Scarfi, F. Mortari, D. Gabellini, N. Ruocco, P. Fini, G. Betti, A. Marchini, P. Aceti, M. Banfi, G. Baj, P. Bacci, M. Maestripieri, M. Bachini, G. Succi, A. Coffano, W. Marinello, G. Galli, N. Montigiani, M. Mannucci: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2022 July–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 1, 2023, S. 47–50, bibcode:2023MPBu...50...47F (PDF; 1,44 MB).
  15. ↑ 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).
Dieser Artikel wurde von Wikipedia herausgegeben. Der Text ist unter Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 verfügbar, sofern nicht anders angegeben. Für die Mediendateien können zusätzliche Bedingungen gelten.