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(1025) Riema

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

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Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
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Geschichte
Entdecker Karl Wilhelm Reinmuth
Datum der Entdeckung Vorlage:Infobox Asteroid/GetDateVorlage:Infobox Astronomie/Entdeckungskategorie
= - = – = #default = Andere Bezeichnung 1923 PG, 1923 QA

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Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

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(1025) Riema ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 12. August 1923 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 13,7 mag entdeckt wurde.

Benannt ist der Asteroid nach dem deutschen Astronomen Johannes Karl Richard Riem (1868–1945) am Astronomischen Rechen-Institut in Berlin-Dahlem. Die Benennung erfolgte auf Vorschlag des Astronomischen Rechen-Instituts.

Aufgrund seiner Bahneigenschaften gilt (1025) Riema als Mitglied der Hungaria-Gruppe und bewegt sich noch innerhalb des Hauptgürtels i. e. S. im Bereich einer stabilisierenden 9:2-Bahnresonanz mit Jupiter.<ref>C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 137 kB).</ref>

Wissenschaftliche Auswertung

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 für den Asteroiden zu einem Durchmesser von 4,6 km. Für die Albedo im sichtbaren Bereich konnte kein plausibler Wert bestimmt werden.<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 (PDF; 3,27 MB).</ref>

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (1025) Riema eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xe-Typ.<ref>J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak: Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups. In: Icarus. Band 149, Nr. 1, 2001, S. 173–189, doi:10.1006/icar.2000.6512 (PDF; 414 kB).</ref><ref>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).</ref>

Nach einem erfolglosen Versuch, aus der in einer einzelnen Nacht am 10. März 1989 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona beobachteten Lichtkurve des Asteroiden eine Rotationsperiode zu bestimmen,<ref>W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: Photometric Observations of 125 Asteroids. In: Icarus. Band 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, doi:10.1006/icar.1996.5665.</ref> führten photometrische Beobachtungen vom Juli 1998 bis August 2001 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis zu einer Rotationsperiode von 6,557 h. Aus einer Kombination der archivierten Lichtkurve vom März 1989 in Verbindung mit den eigenen Messungen konnten auch zwei alternative Möglichkeiten für die Lage der Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-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 (PDF; 204 kB).</ref> Durch weitere photometrische Messungen vom 1. bis 9. April 2003 am Santana Observatory in Kalifornien wurde ebenfalls versucht, die Rotationsperiode des Asteroiden zu ermitteln. Die Auswertung gestaltete sich schwierig, es wurde aber ein deutlich geringerer Wert von 3,580 h angenommen.<ref>R. D. Stephens: Photometry of 628 Christine, 754 Malabar, 815 Coppelia, and 1025 Riema. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 30, Nr. 4, 2003, S. 69–70, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 85 kB).</ref>

Auch am Palmer Divide Observatory (PDO) in Colorado wurde während mehrerer Beobachtungskampagnen versucht, verbesserte Werte für die Rotationsperiode zu ermitteln. Eine erste Messung vom 28. bis 30. Mai 2009 ergab einen Wert von 3,566 h,<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2009 March–June. 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. 172–176, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,36 MB).</ref> während vom 20. bis 25. August 2012 eine Rotationsperiode von 3,581 h abgeleitet wurde.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2012 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 1, 2013, S. 26–29, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 492 kB).</ref> Beobachtungen vom 9. bis 11. Februar 2014 am Center for Solar System Studies-Palmer Divide Station (CS3-PDS) führten zu einem Wert von 3,591 h,<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 2,53 MB).</ref> während die vierte Beobachtungssession vom 29. Juli bis 5. August 2015 eine Rotationsperiode von 3,581 h ergab.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2015 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 1, 2016, S. 57–65, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,35 MB).</ref> Vom 10. bis 16. März 2017 konnten 3,578 h abgeleitet werden.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2016 December thru 2017 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 213–219, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 5,72 MB).</ref>

Auch photometrische Messungen vom 24. bis 31. März 2017 am Xingming-Observatorium in China bestätigten die Periode mit einem Wert von 3,5807 h,<ref>H. Tan, T. Yeh, B. Li, X. Gao: Asteroid Lightcurves from Xingming Observatory: 2016–2017 June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 1, 2018, S. 57–59, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 348 kB).</ref> ebenso wie eine weitere Beobachtung vom 5. bis 14. Mai 2020 am Center for Solar System Studies (CS3) mit 3,5815 h.<ref>R. D. Stephens, B. D. Warner: Main-Belt Asteroids Observed from CS3: 2020 April to June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 4, 2020, S. 275–284, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 7,40 MB).</ref>

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion nur eine retrograde Rotation sowie eine Periode von 3,58106 h bestimmt werden.<ref>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).</ref> Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 3,5811 h bestimmt werden.<ref>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).</ref>

Siehe auch

Weblinks

Einzelnachweise

<references />

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