(490) Veritas

Asteroid
(490) Veritas
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Veritas-Familie
Große Halbachse 3,175 AE
Exzentrizität 0,089
Perihel – Aphel 2,894 AE – 3,457 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,290°
Länge des aufsteigenden Knotens 178,0°
Argument der Periapsis 193,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. Mai 2027
Siderische Umlaufperiode 5 a 240 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,68 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 118,8 km ± 1,8 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 56 min
Absolute Helligkeit 8,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 3. September 1902
Andere Bezeichnung 1902 RE, 1914 WA, 1947 OG
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(490) Veritas ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 3. September 1902 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Veritas, der Personifikation der „Wahrheit“ in der römischen Mythologie, Tochter des Saturn. Siehe auch bei (259) Aletheia.

(490) Veritas befindet sich nahe einer Dreikörperresonanz mit Jupiter und Saturn, denn ihre doppelte gemittelte Umlauffrequenz (Kehrwert der siderischen Periode) ist etwa gleich groß wie die fünffache Umlauffrequenz von Jupiter minus die doppelte Umlauffrequenz Saturns.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (490) Veritas, für die damals Werte von 115,6 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[2] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 118,8 km bzw. 0,06.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 100,8 oder 108,4 km bzw. 0,05 oder 0,04 angegeben[4] und dann 2016 korrigiert zu 93,5 bzw. 101,3 km bzw. 0,06 oder 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[5] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus zwei Sternbedeckungen durch (490) Veritas einen Durchmesser von 121,5 ± 7,5 km.[6]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 17. bis 19. April 1996 an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des Felix-Aguilar-Observatoriums (OAFA) in Argentinien. Aus der aufgezeichneten lückenhaften Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 9,962 h abgeleitet.[7] Dagegen führte die Auswertung von Beobachtungen vom 13. Februar bis 19. März 2001 am Thornton Observatory in Colorado, die am 24. Februar und 14. März mit Daten des Flarestar Observatory auf Malta ergänzt wurden, zu einer abgeleiteten Rotationsperiode von 7,930 h.[8] Dieses Ergebnis konnte durch weitere Messungen vom 6. bis 25. Juni 2014 während neun Nächten am Etscorn Campus Observatory (ECO) in New Mexico mit einer Rotationsperiode von 7,927 h bestätigt werden.[9]

Die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,92811 h.[10] 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 (490) Veritas, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,9282 h berechnet wurde.[11]

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 7,92809 h bestimmt werden.[12] 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 7,9280 h berechnet.[13]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (490) Veritas aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper führten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 5,99·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 111 km zu einer Dichte von 8,37 g/cm³ bei keiner Porosität. Die Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±38 %.[14]

Veritas-Familie

(490) Veritas ist das namensgebende und größte Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 3,15–3,19 AE, eine Exzentrizität von 0,04–0,08 und eine Bahnneigung von 8,7°–9,7°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse C, die mittlere Albedo liegt bei 0,07. Die Veritas-Familie umfasste im Jahr 2019 etwa 2360 bekannte Mitglieder,[15] ihr Alter wird nach verschiedenen Berechnungen auf etwa 200 Mio. oder 1 Mrd. Jahre geschätzt.[16]

Meeressedimente zeigen einen relativ gleichmäßigen Eintrag von 3He durch interplanetaren Staub an. Während der letzten 70 Mio. Jahre gab es zwei auffällige Konzentrationserhöhungen, eine davon vor etwa 8 Mio. Jahren im späten Miozän, die etwa 1,5 Mio. Jahre anhielt. Eine Untersuchung von 2006 machte dafür das Kollisionsereignis verantwortlich, das zur Entstehung der Veritas-Familie aus einem etwa 150 km großen Vorgängerkörper führte. Diese Theorie beruht aber auf der Annahme, dass sich dies bereits vor etwa 8,3 Mio. Jahren ereignet hätte.[17]

Trivia

Der Name des Asteroiden wurde 1945 verwendet für die Taufe des US-amerikanischen Angriffsfrachtschiffs (Attack Cargo Ship) der Artemis-Klasse USS Veritas (AKA-50).

Siehe auch

Commons: (490) Veritas – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ E. A. Smirnov, I. I. Shevchenko: Massive identification of asteroids in three-body resonances. In: Icarus. Band 222, Nr. 1, 2013, S. 220–228, doi:10.1016/j.icarus.2012.10.034 (arXiv-Preprint: PDF; 2,70 MB).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
  7. ↑ R. Gil-Hutton, M. Cañada: Photometry of Fourteen Main Belt Asteroids. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Band 39, 2003, S. 69–76, bibcode:2003RMxAA..39...69G (PDF; 192 kB).
  8. ↑ R. A. Koff, S. M. Brincat: Lightcurve Photometry of Asteroid 490 Veritas. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 4, 2001, S. 67, bibcode:2001MPBu...28...67K (PDF; 200 kB).
  9. ↑ D. A. Klinglesmith III, A. DeHart, J. Hanowell, C. A. Warren: Asteroids at Etscorn: 490 Veritas, 3039 Yangel, 5492 Thoma. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 1, 2015, S. 12–13, bibcode:2015MPBu...42...12K (PDF; 384 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  16. ↑ P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, doi:10.1093/mnras/sty3446 (PDF; 802 kB).
  17. ↑ K. A. Farley, D. Vokrouhlický, W. F. Bottke, D. Nesvorný: A late Miocene dust shower from the break-up of an asteroid in the main belt. In: Nature. Band 439, 2006, S. 295–297, doi:10.1038/nature04391 (PDF; 1,74 MB).
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