(142) Polana

Asteroid
(142) Polana
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Nysa-Familie
Große Halbachse 2,421 AE
Exzentrizität 0,133
Perihel – Aphel 2,099 AE – 2,743 AE
Neigung der Bahnebene 2,2°
Länge des aufsteigenden Knotens 291,1°
Argument der Periapsis 292,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 24. Mai 2026
Siderische Umlaufperiode 3 a 280 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,06 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 54,8 ± 0,3 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 9 h 46 min
Absolute Helligkeit 10,6 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		F
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		B
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 28. Januar 1875
Andere Bezeichnung 1875 BA, 1923 WA, 1954 BH, 1956 XZ, 1963 SA
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.

(142) Polana ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 28. Januar 1875 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach dem Entdeckungsort Pola, der an der nördlichen Adria liegt. Während Palisas Zeiten im Besitz von Österreich, gehörte Pola später zunächst zu Italien, dann zu Jugoslawien und heute zu Kroatien. Seit 1850 war Pola der wichtigste Kriegshafen Österreichs. Die Marine-Sternwarte Pola war eine Abteilung des österreichischen Hydrographischen Dienstes, Palisa war Leiter dieser Abteilung.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (142) Polana, für die damals Werte von 55,3 km bzw. 0,05 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 56,6 km bzw. 0,04.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 53,8 km bzw. 0,04 korrigiert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 54,8 km bzw. 0,05 geändert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 44,2 km bzw. 0,05 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[5]

Nachdem bereits 1992 für (142) Polana eine Rotationsperiode von 9,770 h veröffentlicht worden war, erfolgten photometrische Beobachtungen auch vom 25. Februar bis 5. März 1992 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der gemessenen Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,764 h abgeleitet.[6] Neue Messungen wurden vom 22. Januar bis 23. Februar 2018 am Organ Mesa Observatory in New Mexico durchgeführt. Die abgeleitete Rotationsperiode von 9,762 h war in guter Übereinstimmung mit den früheren Bestimmungen.[7] Beobachtungen vom 8. bis 25. März 2022 im Rahmen einer Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) an sechs verschiedenen Observatorien in Italien führte zu einer weiteren Bestimmung der Rotationsperiode von 9,765 h.[8]

Polana-Familie

(142) Polana ist Mitglied einer der komplexesten Gruppierungen im Asteroidengürtel, die als Nysa-Polana-Komplex bezeichnet wird und deren genaue Erforschung derzeit noch nicht abgeschlossen ist. Diese Asteroiden besitzen ähnliche Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,28–2,48 AE, eine Exzentrizität von 0,14–0,21 und eine Bahnneigung von 1,9°–3,3°. Taxonomisch handelt es sich hauptsächlich um Asteroiden der Spektralklassen S, L und C, die mittlere Albedo liegt bei 0,19. Dem Nysa-Polana-Komplex wurden im Jahr 2019 fast 20.000 Mitglieder zugerechnet.[9] Im Wesentlichen besteht er aus zwei sich gegenseitig überlappenden Familien, wahrscheinlich gehören aber noch weitere Untergruppierungen dazu. Eine der Familien, die aus dunklen Asteroiden mit geringer Albedo zusammengesetzt ist, die hauptsächlich der Spektralklasse B und C angehören, wird heute nach ihrem größten Mitglied als Polana-Familie bezeichnet.[10][11]

Siehe auch

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. ↑ 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).
  6. ↑ M. A. Barucci, M. Di Martino, E. Dotto, M. Fulchignoni, A. Rotundi, R. Burchi: Rotational Properties of Small Asteroids: Photoelectric Observations of 16 Asteroids. In: Icarus. Band 109, Nr. 2, 1994, S. 267–273, doi:10.1006/icar.1994.1092.
  7. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 50 Virginia, 142 Polana, and 597 Bandusia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 3, 2018, S. 246–247, bibcode:2018MPBu...45..246P (PDF; 246 kB).
  8. ↑ L. Franco, A. Marchini, R. Papini, M. Iozzi, G. Scarfi, F. Mortari, D. Gabellini, P. Bacci, M. Maestripieri, G. Baj, G. Galli, A. Coffano, W. Marinello, G. Pizzetti, P. Aceti, M. Banfi, L. Tinelli, N. Montigiani, M. Mannucci, A. Noschese, M. Mollica, E. Guido, N. Ruocco, M. Bachini, G. Succi: Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2022 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 200–204, bibcode:2022MPBu...49..200F (PDF; 1,70 MB).
  9. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  10. ↑ V. Zappalà, Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella, C. Froeschlé: Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques. In: Icarus. Band 116, Nr. 2, 1995, S. 291–314, doi:10.1006/icar.1995.1127.
  11. ↑ M. J. Dykhuis, R. Greenberg: Collisional family structure within the Nysa-Polana complex. In: Icarus. Band 252, 2015, S. 199–211, doi:10.1016/j.icarus.2015.01.012.