(808) Merxia

Asteroid (808) Merxia
Berechnetes 3D-Modell von (808) Merxia
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Eigenschaften des Orbits Animation Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp	Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie	Merxia-Familie
Große Halbachse	2,745 AE
Exzentrizität	0,130
Perihel – Aphel	2,387 AE – 3,103 AE
Perihel – Aphel	AE –  AE
Neigung der Bahnebene	4,722°
Länge des aufsteigenden Knotens	180,9°
Argument der Periapsis	274,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	14. Juli 2025
Siderische Umlaufperiode	4 a 200 d
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	17,90 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	30,9 km ± 0,2 km
Abmessungen	{{{Abmessungen}}}
Masse	Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo	0,21
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode	1 d 7 h
Absolute Helligkeit	10,0 mag
Spektralklasse	{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse (nach Tholen)
Spektralklasse (nach SMASSII)	Sq
Geschichte
Entdecker	Luigi Carnera
Datum der Entdeckung	11. Oktober 1901
Andere Bezeichnung	1901 TG
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.

(808) Merxia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 11. Oktober 1901 vom italienischen Astronomen Luigi Carnera an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,8 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren von Adalbert Merx (1838–1909), evangelischer Theologe und Orientalist und Schwiegervater des deutschen Astronomen Max Wolf. Er war möglicherweise bereits zuvor durch die Benennung von (330) Adalberta geehrt worden.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (808) Merxia, für die damals Werte von 32,5 km bzw. 0,22 erhalten wurden.^[1] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 37,7 km bzw. 0,16.^[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 30,9 km bzw. 0,21 korrigiert.^[3]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (808) Merxia eine taxonomische Klassifizierung als S- bzw. Sq-Typ.^[4]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 27. Dezember 2002 bis 5. Februar 2003 am Antelope Hills Observatory in Colorado und am Starlight Farm Observatory in Maryland. Die gewonnenen Daten wurden kombiniert und aus der während 15 Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 30,631 h bestimmt.^[5] Weitere Beobachtungen vom 4. Februar bis 11. März 2003 während zehn Nächten am Tenagra Observatory in Arizona passten ebenfalls zu dieser Periode.^[6]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona, der Catalina Sky Survey und der Mount Lemmon Survey sowie mehreren Beobachtungen von 2003 ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 30,630 h.^[7]

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 (808) Merxia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 30,630 h berechnet wurde.^[8]

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 30,6304 h bestimmt werden.^[9] 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 30,629 h berechnet.^[10]

(808) Merxia ist eines der größten und namensgebendes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,67–2,82 AE, eine Exzentrizität von 0,12–0,15 und eine Bahnneigung von 4,6°–5,4°. Taxonomisch handelt es sich hauptsächlich um Asteroiden der Spektralklassen S, Q und C, die mittlere Albedo liegt bei 0,21. Die Merxia-Familie umfasste im Jahr 2019 fast 2160 bekannte Mitglieder,^[11] ihr Alter wird auf 329 ± 50 Mio. Jahre geschätzt.^[12]

• Liste der Asteroiden

Commons: (808) Merxia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• (808) Merxia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
• (808) Merxia in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
• (808) Merxia in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
• (808) Merxia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

1. ↑ 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).
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. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S³OS²: 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: PDF; 3,49 MB).
5. ↑ R. A. Koff, J. Brown, J. Menke: Lightcurve photometry of asteroid 808 Merxia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 30, Nr. 3, 2003, S. 48–49, bibcode:2003MPBu...30...48K (PDF; 133 kB).
6. ↑ R. Ditteon, E. Tollefson, A. Twarek: Asteroid photometry using a remote, commercial telescope: results for asteroids 808, 1225, and 28753. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 30, Nr. 4, 2003, S. 76–77, bibcode:2003MPBu...30...76D (PDF; 95 kB).
7. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
8. ↑ 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).
9. ↑ 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).
10. ↑ 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).
11. ↑ 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).
12. ↑ 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).