(679) Pax

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(679) Pax ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 28. Januar 1909 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,6 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach der römischen Friedensgöttin Pax. Die Benennung erfolgte durch den italienischen Astronomen Giovanni Zappa (1884–1923), der die Umlaufbahn berechnet hatte.<ref>H. Kobold: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 186, Nr. 4454, 1910, Sp. 223–224, doi:10.1002/asna.19101861411.</ref>

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten vom November 1974 am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi und aus dem gleichen Jahr am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (679) Pax erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 77 und 66 km bzw. 0,13 und 0,18 bestimmt.<ref>O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).</ref><ref>D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).</ref><ref>D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.</ref> Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (679) Pax, für die damals Werte von 51,5 km bzw. 0,17 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> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 7. Dezember 2003 konnte ein elliptischer Querschnitt von etwa (78 × 47) km, entsprechend einem mittleren Durchmesser von 62 km beobachtet werden.<ref>F. Marchis, M. Kaasalainen, E. F. Y. Hom, J. Berthier, J. Enriquez, D. Hestroffer, D. Le Mignant, I. de Pater: Shape, size and multiplicity of main-belt asteroids I. Keck Adaptive Optics survey. In: Icarus. Band 185, Nr. 1, 2006, S. 39–63, doi:10.1016/j.icarus.2006.06.001 (Manuskript: PDF; 3,92 MB).</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 64,8 oder 68,8 km bzw. 0,10 oder 0,09.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 63,0 oder 63,9 km bzw. 0,11 oder 0,10 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> Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 44,0 oder 55,7 km bzw. 0,14 oder 0,11, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.<ref>C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).</ref>

Beobachtungen des Asteroiden (234) Barbara hatten im Jahr 2006 ein ungewöhnliches polarimetrisches Verhalten aufgezeigt, für das zunächst keine Erklärung angegeben werden konnte. Vermutungen bewegten sich im Bereich einer ungewöhnlich strukturierten Oberfläche mit vielen tiefen Kratern oder einer abnormen Mikrostruktur des Regoliths auf der Oberfläche.<ref>A. Cellino, I. N. Belskaya, Ph. Bendjoya, M. Di Martino, R. Gil-Hutton, K. Muinonen, E. F. Tedesco: The strange polarimetric behavior of Asteroid (234) Barbara. In: Icarus. Band 180, Nr. 2, 2006, S. 565–567, doi:10.1016/j.icarus.2005.09.001.</ref> Bei weiteren Beobachtungen an der Astronomischen Einrichtung Leoncito (CASLEO) in Argentinien im September 2007 konnte ein Barbara-ähnliches polarimetrisches Verhalten auch bei (679) Pax festgestellt werden.<ref>R. Gil-Hutton, V. Mesa, A. Cellino, P. Bendjoya, L. Peñaloza, F. Lovos: New cases of unusual polarimetric behavior in asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 482, Nr. 1, 2008, S. 309–314, doi:10.1051/0004-6361:20078965 (PDF; 128 kB).</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 2. und 5. Oktober 1978 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 7,625 h abgeleitet.<ref>H. J. Schober: Rotational properties and lightcurves of the asteroids 679 Pax and 796 Sarita. In: Astronomy & Astrophysics. Band 99, Nr. 1, 1981, S. 199–201, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 381 kB).</ref> Dies erwies sich aber als Fehlauswertung, denn bei neuen Beobachtungen vom 15. bis 25. September 1982 am gleichen Ort konnte nun aus der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve eine Rotationsperiode von 8,452 h bestimmt werden.<ref>H. J. Schober, A. Erikson, G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, R. Albrecht, W. Ornig, A. Schroll, M. Stadler: Physical studies of asteroids. XXVIII. Lightcurves and photoelectric photometry of asteroids 2, 14, 51, 105, 181, 238, 258, 369, 377, 416, 487, 626, 679, 1048 and 2183. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 105, 1994, S. 281–300, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 381 kB).</ref>

Vom 19. bis 31. Mai 1998 und während der Opposition 2000 gab es an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis photometrische Beobachtungen des Asteroiden. Die gemessenen Lichtkurven passten zu einer Periode von 8,452 h.<ref>V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of Asteroids: New Lightcurves of 16 Asteroids Obtained in 1993–2001. In: Photometry and Polarimetry of Asteroids: Impact on Collaboration – Abstracts. The International Workshop, Kharkiv, Ukraine 2003, S. 9–10 (PDF; 248 kB).</ref> In einer Untersuchung von 2009 wurden aus archivierten Daten aus den Jahren 1998 bis 2005 zwei alternative, nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegene Rotationsachsen sowie die Achsenverhältnisse eines deiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.<ref>V. G. Shevchenko, N. Tungalag, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, A. W. Harris, J. W. Young: CCD-photometry and pole coordinates for eight asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 12, 2009, S. 1514–1520, doi:10.1016/j.pss.2009.08.001 (PDF; 330 kB).</ref>

Mit Hilfe der archivierten Daten aus den Jahren 1978 und 1982 in Verbindung mit neuen Beobachtungen am Observatorium Borówiec in Polen, der Stazione Astronomica di Sozzago in Italien und dem Observatoire Les Engarouines in Frankreich aus dem Zeitraum März 2002 bis Juni 2010 konnte in einer Untersuchung von 2011 mit der Methode der konvexen Inversion erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen, eine nahe zur Ekliptik gelegen und eine mit prograder Rotation, sowie eine Periode von 8,45602 h berechnet werden. Der Vergleich mit den Keck-II-Aufnahmen aus 2003 (siehe oben) führte zu einer Bevorzugung der zweiten (prograden) Rotationsachse.<ref>A. Marciniak, T. Michałowski, M. Polińska, P. Bartczak, R. Hirsch, K. Sobkowiak, K. Kamiński, M. Fagas, R. Behrend, L. Bernasconi, J.-G. Bosch, L. Brunetto, F. Choisay, J. Coloma, M. Conjat, G. Farroni, F. Manzini, H. Pallares, R. Roy, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Rudawska, S. Starczewski, J. Michałowski, P. Ludick: Photometry and models of selected main belt asteroids. VIII. Low-pole asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 529, A107, 2011, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201015365 (PDF; 584 kB).</ref> Eine weitere Untersuchung von 2018 kam mit archivierten Daten aus den Jahren 2006, 2009 und 2010 zu vergleichbaren Ergebnissen betreffend die prograde Rotationsachse und einer Periode von 8,45645 h.<ref>Y.-B. Wang, Y. Xu, C.-B. Fan, C.-Z. Liu: Study on the spin states of asteroids using a simplistic shape model. In: Astronomische Nachrichten. Band 339, Nr. 6, 2018, S. 457–464, doi:10.1002/asna.201813491.</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 (679) Pax, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen, eine mit prograder und eine mit retrograder Rotation, sowie eine Periode von 8,4559 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 8,4561 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 eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 8,4561 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>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (679) Pax aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 0,714·10¹⁸ kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 65 km zu einer Dichte von 4,99 g/cm³ bei keiner Porosität. Die Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±32 %.<ref>B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).</ref>

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

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(679) Pax beim IAU Minor Planet Center (englisch)
{{#if:||(679) Pax}} in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).{{#if:| (Epoche: {{#iferror:{{#invoke:Vorlage:FormatDate|Execute}}|Vorlage:FormatDate/Wartung/Error}})}}{{#if:|}}
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(679) Pax in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise