Quelltext der Seite (487) Venetia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 487
| Name = (487) Venetia
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.086191
| Große_Halbachse = 2.66940
| Bahnneigung = 10.25348
| Knoten = 114.75215
| Periwinkel = 281.81820
| Peridatum = 2025-10-08
| Periode = 1593.014
| Durchmesser = 59.0
| DurchmesserSigma = 0.5
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 13.34
| Albedo = 0.33
| Tholen = S
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 8.4
| Entdecker = [[Luigi Carnera]]
| Entdeckungsdatum = 1902-07-09
| anderer_Name = '''1902&nbsp;NC'''
}}

'''(487) Venetia''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 9. Juli 1902 vom italienischen Astronomen [[Luigi Carnera]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 12&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach [[Venetien]], der Region in Nordostitalien, die das Gebiet zwischen dem unteren Po und den Alpen umfasst. Die Stadt Venedig liegt in dieser Region. Der Name wurde 1904 vorgeschlagen vom italienischen Astronomen [[Elia Millosevich]].

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (487) Venetia, für die damals Werte von 63,2&nbsp;km bzw. 0,25 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> 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 64,7 oder 65,6&nbsp;km bzw. 0,23.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 58,3 oder 59,1&nbsp;km bzw. 0,30 oder 0,33 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (487) Venetia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. K-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>

Eine Forschergruppe an der [[University of Arizona]] und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „[[Photometrie|Photometrischen]] [[Geodäsie]]“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (487) Venetia. Die bei Beobachtungen am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona am 10. und 12. Mai 1984 registrierte sehr lückenhafte [[Lichtkurve]] zeigte kaum Helligkeitsänderungen. Obwohl man für die [[Rotationsperiode]] eine Schätzung auf >18&nbsp;h versuchte, wurden weitere Beobachtungen als notwendig erachtet.<ref>S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: ''Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves.'' In: ''Icarus.'' Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, [[doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z]].</ref> Eine vorläufige Auswertung von Messungen am La-Silla-Observatorium vom 18. bis 20. August 1985 führte zu einer Abschätzung für die Rotationsperiode von 9, 13,5 oder 27&nbsp;h, wovon der mittlere Wert als der wahrscheinlichste angesehen wurde.<ref>H. J. Schober: ''Rotation of asteroid 487 Venetia: most probably 13.5 hours.'' In: ''Astronomische Gesellschaft Abstract Series.'' Band 5, 1990, S. 46, {{bibcode|1990AGAb....5R..46S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1990AGAb....5R..46S/ADS_PDF PDF; 20 kB]).</ref> Eine Beobachtung am 9. Dezember 1986 an der Außenstelle Tshuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s in der Ukraine zeigte während der etwa fünfstündigen Beobachtungszeit keine Veränderung in der Helligkeit und konnte nicht weiter ausgewertet werden.<ref>V. G. Shevchenko, V. G. Chiornij, Yu. N. Krugly, D. F. Lupishko, R. A. Mohamed, F. P. Velichko, T. Michałowski, V. V. Avramchuk, A. N. Dovgopol: ''Photometry of seventeen asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 100, Nr. 2, 1992, S. 295–306, [[doi:10.1016/0019-1035(92)90102-D]].</ref>

Weitere Beobachtungen fanden wieder statt vom 29. Februar bis 22. März 1992 am NF/ Observatory in New Mexico. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 12,73&nbsp;h abgeleitet.<ref>A. W. Neely: ''CCD Photometry of Asteroid 487 Venetia.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 19, Nr. 4, 1992, S. 31–32, {{bibcode|1992MPBu...19...31N}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1992MPBu...19...31N/ADS_PDF PDF; 76 kB]).</ref> Eine erneute Auswertung der Beobachtungsdaten vom August 1985 führte in einer Untersuchung von 1994 zu einem verbesserten Ergebnis von 13,28&nbsp;h, allerdings konnten auch mehrere andere Perioden nicht völlig ausgeschlossen 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, {{bibcode|1994A&AS..105..281S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1994A&AS..105..281S/ADS_PDF PDF; 381 kB]).</ref>

In der Ukraine wurde in einer Untersuchung von 2002 mit archivierten Daten aus dem Zeitraum Mai 1984 bis Oktober 1994 für (487) Venetia eine Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,3317&nbsp;h bestimmt. Es wurden außerdem die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells für den Asteroiden hergeleitet.<ref>N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: ''Rotation parameters and shapes of 15 asteroids.'' In: ''Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel.'' Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, {{bibcode|2002KFNT...18..508T}} ([https://www.researchgate.net/profile/V-Shevchenko-4/publication/237009488_Rotation_parameters_and_shapes_of_15_asteroids/links/02e7e51ae113f3ec53000000/Rotation-parameters-and-shapes-of-15-asteroids.pdf PDF; 810 kB], russisch).</ref>

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder vom 10. bis 13. März 2014 am Bigmuskie Observatory in Italien. Für die Rotationsperiode konnte ein Wert von 13,34&nbsp;h abgeleitet werden, andere Perioden ließen sich dagegen sicher ausschließen.<ref>A. Ferrero: ''Period Determination of Six Main Belt Asteroids.'' 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. 184–185, {{bibcode|2014MPBu...41..184F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..184F/ADS_PDF PDF; 614 kB]).</ref> Aus archivierten Lichtkurven wurde dann in einer Untersuchung von 2015 wieder eine Periode von 13,342&nbsp;h abgeleitet.<ref>A. Marciniak, F. Pilcher, D. Oszkiewicz, T. Santana-Ros, S. Urakawa, S. Fauvaud, P. Kankiewicz, Ł. Tychoniec, M. Fauvaud, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, I. Konstanciak, E. Kosturkiewicz, M. Murawiecka, J. Nadolny, K. Nishiyama, S. Okumura, M. Polińska, F. Richard, T. Sakamoto, K. Sobkowiak, G. Stachowski, P. Trela: ''Against the biases in spins and shapes of asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 118, 2015, S. 256–266, [[doi:10.1016/j.pss.2015.06.002]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1711.02429 PDF; 2,60 MB]).</ref>

Unter Einbeziehung der archivierten Beobachtungen von (487) Venetia ab 1984 und zusätzlichen neuen Beobachtungen von 2006 bis 2015 an verschiedenen Observatorien wurde in einer Untersuchung von 2018 sowohl mit der Methode der [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] ein konvexes als auch mit dem Algorithmus ''Shaping Asteroids with Genetic Evolution'' (SAGE) ein nicht-konvexes dreidimensionales Modell der Gestalt des Asteroiden erstellt. Für beide Modelle konnten zunächst zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation, aber nahezu in der Ebene der [[Ekliptik]] gelegen, sowie eine Periode von 13,34133&nbsp;h definiert werden, von denen jedoch durch eine thermophysikalische Modellierung eine starke Bevorzugung für eine Rotationsachse des nicht-konvexen Modells vorlag, außerdem konnte dadurch eine Skalierung zu einem äquivalenten Durchmesser von 70 ± 4&nbsp;km sowie einer Albedo von 0,21 erfolgen.<ref>A. Marciniak, P. Bartczak, T. Müller, J. J. Sanabria, V. Alí-Lagoa, P. Antonini, R. Behrend, L. Bernasconi, M. Bronikowska, M. Butkiewicz-Bąk, A. Cikota, R. Crippa, R. Ditteon, G. Dudziński, R. Duffard, K. Dziadura, S. Fauvaud, S. Geier, R. Hirsch, J. Horbowicz, M. Hren, L. Jerosimic, K. Kamiński, P. Kankiewicz, I. Konstanciak, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, V. Kudak, F. Manzini, N. Morales, M. Murawiecka, W. Ogłoza, D. Oszkiewicz, F. Pilcher, T. Polakis, R. Poncy, T. Santana-Ros, M. Siwak, B. Skiff, K. Sobkowiak, R. Stoss, M. Żejmo, K. Żukowski: ''Photometric survey, modelling, and scaling of long-period and low-amplitude asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 610, A7, 2018, S. 1–33, [[doi:10.1051/0004-6361/201731479]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2018/02/aa31479-17.pdf PDF; 12,2 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 13,3418&nbsp;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]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref>

== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]

== Weblinks ==
* {{IAU MPC|487}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=487}}
* {{AstDyS|ID=487}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=487 (487) Venetia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

== Einzelnachweise ==
<references />
{{SORTIERUNG:Venetia}}

[[Kategorie:Venetien]]