(122) Gerda

Asteroid
(122) Gerda
Berechnetes 3D-Modell von (122) Gerda
Berechnetes 3D-Modell von (122) Gerda
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Große Halbachse 3,231 AE
Exzentrizität 0,024
Perihel – Aphel 3,152 AE – 3,310 AE
Neigung der Bahnebene 1,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 178,0°
Argument der Periapsis 318,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 30. Juni 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 295 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,57 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 70,7 ± 0,9 km
Albedo 0,30
Rotationsperiode 10 h 41 min
Absolute Helligkeit 7,7 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		ST
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		L
Geschichte
Entdecker C. H. F. Peters
Datum der Entdeckung 31. Juli 1872
Andere Bezeichnung 1872 OA, 1948 TQ1
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.

(122) Gerda ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 31. Juli 1872 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters am Litchfield Observatory in New York entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Gerda, der Frau von Freyr in der nordischen Mythologie.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (122) Gerda, für die damals Werte von 81,7 km bzw. 0,19 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 92,4 km bzw. 0,15.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 65,1 km bzw. 0,30 korrigiert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 70,7 km bzw. 0,25 geändert.[4]

Photometrische Beobachtungen von (122) Gerda erfolgten erstmals im März 1991. Im gleichen Zeitraum gab es einmal eine Beobachtung vom 13. bis 26. März 1991 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien, wo aus der aufgezeichneten Lichtkurve eine Rotationsperiode von 10,332 h abgeleitet wurde,[5] während eine zweite Beobachtung am 18. und 19. März 1991 an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des Felix-Aguilar-Observatoriums (OAFA) in Argentinien zu einem gänzlich abweichenden Wert von 8,903 h gelangte.[6] Eine neue Messung wurde erst wieder vom 31. Juli bis 28. September 2005 am Altimira Observatory in Kalifornien durchgeführt. Hier konnte eine Rotationsperiode von 10,6875 h bestimmt werden. Versuche, die dabei gemessene Lichtkurve mit den beiden früher abgeleiteten Perioden zu korrelieren, zeigten nur dürftige Übereinstimmungen. Dennoch wurde die neu abgeleitete Rotationsperiode als „provisorisch“ erachtet, da die Photometrie einer parallel stattgefundenen Beobachtung am Blauvac-Observatorium in Frankreich nicht mit der von Altimira übereinstimmte und die beiden Datensätze nicht erfolgreich miteinander kombiniert werden konnten.[7]

Eine Untersuchung von 2009 wertete photometrische Beobachtungen vom Juli/August 1987, Mai 2003 sowie September/Oktober 2005 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis aus und konnte ebenfalls eine ähnliche Rotationsperiode von 10,688 h erhalten. Außerdem konnten zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse (eine für prograde und eine für retrograde Rotation) sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Modells des Asteroiden bestimmt werden.[8] Eine weitere Beobachtung vom 1. bis 3. April 2009 am Organ Mesa Observatory in New Mexico konnte aus einer detaillierten Lichtkurve eine Periode von 10,71 h ableiten.[9] Die Auswertung von inzwischen 17 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines Gestaltmodells für den Asteroiden und die Angabe zweier alternativer Lösungen für die Position der Rotationsachse (beide mit prograder Rotation) und der Rotationsperiode mit 10,68724 h.[10]

Bei (234) Barbara konnte durch Photometrie und Sternbedeckungen festgestellt werden, dass sie tief ausgegraben zu sein scheint. Daher wurde eine Beobachtungskampagne gestartet, um die Form und Rotationseigenschaften von weiteren Asteroiden des SMASSII-Spektraltyps L bzw. Ld zu charakterisieren. Aus archivierten Daten und neuen Beobachtungen aus dem Zeitraum Juni und Juli 2015 konnten in einer Untersuchung von 2017 für (122) Gerda ein Gestaltmodell und die Achsenverhältnisse, zwei alternative Lösungen für die Lage der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 10,6872 h abgeleitet werden.[11] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde zu 10,68724 h bestimmt.[12] In einer Untersuchung ebenfalls aus 2021 wurden photometrische Messungen des Asteroiden vom 9. April bis 5. Juni 2003 am Astronomischen Institut der Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw in der Ukraine ausgewertet. Es konnte dabei eine Rotationsperiode von 10,6958 h und eine Albedo von 0,17 abgeleitet werden.[13]

Siehe auch

  • (122) Gerda beim IAU Minor Planet Center (englisch)
  • (122) Gerda in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
  • (122) Gerda in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
  • (122) Gerda in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise

  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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ M. Di Martino, C. Blanco, D. Riccioli, G. De Sanctis: Lightcurves and Rotational Periods of Nine Main Belt Asteroids. In: Icarus. Band 107 Nr. 2, 1994, S. 269–275, doi:10.1006/icar.1994.1022.
  6. ↑ R. Gil-Hutton: Photoelectric Photometry of Asteroids 58 Concordia, 122 Gerda, 326 Tamara, and 441 Bathilde. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Band 25, 1993, S. 75–77, bibcode:1993RMxAA..25...75G (PDF; 86 kB).
  7. ↑ R. K. Buchheim, R. Roy, R. Behrend: Lightcurves for 122 Gerda, 217 Eudora, 631 Phillipina, 670 Ottegebe, and 972 Cohnia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 1, 2007, S. 13–14, bibcode:2007MPBu...34...13B (PDF; 131 kB).
  8. ↑ V. G. Shevchenko, N. Tungalag, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, A. W. Harris, J. W. Young: CCD-photometry and pole coordinates for eight asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 12, 2009, S. 1514–1520, doi:10.1016/j.pss.2009.08.001.
  9. ↑ F. Pilcher: New Lightcurves of 8 Flora, 13 Egeria, 14 Irene, 25 Phocaea, 40 Harmonia, 74 Galatea, and 122 Gerda. 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. 133–136 bibcode:2009MPBu...36..133P (PDF; 990 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ M. Devogèle, P. Tanga, P. Bendjoya, J. P. Rivet, J. Surdej, J. Hanuš, L. Abe, P. Antonini, R. A. Artola, M. Audejean, R. Behrend, F. Berski, J. G. Bosch, M. Bronikowska, A. Carbognani, F. Char, M.-J. Kim, Y.-J. Choi, C. A. Colazo, J. Coloma, D. Coward, R. Durkee, O. Erece, E. Forne, P. Hickson, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, P. Kankiewicz, M. Kaplan, T. Kwiatkowski, I. Konstanciak, A. Kruszewki, V. Kudak, F. Manzini, H.-K. Moon, A. Marciniak, M. Murawiecka, J. Nadolny, W. Ogłoza, J. L. Ortiz, D. Oszkiewicz, H. Pallares, N. Peixinho, R. Poncy, F. Reyes, J. A. de los Reyes, T. Santana-Ros, K. Sobkowiak, S. Pastor, F. Pilcher, M. C. Quiñones, P. Trela, D. Vernet: Shape and spin determination of Barbarian asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A119, 2017, S. 1–23, doi:10.1051/0004-6361/201630104 (PDF; 2,11 MB).
  12. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X.-B. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
  13. ↑ V. G. Shevchenko, O. I. Mikhalchenko, I. N. Belskaya, I. G. Slyusarev, V. G. Chiorny, Yu. N. Krugly, T. A. Hromakina, A. N. Dovgopol, N. N. Kiselev, A. N. Rublevsky, K. А. Antonyuk, A. O. Novichonok, A. V. Kusakin, I. V. Reva, R. Ya. Inasaridze, V. V. Ayvazian, G. V. Kapanadze, I. E. Molotov, D. Oszkiewicz, T. Kwiatkowski: Photometry of selected outer main belt asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 202, 105248, 2021, S. 1–15, doi:10.1016/j.pss.2021.105248.