(1373) Cincinnati

Asteroid
(1373) Cincinnati
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
OrbittypHauptgürtelasteroid
Asteroidenfamilie
Große Halbachse3,417 AE
Exzentrizität0,315
Perihel – Aphel2,340 AE – 4,494 AE
Perihel – Aphel AE –  AE
Neigung der Bahnebene39,0°
Länge des aufsteigenden Knotens297,4°
Argument der Periapsis98,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs29. November 2023
Siderische Umlaufperiode6 a 116 d
Siderische Umlaufzeit{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit15,71 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser19,4 km ± 0,2 km
Abmessungen{{{Abmessungen}}}
MasseVorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo0,16
Mittlere Dichteg/cm³
Rotationsperiode5 h 17 min
Absolute Helligkeit11,5 mag
Spektralklasse{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)		Xk
Geschichte
EntdeckerEdwin Hubble
Datum der Entdeckung30. August 1935
Andere Bezeichnung1935 QN
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.

(1373) Cincinnati ist ein Asteroid jenseits des äußeren Hauptgürtels, der am 30. August 1935 vom US-amerikanischen Astronomen Edwin Hubble am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien bei einer Helligkeit von 15,0 mag entdeckt wurde, als er ferne Galaxien beobachtete. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Da die meisten Bahnbestimmungen für diesen Asteroiden von den Mitarbeitern des Cincinnati Observatory in Ohio durchgeführt wurden, wurde dieser Name vom Minor Planet Center für ihn vorgeschlagen und 1962 vergeben.

(1373) Cincinnati wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber außerhalb der Hecuba-Lücke. Er befindet sich damit zwar im Gebiet der Asteroiden der Cybele-Gruppe, wird aber nicht dazu gerechnet, da seine Umlaufbahn im Gegensatz zu den Cybele-Asteroiden eine hohe Exzentrizität und eine Bahnneigung besitzt, die größer als der zentrale Bereich der säkularen Resonanz ν6 mit dem Planeten Saturn ist.[1] Er gilt daher als ein Asteroid in kometenähnlicher Umlaufbahn (ACO) und auch sein Tisserandparameter in Bezug auf den Planeten Jupiter , der bei den meisten Asteroiden einen Wert von über 3 annimmt, ähnelt mit einem Wert von 2,719 eher dem von kurzperiodischen Kometen der Jupiter-Familie zwischen 2 und 3.

Wissenschaftliche Auswertung

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 für (1373) Cincinnati zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 19,8 km bzw. 0,15.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 19,5 km bzw. 0,15 korrigiert.[3]

Spektroskopische Untersuchungen von (1373) Cincinnati mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi am 22. Oktober 2004 zeigten Merkmale im nahinfraroten Spektrum, die bei reinen Kometenkernen nicht beobachtet werden, wohl aber bei einigen Asteroiden. Diese spektralen Unterschiede zu Kometen und die Ähnlichkeiten mit anderen X-Typ-Asteroiden sprachen eher für einen asteroidalen als für einen kometenhaften Ursprung des Objekts.[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 21. bis 26. August 2004 am Palmer Divide Observatory in Colorado. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 5,28 h abgeleitet.[5] Weitere Beobachtungen am gleichen Ort während sechs Nächten vom 21. August bis 6. September 2010 führten jedoch in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 4,930 h. Es wurden daher weitere Beobachtungen als notwendig erachtet, um die Widersprüchlichkeit zu klären.[6]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ V. Carruba, D. Nesvorný, S. Aljbaae, M. E. Huaman: Dynamical evolution of the Cybele asteroids. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 451, Nr. 1, 2015, S. 244–256, doi:10.1093/mnras/stv997 (PDF; 2,44 MB).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ J. Ziffer, H. Campins, J. Licandro, N. Pinilla-Alonso, Y. Fernandez, S. J. Bus: Near Infrared Spectra of two Asteroids with low Tisserand Invariant. In: Earth, Moon, and Planets. Band 97, 2005, S. 203–212, doi:10.1007/s11038-006-9083-9 (PDF; 242 kB).
  5. ↑ B. D. Warner: Lightcurve analysis for asteroids 242, 893, 921, 1373, 1853, 2120, 2448, 3022, 6490, 6517, 7187, 7757, and 18108. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 1, 2005, S. 4–7, bibcode:2005MPBu...32....4W (PDF; 339 kB).
  6. ↑ B. D. Warner: Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2010 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 1, 2011, S. 25–31, bibcode:2011MPBu...38...25W (PDF; 2,53 MB).