Quelltext der Seite (329) Svea

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 329
| Name = (329) Svea
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität =0.026235
| Große_Halbachse = 2.47690
| Bahnneigung = 15.88010
| Knoten = 178.43150
| Periwinkel = 57.33612
| Peridatum = 2025-03-25
| Periode = 1423.840
| Durchmesser = 81.1
| DurchmesserSigma = 0.5
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 22.778
| Albedo = 0.04
| Tholen = C
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 9.6
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1892-03-21
| anderer_Name = '''1892&nbsp;FG'''
}}

'''(329) Svea''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 21. März 1892 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] an seiner Privatsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde.

Dieser Name ist eine Anspielung auf [[Schweden]] ({{svS|Sverige}}). Der Entdecker hatte 1889 in Schweden Studien durchgeführt.

== 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 (329) Svea, für die damals Werte von 77,8&nbsp;km bzw. 0,04 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> Mit dem Satelliten [[Midcourse Space Experiment]] (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für den Asteroiden Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 69,8&nbsp;km bzw. 0,05 bestimmt wurden.<ref>E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: ''The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 124, Nr. 1, 2002, S. 583–591, [[doi:10.1086/340960]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/340960/pdf PDF; 485 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 69,2&nbsp;km bzw. 0,04.<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> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 81,1&nbsp;km bzw. 0,04 geändert worden waren,<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden sie 2014 auf 74,1&nbsp;km bzw. 0,04 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 72,5 oder 74,2&nbsp;km bzw. 0,04 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 64,9&nbsp;km bzw. 0,06, 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> Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch (329) Svea einen Durchmesser von 73,3 ± 2,5&nbsp;km.<ref>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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/499/3/4570/34072696/staa3077.pdf PDF; 6,52 MB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (329) Svea eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als C-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> Spektroskopische Beobachtungen an der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) auf Hawaiʻi am 25. Mai 2009 zeigten ein rötliches und dunkles Spektrum, das keine mineralogisch erkennbaren Absorptionsmerkmale aufweist. Dies deutet darauf hin, dass (329) Sveas Oberfläche wahrscheinlich aus einer organischen Zusammensetzung besteht, die [[Kohliger Chondrit|kohligen Chondriten]] ähnelt.<ref>S. K. Fieber-Beyer, M. J. Gaffey, P. S. Hardersen, V. Reddy: ''Near-infrared spectroscopy of 3:1 Kirkwood Gap asteroids: Mineralogical diversity and plausible meteorite parent bodies.'' In: ''Icarus.'' Band 221, Nr. 2, 2012, S. 593–602, [[doi:10.1016/j.icarus.2012.07.029]].</ref>

Eine Forschergruppe an der [[University of Arizona]] und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen [[Geodäsie]]“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (329) Svea. Die bei einer Beobachtung am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona vom 13. bis 16. Juni 1986 registrierte [[Lichtkurve]] ließ Interpretationen hinsichtlich der [[Rotationsperiode]] von 15 oder 22 Stunden zu.<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> Neue [[Photometrie|photometrische]] Messungen am 5. und 6. Januar 2005 am gleichen Ort konnten wegen ihrer zeitlichen Kürze nicht weiter ausgewertet werden<ref>E. C. Jutzeler, E. Hausel, M. Leake, A. Burke: ''Partial Asteroid Lightcurves from January 2005 and June 2006.'' In: ''Journal of the Southeastern Association for Research in Astronomy.'' Band 1, 2007, S. 2–6, {{bibcode|2007JSARA...1....2J}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007JSARA...1....2J/ADS_PDF PDF; 215 kB]).</ref> und Beobachtungen des Asteroiden vom 14. März bis 15. April 2005 während vier Nächten am Carbuncle Hill Observatory in Rhode Island schienen zunächst die kürzere dieser Möglichkeiten mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 15,201&nbsp;h zu unterstützen.<ref>D. P. Pray: ''Lightcurve analysis of asteroids 326, 329, 426, 619, 1829, 1967, 2453, 10518 and 42267.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 1, 2006, S. 4–5 {{bibcode|2006MPBu...33....4P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006MPBu...33....4P/ADS_PDF PDF; 163 kB]).</ref>

Weitere Beobachtungen vom 8. März bis 8. Mai 2005 am Menke Observatory in Maryland während 12 Nächten lieferten jedoch Daten, aus denen sich eine deutlich längere Rotationsperiode von 22,6&nbsp;h ableiten ließ.<ref>J. Menke, W. Cooney, J. Gross, D. Terrell, D. Higgins: ''Asteroid Lightcurve Analysis at Menke Observatory.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 155–160, {{bibcode|2008MPBu...35..155M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35..155M/ADS_PDF PDF; 797 kB]).</ref> Auch Messungen vom 8. Mai bis 12. Juni 2012 am Deep Sky West Observatory in New Mexico ergaben in der Auswertung eine Periode von 22,777&nbsp;h,<ref>E. V. Dose: ''Lightcurves of Twelve Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 4, 2021, S. 375–380, {{bibcode|2021MPBu...48..375D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2021MPBu...48..375D/ADS_PDF PDF; 1,20 MB]).</ref> ebenso wurden aus einer Zusammenarbeit des Organ Mesa Observatory in New Mexico und des Observatoriums Borówiec in Polen im Zeitraum vom 27. Februar bis 16. Mai 2013 umfangreiche Daten erhalten, aus denen sich für (329) Svea eine ähnliche Rotationsperiode von 22,778&nbsp;h bestimmen ließ.<ref>A. Marciniak, F. Pilcher, T. Santana-Ros, D. Oszkiewicz, P. Kankiewicz: ''Against the bias in physics of asteroids: Photometric survey of long-period and low-amplitude asteroids.'' In: ''Asteroids, Comets, Meteors 2014.'' Conference abstracts, Helsinki 2014, S. 354, {{bibcode|2014acm..conf..333M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014acm..conf..333M/ADS_PDF PDF; 22 kB]).</ref><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 (329) Svea ab 1986 und zusätzlichen neuen Beobachtungen von 2006 bis 2016 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. Das nicht-konvexe Modell zeigt dabei eine tiefe Konkavität in der Nähe des Nordpols und zwei flachere Konkavitäten am Äquator des Asteroiden. Für beide Modelle konnten zunächst zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 22,7671&nbsp;h definiert werden, von denen jedoch jeweils eine Alternative durch Vergleich mit den Beobachtungsergebnissen von zwei Sternbedeckungen durch den Asteroiden am 28. Dezember 2011 und 7. März 2013 ausgeschlossen werden konnte. Auch die wesentlichen topografischen Merkmale des SAGE-Modell ließen sich durch diese Beobachtungen gut bestätigen. Die Modelle konnten zu mittleren Durchmessern von 74 ± 5 bzw. 72 ± 3&nbsp;km skaliert werden, auch eine thermophysikalische Modellierung führte zu einem äquivalenten Durchmesser von 78 ± 4&nbsp;km sowie einer Albedo von 0,06.<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>

Weitere photometrische Messungen erfolgten im Rahmen einer Zusammenarbeit der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA). Vom 28. Mai bis 20. Juni 2021 wurde nach Beobachtungen an fünf Observatorien in Argentinien und drei in Spanien eine Rotationsperiode von 22,75&nbsp;h bestimmt.<ref>M. Colazo, M. Morales, C. Fornari, A. Chapman, A. García, F. Santos, R. Melia, N. Suárez, A. Stechina, D. Scotta, M. Martini, M. Santucho, A. Moreschi, A. Wilberger, A. Mottino, E. Bellocchio, C. Quiñones, T. Speranza, R. Llanos, L. Altuna, M. Caballero, F. Romero, C. Galarza, C. Colazo: ''Photometry and Light Curve Analysis of Eight Asteroids by GORA’s Observatories.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 1, 2022, S. 48–51, {{bibcode|2022MPBu...49...48C}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49...48C/ADS_PDF PDF; 468 kB]).</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 (329) Svea, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 22,7667&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>

Aus terrestrischen Beobachtungsdaten vom Juli bis November 2014 in Verbindung mit weiteren Daten der Raumsonde [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]] vom Oktober 2014 bis Februar 2015 wurde in einer Untersuchung von 2022 für (329) Svea eine Rotationsperiode von 22,7646&nbsp;h bestimmt.<ref>E. Wilawer, D. Oszkiewicz, A. Kryszczyńska, A. Marciniak, V. Shevchenko, I. Belskaya, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, J. Horbowicz, V. Kudak, P. Kulczak, V. Perig, K. Sobkowiak: ''Asteroid phase curves using sparse Gaia DR2 data and differential dense light curves.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 513, Nr. 3, 2022, S. 3242–3251, [[doi:10.1093/mnras/stac1008]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/513/3/3242/43668322/stac1008.pdf 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 22,767&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>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden wieder statt vom 3. Oktober bis 27. Dezember 2022 im Rahmen einer Zusammenarbeit von acht Observatorien von GORA in Argentinien, Spanien und Italien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 22,778&nbsp;h abgeleitet.<ref>M. Colazo, C. Fornari, G. Ciancia, D. Scotta, M. Morales, R. Melia, A. Wilberger, N. Suárez, B. Monteleone, A. García, M. Anzola, F. Santos, A. Mottino, C. Colazo: ''Asteroid Photometry and Lightcurve Analysis for Eight Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 3, 2023, S. 235–238, {{bibcode|2023MPBu...50..235C}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2023MPBu...50..235C/ADS_PDF PDF; 501 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|329 Svea|(329) Svea}}
* {{IAU MPC|329}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=329}}
* {{AstDyS|ID=329}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=329 (329) Svea] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

[[Kategorie:Schweden]]