(1782) Schneller
| Asteroid (1782) Schneller | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Äußerer Hauptgürtel |
| Asteroidenfamilie | Themis-Familie |
| Große Halbachse | 3,118 AE |
| Exzentrizität |
0,152 |
| Perihel – Aphel | 2,643 AE – 3,592 AE |
| Neigung der Bahnebene | 1,5° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 157,4° |
| Argument der Periapsis | 106,6° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 19. Januar 2024 |
| Siderische Umlaufperiode | 5 a 185 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 16,77 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 21,9 ± 0,4 km |
| Albedo | 0,11 |
| Rotationsperiode | 11 h 43 min |
| Absolute Helligkeit | 11,9 mag |
| Geschichte | |
| Entdecker | K. Reinmuth |
| Datum der Entdeckung | 6. Oktober 1931 |
| Andere Bezeichnung | 1931 TL1, 1936 QX, 1951 ET2, 1957 JK, 1969 OE |
| 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. | |
(1782) Schneller ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 6. Oktober 1931 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 14,5 mag entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt in Erinnerung an Heribert Schneller (1901–1967), einen produktiven Beobachter veränderlicher Sterne, der an der Sternwarte Berlin-Babelsberg und später am Astrophysikalischen Observatorium in Potsdam arbeitete. Er veröffentlichte zahlreiche Kataloge und Referenzsammlungen über veränderliche Sterne.
Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird (1782) Schneller zur Themis-Familie gezählt.
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 21,9 km bzw. 0,11.[1]
Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten vom 3. März bis 20. Juni 2001 am 1,54-m-Teleskop der Estación Astrofísica de Bosque Alegre (EABA) in Argentinien. Es gelang allerdings nicht, für (1782) Schneller eine Rotationsperiode zu bestimmen.[2] Im Rahmen einer Durchmusterung mit der intermediate Palomar Transient Factory (iPTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien vom Oktober 2014 bis Februar 2015 konnte auch nur eine untere Grenze für die Rotationsperiode angegeben werden.[3]
Aus photometrischen Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte im Jahr 2020 in einer Untersuchung für (1782) Schneller eine Rotationsperiode von 11,717 h bestimmt werden.[4] Eine weitere Untersuchung bestätigte diesen Wert mit 11,716 h, darüber hinaus konnte eine taxonomische Zuordnung mit einer Wahrscheinlichkeit von 58 % für einen C-Typ und 42 % für einen S-Typ angegeben werden.[5]
(1782) Schneller bildet mit dem Asteroiden (1082) Pirola ein quasi-complanares Asteroidenpaar.[6] Sie besitzen sehr ähnliche Bahnelemente und bewegen sich nahezu in der gleichen Bahnebene, allerdings sind ihre Apsidenlinien deutlich gegeneinander verdreht. (1782) Schneller besitzt eine geringfügig kürzere Umlaufzeit um die Sonne als (1082) Pirola, so dass er sie etwa alle 1350 Jahre überholt. Für einen Zeitraum von etwa 160 Jahren führen die beiden Asteroiden dann als Quasisatelliten eine Pendelbewegung umeinander aus, allerdings ohne gravitativ aneinander gebunden zu sein, bevor sie sich wieder voneinander entfernen. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als etwa 1,7 Mio. km.[7]
Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- (1782) Schneller beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (1782) Schneller in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (1782) Schneller in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ 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. 1056–1085, doi:10.1088/0004-637X/741/2/68 (PDF; 73,0 MB).
- ↑ A. Alvarez-Candal, R. Duffard, C. A. Angeli, D. Lazzaro, S. Fernández: Rotational lightcurves of asteroids belonging to families. In: Icarus. Band 172, Nr. 2, 2004, S. 388–401, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.008 (PDF; 503 kB).
- ↑ Ch.-K. Chang, Hs.-W. Lin, W.-H. Ip, T. A. Prince, Sh. R. Kulkarni, D. Levitan, R. Laher, J. Surace: Large Super-fast Rotator Hunting Using the Intermediate Palomar Transient Factory. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 227, Nr. 2, 2016, S. 1–13, doi:10.3847/0067-0049/227/2/20 (PDF; 5,12 MB).
- ↑ 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).
- ↑ N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, doi:10.3847/1538-4365/ab5e88 (PDF; 14,3 MB).
- ↑ 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).
- ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).