„(214) Aschera“ – Versionsunterschied
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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 214
| Name = (214) Aschera▼
| Bild =
▲| Name= (214) Aschera
|
| Orbittyp =
| Epoche = 2460400.5
| Große_Halbachse=2,6118▼
| Perihel=2,5342▼
| Aphel=2,6894▼
▲| Exzentrizität=0,0297
| Bahnneigung = 3
| Knoten = 341.92232
| Umlaufgeschwindigkeit=▼
| Periwinkel = 136.43890
| Durchmesser= 23 km▼
| Peridatum = 2023-02-13
| Masse=▼
| Periode = 1541.561
| Dichte=▼
▲| Umlaufgeschwindigkeit =
| Rotationsperiode=6,835 [[Stunde|h]]▼
| DurchmesserGenauigkeit = 0.2
| Absolute_Helligkeit=▼
| Abmessungen =
▲| Masse =
| Entdecker=[[Johann Palisa]]▼
▲| Dichte =
| Entdeckungsdatum=29. Februar 1880▼
| Albedo = 0,45<ref name="masiero" />
▲| Absolute_Helligkeit = 9.4
| Tholen = E
| Smass = Xc
▲| Entdecker = [[Johann Palisa]]
| anderer_Name = '''1880 DB''', 1903 SE, 1947 BP, 1948 JE, 1949 QG<sub>2</sub>, 1949 SX<sub>1</sub>, 1950 XH, 1953 OO
}}
'''(214) Aschera''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 29. Februar 1880 vom österreichischen Astronomen [[Johann Palisa]] an der [[Marine-Sternwarte Pola]] im heutigen Kroatien bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von etwa 12 mag entdeckt wurde. Die ersten Positionsdaten konnten vier Tage später an der [[Sternwarte Leipzig]] bestimmt werden.
Benannt wurde der Asteroid nach [[Aschera (Göttin)|Aschera]], einer [[semitisch]]en Fruchtbarkeitsgöttin, die von den [[Phönizier]]n mit [[Astarte]] oder Ashtoreth gleichgesetzt wurde. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag von Robert Müller, Direktor des Hydrografischen Amtes in Pola.
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (214) Aschera, für die damals Werte von 23,2 km bzw. 0,52 erhalten wurden.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf PDF; 398 kB]).</ref> Der auf einer Durchmusterung mit dem japanischen [[Weltraumteleskop]] [[ASTRO-F|AKARI]] im Jahr 2006/2007 beruhende ''Asteroid Catalog Using AKARI'' (AcuA) verzeichnet für (214) Aschera einen Durchmesser von 26,1 ± 0,3 km und eine Albedo von 0,42.<ref>F. Usui, D. Kuroda, T. G. Müller, S. Hasegawa, M. Ishiguro, T. Ootsubo, D. Ishihara, H. Kataza, S. Takita, S. Oyabu, M. Ueno, H. Matsuhara, T. Onaka: ''Asteroid Catalog Using AKARI: AKARI/IRC Mid-Infrared Asteroid Survey.'' In: ''Publications of the Astronomical Society of Japan.'' Band 63, Nr. 5, 2011, S. 1117–1138, [[doi:10.1093/pasj/63.5.1117]] ([https://academic.oup.com/pasj/article-pdf/63/5/1117/54693080/pasj_63_5_1117.pdf PDF; 6,23 MB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die [[Albedo]] im sichtbaren Bereich von 36,9 km bzw. 0,21.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf PDF; 73,0 MB]).</ref> Nachdem der Durchmesser 2012 auf 19,8 km geändert worden waren,<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden die Werte 2014 erneut auf 25,0 km bzw. 0,45 korrigiert.<ref name="masiero">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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref>
Als Asteroid der seltenen [[Asteroid#Klassifikationsschema nach Tholen|Tholen-Spektralklasse]] E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe [[Albedo]]. Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (214) Aschera eine taxonomische Klassifizierung als B-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: 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: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref> Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) auf Hawaiʻi am 16. August 2003 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche wie bei [[(44) Nysa]] aus Mischungen von einem hellen, [[Enstatit]]-ähnlichen Mineral und einem eisenarmen [[Pyroxengruppe|Orthopyroxen]] dominiert wird.<ref>B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: ''E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling.'' In: ''Journal of Geophysical Research: Planets.'' Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, [[doi:10.1029/2003JE002200]] ([https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/10.1029/2003JE002200 PDF; 1,06 MB]).</ref> Am [[Osservatorio Astrofisico di Asiago]] in Italien wurde (214) Aschera im Dezember 2004 [[Polarimetrie|polarimetrisch]] untersucht. Die gemessenen [[Polarisation]]en waren typisch für die taxonomische Zuordnung zum E-Typ.<ref>S. Fornasier, I. N. Belskaya, Yu. G. Shkuratov, C. Pernechele, C. Barbieri, E. Giro, H. Navasardyan: ''Polarimetric survey of asteroids with the Asiago telescope.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 455, Nr. 1, 2006, S. 371–377, [[doi:10.1051/0004-6361:20064836]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2006/31/aa4836-06.pdf PDF; 323 kB]).</ref> Beobachtungen am 25. Mai 2004 am [[New Technology Telescope]] in Chile im sichtbaren Bereich und am 18. November 2004 am [[Telescopio Nazionale Galileo]] (TNG) auf La Palma im Infraroten bestätigten die spektrale Ähnlichkeit mit (44) Nysa und den taxonomischen E-Typ.<ref>S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: ''Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission.'' In: ''Icarus.'' Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, [[doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015]] ([https://hal.science/hal-00567271v1/file/PEER_stage2_10.1016%252Fj.icarus.2008.02.015.pdf PDF; 867 kB]).</ref> In verschiedenen Untersuchungen aus 2009 und 2012 erfolgten auch noch Einstufungen als X-, Cgh- und C-Typ. Eine neuere Untersuchung aus 2022 gelang aber wieder zu einer Klassifikation als Ek-Typ.<ref>M. Mahlke, B. Carry, P.-A. Mattei: ''Asteroid taxonomy from cluster analysis of spectrometry and albedo.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 665, A26, 2022, S. 1–32, [[doi:10.1051/0004-6361/202243587]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2022/09/aa43587-22.pdf PDF; 6,89 MB]).</ref>
Nach einer ersten [[Photometrie|photometrischen]] Beobachtung im Jahr 1979, bei der aus der [[Lichtkurve]] eine Rotationsperiode von 6,835 h abgeleitet wurde, konnte der Asteroid erneut vom 22. Dezember 1997 bis 22. Februar 1998 am Astronomischen Institut der [[Nationale W.-N.-Karasin-Universität Charkiw|Nationalen W.-N.-Karasin-Universität Charkiw]] und am [[Krim-Observatorium]] in [[Simejis]] photometrisch und polarimetrisch untersucht werden. Aus der Lichtkurve wurde eine verbesserte Rotationsperiode von 6,833 h erhalten, die gemessene Polarisation war geringfügig negativ.<ref>I. N. Belskaya, V. G. Shevchenko, N. N. Kiselev, Yu. N. Krugly, N. M. Shakhovskoy, Yu. S. Efimov, N. M. Gaftonyuk, A. Cellino, R. Gil-Hutton: ''Opposition polarimetry and photometry of S- and E-type asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 166, Nr. 1, 2003, S. 276–284, [[doi:10.1016/j.icarus.2003.09.005]].</ref> Eine Auswertung einer archivierten Lichtkurve vom Februar 1994 in Verbindung mit neuen Messungen vom 28. bis 30. September 2004 an den ukrainischen Observatorien führten zu einer Rotationsperiode von 6,835 h. Aus einer Kombination aller verfügbaren Messwerte konnten auch die Lage der Rotationsachse und die Parameter eines dreiachsigen [[Ellipsoid|ellipsoidischen]] Gestaltmodells bestimmt werden.<ref>V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: ''Rotation and photometric properties of E-type asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, [[doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X]] ([https://www.researchgate.net/profile/V-Shevchenko-4/publication/222944146_Rotation_and_photometric_properties_of_E-type_asteroids/links/59e861eda6fdccfe7f8b4955/Rotation-and-photometric-properties-of-E-type-asteroids.pdf PDF; 204 kB]).</ref>
Vom 4. bis 12. September 2021 wurden auch an verschiedenen spanischen Observatorien photometrische Beobachtungen von (214) Aschera durchgeführt. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 6,833 h abgeleitet.<ref>R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: ''The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 49, Nr. 2, 2022, S. 136–140, {{bibcode|2022MPBu...49..136F}} ([https://mpbulletin.org/issues/MPB_49-2.pdf PDF; 21,3 MB]).</ref> Neue Beobachtungen an den Observatorien in der Ukraine vom 2. September bis 20. Oktober 2004 führten zu einer genauen Bestimmung der Rotationsperiode von 6,8335 h.<ref>V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: ''Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 123, 2016, S. 101–116, [[doi:10.1016/j.pss.2015.11.007]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>
Bereits in einer Untersuchung aus dem Jahr 2001 wurde ein Szenario ausgearbeitet, in dem [[Raumsonde]]n, die in fünf Startfenstern von 2004 bis 2010 gestartet würden, im Vorbeiflug Proben von Asteroiden sammeln und zur Erde zurückbringen könnten. Ein Start im November 2005 hätte dabei nach zwei [[Swing-by]]-Manövern an [[Venus (Planet)|Venus]] und Erde neben [[(64) Angelina]] auch (214) Aschera erreichen und am 5. Juni 2009 mit einer Geschwindigkeit von 8,85 km/s an dieser vorbeifliegen können. Die Erde wäre wieder im Februar 2010 erreicht worden.<ref>A. A. Sukhanov, O. Durão, D. Lazzaro: ''Low-Cost Main-Belt Asteroid Sample Return.'' In: ''Journal of Spacecraft and Rockets.'' Band. 38, Nr. 5, 2001, S. 736–744, [[doi:10.2514/2.3740]] ([https://www.researchgate.net/profile/Alexander-Sukhanov/publication/245436585_Low-Cost_Main-Belt_Asteroid_Sample_Return/links/5627bc8b08ae518e347b28ba/Low-Cost-Main-Belt-Asteroid-Sample-Return.pdf PDF; 9,45 MB]).</ref>
== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]
== Weblinks ==
* {{IAU MPC|214}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=214}}
* {{AstDyS|ID=214}}
== Einzelnachweise ==
<references />
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