(1103) Sequoia

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	Geschichte
Entdecker	Walter Baade
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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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(1103) Sequoia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 9. November 1928 vom deutschen Astronomen Walter Baade an der Hamburger Sternwarte in Bergedorf bei einer Helligkeit von 12,7 mag entdeckt wurde.

Benannt ist der Asteroid von seinem Entdecker nach dem Sequoia-Nationalpark in den USA, in dem er seine Ferien verbrachte. Der Park ist nach den riesigen kalifornischen Nadelbäumen benannt, die eine Höhe von über 100 Metern erreichen.

Aufgrund seiner Bahneigenschaften gilt (1103) Sequoia 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 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 7,6 km bzw. 0,30.<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 (PDF; 73,0 MB).</ref> Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 7,8 km bzw. 0,28.<ref>P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).</ref> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 korrigiert auf 6,7 km bzw. 0,38.<ref>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).</ref>

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo. 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 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 (PDF; 1,06 MB).</ref> Es wurde eine taxonomische Zuordnung zum Xc- bzw. Xe-Typ getroffen.<ref>M. P. Lucas, J. P. Emery, N. Pinilla-Alonso, S. S. Lindsay, V. Lorenzi: Hungaria asteroid region telescopic spectral survey (HARTSS) I: Stony asteroids abundant in the Hungaria background population. In: Icarus. Band 291, Nr. 7–8, 2017, S. 268–287, doi:10.1016/j.icarus.2016.11.002 (PDF; 15,9 MB).</ref>

Aus photometrischen Beobachtungen am 14. und 15. November 1990 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona konnte aus der gemessenen Lichtkurve des Asteroiden erstmals eine Rotationsperiode von 3,049 h bestimmt werden.<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> Weitere Beobachtungen am 22. und 26. Oktober 1996 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis wurden zur gleichen Periode ausgewertet.<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> Eine erneute Messung vom 17. bis 24. Juli 2003 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana ergab einen Wert von 3,04 h.<ref>C. LeCrone, A. Duncan, E. Kirkpatrick: Lightcurves and periods for asteroids 105 Artemis, 978 Aidamina, and 1103 Sequoia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 4, 2004, S. 77–78, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 124 kB).</ref>

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona, der Catalina Sky Survey und der Siding Spring Survey ermöglichte 2011 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 3,03798 h.<ref>J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).</ref>

Am Palmer Divide Observatory in Colorado erfolgten mehrfach Versuche, aus der Lichtkurve die Rotationsperiode zu bestimmen. Aus Messungen am 12. und 13. August 2011 konnte ein Wert von 3,044 h abgeleitet werden.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2011 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 1, 2012, S. 16–21, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 2,17 MB).</ref> Eine weitere Beobachtung vom 8. bis 10. August 2014 führte zu einer Periode von 3,037 h mit Hinweisen auf eine retrograde Rotation.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 June–October. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 1, 2015, S. 54–60, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 2,18 MB).</ref> Am Center for Solar System Studies-Palmer Divide Station (CS3-PDS) konnte dann vom 6. bis 10. November 2014 eine Rotationsperiode von 3,038 h abgeleitet werden, dabei waren schwache Anzeichen einer sekundären Periodizität erkennbar, allerdings nicht hinreichend, um daraus mit Sicherheit auf ein binäres System zu schließen.<ref>B. D. Warner: Two New Binaries and Continuing Observations of Hungaria Group Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 2, 2015, S. 132–136, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,45 MB).</ref>

Die Auswertung von 13 vorliegenden Lichtkurven und weiteren Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit einer eindeutigen Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 3,03798 h.<ref>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).</ref> Eine neue Messung der Lichtkurve des Asteroiden erfolgte vom 24. Juli bis 30. August 2019 am Research Observatory der Texas A&M University–Commerce, hier wurde eine Periode von 3,1125 h abgeleitet.<ref>S. Groezinger, K. Montgomery: Determining the Rotational Periods and Lightcurves of Main Belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 3, 2020, S. 174–176, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 561 kB).</ref>

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 3,03797 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> In einer weiteren Untersuchung von 2022 konnten unter Verwendung aller bis zum Dezember 2021 verfügbaren astrometrischen Daten aus Archiven und dem Gaia DR2-Katalog die nicht-gravitativen A2-Parameter für 42 Asteroiden bestimmt werden, die die jeweilige Stärke des Jarkowski-Effekts quantifizieren. Für (1103) Sequoia wurde ein Wert von −37 ± 11·10⁻¹⁵ AE/d² gefunden. Die Große Halbachse der Umlaufbahn würde dadurch um etwa 0,0011 AE in einer Million Jahren verringert.<ref>K. Dziadura, D. Oszkiewicz, P. Bartczak: Investigating the most promising Yarkovsky candidates using Gaia DR2 astrometry. In: Icarus. Band 383, 115040, 2022, S. 1–11, doi:10.1016/j.icarus.2022.115040 (PDF; 2,23 MB).</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten wieder am 11. und 14. Oktober 2022 an der Palmer Divide Station des CS3, dabei wurde eine Rotationsperiode von 3,039 h bestimmt.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Center for Solar System Studies: Palmer Divide Station 2022 September–November. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 2, 2023, S. 164–170, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,69 MB).</ref>

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

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(1103) Sequoia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
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(1103) Sequoia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise