Quelltext der Seite (30) Urania

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 30
| Name = (30) Urania
| Bild = 30Urania (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (30) Urania
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.126806
| Große_Halbachse = 2.36599
| Bahnneigung = 2.09359
| Knoten = 307.39685
| Periwinkel = 87.13749
| Peridatum = 2026-04-19
| Periode = 1329.284
| Durchmesser = 92.8
| DurchmesserSigma = 2.0
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 13.686
| Albedo = 0.19
| Tholen = S
| Smass = Sl
| Absolute_Helligkeit = 7.6
| Entdecker = [[John Russell Hind]]
| Entdeckungsdatum = 1854-07-22
| anderer_Name = '''1854&nbsp;OA''', 1948&nbsp;JK
}}

'''(30) Urania''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 22. Juli 1854 vom englischen Astronomen [[John Russell Hind]] am [[George Bishop’s Observatory]] in London entdeckt wurde. Es war seine letzte von insgesamt 10 Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Urania]], der [[Muse (Mythologie)|Muse]] der [[Astronomie]]. Die Benennung erfolgte auf Wunsch von [[George Bishop (Astronom)|George Bishop]] durch [[Augustus De Morgan]], Sekretär der [[Royal Astronomical Society]].

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi vom April 1973 und August 1974 sowie am [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] in Chile von 1974 wurden für (30) Urania erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 90 bis 107&nbsp;km bzw. 0,10 bis 0,14 bestimmt.<ref>D. Morrison: ''Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 194, 1974, S. 203–212, {{bibcode|1974ApJ...194..203M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1974ApJ...194..203M/ADS_PDF PDF; 997 kB]).</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]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977ApJ...214..667M/ADS_PDF 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 [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (30) Urania, für die damals Werte von 100,2&nbsp;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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf PDF; 398 kB]).</ref> Aus einer [[Speckle-Interferometrie]] mit dem [[Telescopio Nazionale Galileo]] am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma am 29. und 30. September 2002 wurde für (30) Urania ein Durchmesser von etwa 99&nbsp;km abgeleitet. Es wurden dabei keine Anzeichen für eine Duplizität gefunden.<ref>A. Cellino, E. Diolaiti, A. Ghedina, D. Hestroffer, R. Ragazzoni, P. Tanga: ''Speckle interferometry observations of main belt asteroids at TNG.'' In: ''Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors – ACM 2002.'' ESA SP-500, Noordwijk, 2002, S. 497–500, {{bibcode|2002ESASP.500..497C}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2002ESASP.500..497C/ADS_PDF PDF; 103 kB]).</ref> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem [[Adaptive Optik|Adaptive Optics]] (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnten äquivalente Durchmesser von 114 ± 15&nbsp;km abgeleitet werden.<ref>J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: ''Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations.'' In: ''Icarus.'' Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1308.0446 PDF; 1,79 MB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen Infrarot ergab 2011 vorläufige Werte für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 98,4&nbsp;km bzw. 0,17.<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> Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der [[Sternwarte Ondřejov]] in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo von 99,0&nbsp;km bzw. 0,18.<ref>P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: ''Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations.'' In: ''Icarus.'' Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, [[doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026]] ([https://www.asu.cas.cz/~ppravec/pravecetal2012b.pdf PDF; 1,44 MB]).</ref> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 92,8&nbsp;km bzw. 0,19 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> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 93,5&nbsp;km bzw. 0,26 angegeben<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/117/pdf PDF; 1,07 MB]).</ref> und dann 2016 korrigiert zu 105,7&nbsp;km bzw. 0,19, diese Angaben beinhalten aber alle 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/63/pdf PDF; 1,34 MB]).</ref>

[[Datei:000030-asteroid shape model (30) Urania.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (30) Urania]]
Bereits vom 13. April bis 21. Mai 1904 hatten [[Photometrie|photometrische]] Beobachtungen von (30) Urania am [[Boyden Observatory]] der [[Harvard University]] in Peru stattgefunden, um Anzeichen für Veränderungen in der Helligkeit festzustellen. Dabei wiesen die ersten Beobachtungen auf eine Variabilität mit einer Periode von etwa 8 Stunden hin. Nach fortgesetzten Messungen konnten die späteren Beobachtungen die Variabilität aber nicht bestätigen und es konnte keine Periode angegeben werden, die allen Beobachtungen Genüge tat.<ref>S. I. Bailey: ''Observations of Eros and other asteroids.'' In: ''Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College.'' Band 72, Nr. 5, 1913, S. 165–189, {{bibcode|1913AnHar..72..165B}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1913AnHar..72..165B/ADS_PDF PDF; 1,51 MB]).</ref> Weitere photometrische Messungen im Jahr 1950 wurden erstmals zu einer [[Rotationsperiode]] von 13,673&nbsp;h ausgewertet.<ref>R. Rigollet: ''Sur les changements d’éclat à courte période des petites planètes et sur la variabilité de (63) Ausonia.'' In: ''Contributions de l’Institut d’astrophysique de Paris.'' Série A, Nr. 63, 1950.</ref> Ähnliche Werte wurden dann auch bei neuen Beobachtungen am 28. Januar und 19. Februar 1958 am [[McDonald-Observatorium]] in Texas (abgeleitete Periode 13,668&nbsp;h),<ref>T. Gehrels, D. Owings: ''Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 135, 1962, S. 906–924, [[doi:10.1086/147334]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1962ApJ...135..906G/ADS_PDF PDF; 1,21 MB]).</ref> während drei Nächten vom 23. Oktober bis 8. November 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien (abgeleitete Periode 13,686&nbsp;h)<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid rotation III. 1978 Observations.'' In: ''Icarus.'' Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, [[doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6]].</ref> sowie vom 29. Januar bis 3. April 1987 am [[Mount-Lemmon-Observatorium]] in Arizona, am McDonald-Observatorium und am Table Mountain Observatory (abgeleitete Periode 13,686&nbsp;h) bestimmt.<ref>W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: ''Photometric Observations of 125 Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, [[doi:10.1006/icar.1996.5665]].</ref>

Aus den archivierten Lichtkurven der Jahre 1958, 1978 und 1987 wurden in einer Untersuchung von 1996 erstmals zwei alternative Lösungen für die Rotationsachse des Asteroiden und auch die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells ermittelt, dabei konnte aber die Rotationsrichtung und -periode nicht bestimmt werden.<ref>T. Michałowski: ''Pole and Shape Determination for 12 Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, [[doi:10.1006/icar.1996.0171]].</ref> Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und neuen Beobachtungen wurde dann in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden ein dreidimensionales Gestaltmodell und zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und eine Rotationsperiode von 13,68717&nbsp;h berechnet.<ref>J. Ďurech, M. Kaasalainen, B. D. Warner, M. Fauerbach, S. A. Marks, S. Fauvaud, M. Fauvaud, J.-M. Vugnon, F. Pilcher, L. Bernasconi, R. Behrend: ''Asteroid models from combined sparse and dense photometric data.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 493, Nr. 1, 2009, S. 291–297, [[doi:10.1051/0004-6361:200810393]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2009/01/aa10393-08.pdf PDF; 301 kB]).</ref> Neue Beobachtungen vom 6. bis 19. Januar 2012 am [[Observatoire de Haute-Provence]] in Frankreich führten in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 13,692&nbsp;h.<ref>D. Husar, M. Kretlow: ''Lightcurve Analysis for 30 Urania.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 3, 2015, S. 157–158, {{bibcode|2015MPBu...42..157H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2015MPBu...42..157H/ADS_PDF PDF; 362 kB]).</ref>

Bei einer Auswertung archivierter Beobachtungen des [[Astrometrie]]-Satelliten [[Hipparcos]] für (30) Urania konnten 2019 für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell keine sinnvollen Ergebnisse für die Rotationsachse, die Periode sowie die Achsenverhältnisse berechnet werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hier wurde eine eindeutige Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 13,6854&nbsp;h gefunden.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, X. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: ''Inversion of {{Kapitälchen|Hipparcos}} and Gaia photometric data for asteroids. Asteroid rotational properties from sparse photometric data.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 631, A67, 2019, S. 1–13, [[doi:10.1051/0004-6361/201936059]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/11/aa36059-19.pdf PDF; 1,16 MB]).</ref> Neue photometrische Beobachtungen von (30) Urania erfolgten noch einmal vom 7. bis 28. Mai 2020 mit den ferngesteuerten Teleskop [[Trappist (Teleskop)|TRAPPIST]]-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 13,693&nbsp;h abgeleitet.<ref>M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: ''Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, {{bibcode|2022MPBu...49..307F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..307F/ADS_PDF PDF; 1,36 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 (30) Urania, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 15,7078&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa40759-21.pdf PDF; 1,16 MB]).</ref>

[[Datei:(30) Urania VLTSPHERE.png|mini|rechts|Aufnahme von (30) Urania durch das Very Large Telescope (VLT) am 27. September 2018]]
Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (30) Urania aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 bereits eine Masse von etwa 1,74·10<sup>18</sup>&nbsp;kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 94&nbsp;km zu einer Dichte von 3,92&nbsp;g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese 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: [https://arxiv.org/pdf/1203.4336 PDF; 5,41 MB]).</ref> Ein umfangreiches Programm der [[Europäische Südsternwarte|Europäischen Südsternwarte]] (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des [[Paranal-Observatorium#Very Large Telescope|Very Large Telescope]] (VLT) am [[Paranal-Observatorium]] in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100&nbsp;km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (30) Urania. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:<ref>P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: ''VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 654, A56, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202141781]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa41781-21.pdf PDF; 24,0 MB]).</ref>
* Mittlerer Durchmesser 88 ± 2&nbsp;km
* Abmessungen in drei Achsen 112 × 84 × 76&nbsp;km
* Masse 1,3·10<sup>18</sup>&nbsp;kg
* Dichte 3,7&nbsp;g/cm³
* Albedo 0,21
* Rotationsperiode 13,68717&nbsp;h
* Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

== Asteroidenfamilie ==
Eine Untersuchung von 2024 identifizierte eine ursprüngliche Familie von Asteroiden, als deren größter Vertreter wahrscheinlich (30) Urania anzusehen ist. Es handelt sich hauptsächlich um Asteroiden des taxonomischen S-Typs mit einer Mineralogie ähnlich der gewöhnlicher [[Chondrit]]en und [[Pyroxengruppe|pyroxenreicher]] Minerale, daneben kommen auch Vertreter des L- und V-Typs vor. Es wurden weitere etwa 190 kleinere Mitglieder der Familie gefunden. Die Asteroidenfamilie mit einer mittleren Albedo von 0,23 könnte vor geschätzt 4,4 ± 1,7 Mrd. Jahren aus einem etwa 110–210&nbsp;km großen Vorgängerkörper entstanden sein.<ref>J. Bourdelle de Micas, S. Fornasier, M. Delbo, S. Ferrone, G. van Belle, P. Ochner, C. Avdellidou: ''Compositional characterization of a primordial S-type asteroid family of the inner main belt.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 682, A64, 2024, S. 1–24, [[doi:10.1051/0004-6361/202347391]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/02/aa47391-23.pdf PDF; 2,94 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|30 Urania|(30) Urania}}
* {{IAU MPC|30}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=30}}
* {{AstDyS|ID=30}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=(30) (30) Urania] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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