(510) Mabella

Asteroid
(510) Mabella
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,610 AE
Exzentrizität 0,192
Perihel – Aphel 2,109 AE – 3,110 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,543°
Länge des aufsteigenden Knotens 202,7°
Argument der Periapsis 90,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. Januar 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 79 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,27 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 60,5 km ± 0,8 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 19 h 24 min
Absolute Helligkeit 9,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		PD
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Raymond Smith Dugan
Datum der Entdeckung 20. Mai 1903
Andere Bezeichnung 1903 KA, 1907 GO, 1946 UO
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.

(510) Mabella ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 20. Mai 1903 vom US-amerikanischen Astronomen Raymond Smith Dugan an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,3 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde vom Entdecker benannt zu Ehren der US-amerikanischen Schriftstellerin Mabel Loomis Todd (1856–1932), der Tochter des Mathematikers und Astronomen Elias Loomis. Sie war die Ehefrau von David Peck Todd, dem Astronomieprofessor des Entdeckers am Amherst College in Massachusetts. Diese Information wurde von Edith Eveleth, der Schwester des Entdeckers, bereitgestellt.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom 3. Dezember 1980 wurden für (510) Mabella erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 58 km und 0,05 bestimmt.[1] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (510) Mabella, für die damals Werte von 57,4 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[2] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 60,5 km bzw. 0,06.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 49,3 km bzw. 0,11 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (510) Mabella eine taxonomische Klassifizierung als T-Typ.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 26. bis 29. Mai 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 19,5 h bestimmt.[6] Weitere Beobachtungen vom 24. Oktober bis 20. November 1984 während sechs Nächten an der Anderson Mesa Station des Lowell-Observatoriums in Arizona wurden zu einer Rotationsperiode von 19,40 h ausgewertet, aber auch 19,0 oder 19,8 h wurden als möglich erachtet.[7] In einer Neubewertung der Daten aus 1979 schienen sie dann in einer Untersuchung von 1989 am ehesten zu einer Periode von 19,4 h zu passen.[8]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey ermöglichte 2011 nur die Bestimmung einer retrograden Rotation mit einer Periode von 19,4304 h.[9]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2020 auch nur eine retrograde Rotation mit einer Periode von 19,4303 h berechnet werden.[10] Aus den Daten von ATLAS wurde in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 19,4301 h bestimmt.[11]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ R. H. Brown, D. Morrison: Diameters and Albedos of Thirty-six Asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 1, 1984, S. 20–24, doi:10.1016/0019-1035(84)90052-6.
  2. ↑ 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).
  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. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  7. ↑ J. Piironen, E. Bowell, A. Erikson, P. Magnusson: Photometry of eleven asteroids at small phase angles. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 106, 1994, S. 587–595, bibcode:1994A&AS..106..587P (PDF; 255 kB).
  8. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.
  9. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  10. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
  11. ↑ J. Ďurech, M. Vávra, R. Vančo, N. Erasmus: Rotation Periods of Asteroids Determined With Bootstrap Convex Inversion From ATLAS Photometry. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Band 9, 2022, S. 1–7, doi:10.3389/fspas.2022.809771 (PDF; 1,01 MB).
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