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(446) Aeternitas

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Spektralklasse
(nach Tholen) 		A
Spektralklasse
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Geschichte
Entdecker Max Wolf,
Arnold Schwassmann
Datum der Entdeckung Vorlage:Infobox Asteroid/GetDateVorlage:Infobox Astronomie/Entdeckungskategorie
= - = – = #default = Andere Bezeichnung 1899 UB

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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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(446) Aeternitas ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 27. Oktober 1899 von den deutschen Astronomen Max Wolf und Arnold Schwassmann an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Aeternitas, in der römischen Mythologie eine Personifizierung der Ewigkeit, die mit dem Ouroboros, einer Schlange, die sich in den Schwanz beißt, und dem aus seiner Asche wiedergeborenen Phönix dargestellt wird. Die Benennung erfolgte durch Schwassmann mit Zustimmung von Wolf.<ref>H. Kreutz: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, doi:10.1002/asna.19011561519 (PDF; 141 kB).</ref>

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (446) Aeternitas, für die damals Werte von 45,4 km bzw. 0,24 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 (PDF; 398 kB).</ref> 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 50,5 km bzw. 0,19.<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> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 39,6 km bzw. 0,32 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 (PDF; 3,27 MB).</ref> wurden sie 2014 auf 53,6 km bzw. 0,17 korrigiert.<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>

(446) Aeternitas gehört zu den Asteroiden der relativ seltenen Spektralklasse A, die gänzlich oder zu hohen Anteilen aus Olivin bestehen und sich durch mäßig hohe Albedo auszeichnen. Basierend auf spektroskopischen Analysen vermutete eine Untersuchung von 1990, dass die Oberflächenzusammensetzung des Asteroiden etwa 35 Gew.-% Metall, 55 Gew.-% Olivin, 7 Gew.-% Klinopyroxen und 3 Gew.-% Orthopyroxen enthält. Ähnlich wie bei (246) Asporina wurde eine beträchtliche feinkörnige Komponente auf der Oberfläche vermutet, indem feinkörniges Olivin, das auf einer aufgerauten Metalloberfläche verstreut ist, am besten zum Spektrum dieses Asteroiden passe.<ref>E. A. Cloutis, M. J. Gaffey, D. G. W. Smith, R. St J. Lambert: Metal silicate mixtures: Spectral properties and applications to asteroid taxonomy. In: Journal of Geophysical Research – Solid Earth. Band 95, Nr. B6, 1990, S. 8323–8338, doi:10.1029/JB095iB06p08323 (PDF; 1,92 MB).</ref> Eine Untersuchung von 2001 modellierte das Reflexionsspektrum von (446) Aeternitas mithilfe von Modellmischungen von Mineralen, die mit einem Pulslaser bestrahlt wurden, der den Weltraumverwitterungseffekt simuliert. Sie fand heraus, dass die beste Übereinstimmung für das Spektrum von (446) Aeternitas durch die Kombination von 2 % frischem Olivin, 93 % weltraumverwittertem Olivin, 1 % weltraumverwittertem Orthopyroxen und 4 % Chromit erzielt wurde.<ref>T. Hiroi, S. Sasaki: Importance of space weathering simulation products in compositional modeling of asteroids: 349 Dembowska and 446 Aeternitas as examples. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 36, Nr. 12, 2001, S. 1587–1596, doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01850.x (PDF; 906 kB).</ref> Spektroskopische Messungen in nahen Infrarot mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi am 20. Januar 2004 stuften (446) Aeternitas mit einem Olivin/Pyroxen-Verhältnis von 92 % zu einem Olivin-reichen Asteroiden ein, während der Anteil an Pyroxen mit geringem Calcium-Gehalt am gesamten Pyroxen zu 90 % ermittelt wurde. Für die visuelle Albedo wurde ein Wert von 0,19 abgeleitet.<ref>J. A. Sanchez, V. Reddy, M. S. Kelley, E. A. Cloutis, W. F. Bottke, D. Nesvorný, M. P. Lucas, P. S. Hardersen, M. J. Gaffey, P. A. Abell, L. Le Corre: Olivine-dominated asteroids: Mineralogy and origin. In: Icarus. Band 228, 2014, S. 288–300, doi:10.1016/j.icarus.2013.10.006 (arXiv-Preprint: PDF; 1,44 MB).</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 8. bis 10. Juli 1996 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 15,85 h bestimmt.<ref>M. Florczak, E. Dotto, M. A. Barucci, M. Birlan, A. Erikson, M. Fulchignoni, A. Nathues, L. Perret, P. Thebault: Rotational properties of main belt asteroids: photoelectric and CCD observations of 15 objects. In: Planetary and Space Science. Band 45, Nr. 11, 1997, S. 1423–1435, doi:10.1016/S0032-0633(97)00121-9.</ref> Am Evelyn L. Egan Observatory der Florida Gulf Coast University wurde (446) Aeternitas über mehrere Jahre hinweg erforscht. Nach einer ersten Beobachtung während fünf Nächten vom 25. Oktober bis 18. November 2006, aus der eine Rotationsperiode von 15,736 h abgeleitet wurde<ref>M. Fauerbach, S. A. Marks, M. P. Lucas: Lightcurve Analysis of Ten Main-belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 44–46, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 589 kB).</ref> und weiteren photometrischen Messungen vom 13. Dezember 2007 bis 3. Mai 2008 (abgeleitete Periode 15,7405 h) und vom 23. bis 29. April 2009 (abgeleitete Periode 15,740 h),<ref>M. P. Lucas, J. G. Ryan, M. Fauerbach, S. Grasso: Lightcurve Analysis of Five Taxonomic A-class Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 218–220, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 6,85 MB).</ref> wurde in einer Untersuchung von 2012 aus den archivierten Daten von 2006 bis 2009 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 15,73743 h berechnet.<ref>M. P. Lucas, J. G. Ryan, M. Fauerbach: A Shape Model of the Taxonomic A-Class Asteroid 446 Aeternitas. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 173–176, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 704 kB).</ref> Auch weitere Beobachtungen vom 9. Mai bis 7. Juni 2014 am Etscorn Campus Observatory in New Mexico bestätigten die bekannte Periode mit einem Wert von 15,745 h.<ref>D. A. Klinglesmith III, J. Hanowell, C. A. Warren: Lightcurves for Inversion Model Candidates. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 206–208, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 232 kB).</ref>

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (446) Aeternitas wurde aus Messungen etwa vom 26. Mai bis 18. Juni 2019 eine Rotationsperiode von 15,7375 h erhalten.<ref>A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).</ref>

Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (446) Aeternitas, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 15,7374 h berechnet wurde.<ref>J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).</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 15,7374 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> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 15,7373 h berechnet.<ref>J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).</ref>

Siehe auch

Weblinks

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Einzelnachweise

<references />

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