Page in EnglishErdvorbeiflug durch den Asteroiden 2011 MD am 27. Juni 2011
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Entdeckung und Beschreibung von Asteroid 2011 MD
Ephemeriden und Bahndaten zu Asteroid 2011 MD
Astrometrie mit Positionsbestimmungen von Asteroid 2011 MD
Photometrie mit Bestimmung der Rotationsperiode von Asteroid 2011 MD
Videos aus den CCD Aufnahmen zeigen die rasche Bewegung von Asteroid 2011 MD
Technischer Aufbau der astronomischen Ausrüstung für die CCD Aufnahmen
Asteroid 2011 MD
Schon bald nach der Entdeckung war mit der Weiterleitung der ersten Positionsdaten von MPC Station 704 an das Minor Planet Center (MPC) eine Bahnbestimmung vom Objekt 2011 MD möglich. Daraus war auch erkennbar, dass dieses Objekt zwar nicht direkt auf die Erde treffen wird, aber doch in einer relativ geringen Entfernung von nur etwa 12.280 Kilometer zur Erdoberfläche die Erde am 27. Juni 2011 um 17 Uhr UTC passieren wird. Für kurze Zeit konnte auch die Möglichkeit, dass es sich eventuell um ein künstliches Teil wie z.B. eine Raketenstufe aus vergangenen Jahren handelt, nicht ganz ausgeschlossen werden. Genauere Analysen mit weiteren Positionsdaten schlossen diese Möglichkeit später aber dann endgültig aus. 2011 MD ist ein kleines Objekt mit natürlichem Ursprung.
Die unten folgende Ephemeriden-Tabelle wurde mit dem Minor Planet & Comets Ephemeris Service exakt für die MPC Station C47 Nonndorf auf Position 15.2356° Ost, 48.7871° Nord und 547m MSL berechnet. Allerdings kann so eine Tabelle bei einer Objektentfernung von mehr als 100.000 Kilometer auch noch im Umkreis von einigen hundert Kilometer gut genutzt werden, da die Verschiebung durch die Parallaxe innerhalb von dieser Distanz noch nicht zu groß ist. Wenn ein Objekt allerdings auf wenige zehntausend Kilometer an die Erde herankommt, so ergibt sich schon ein sehr großer Parallaxenfehler, der ein Auffinden des Objektes am Himmel unmöglich machen könnte.
Durch den Verlauf der Bahn von 2011 MD war klar, dass es in Europa nur eine Nacht mit wirklich guter Beobachtungsmöglichkeit geben würde. Das war die Nacht vom 26. Juni auf den 27. Juni 2011. Der Asteroid erreichte bei seinem Anflug auf die Erde in dieser Nacht vorerst eine Winkelgeschwindigkeit von etwa einer Bogensekunde pro Zeitsekunde. Das entspricht etwa 2 vollen Monddurchmessern pro Stunde. Die Enfernung von 2011 MD lag dabei noch immer im Bereich von 200.000 bis 180.000 Kilometer und seine Helligkeit bei etwa +16mag. Der nahe Erdvorbeiflug etwa 15 Stunden später war aber nur mehr von der südlichen Hemisphäre beobachtbar. Hier erreichte das Objekt dann allerdings eine Winkelgeschwindigkeit von über 70 Bogensekunden pro Zeitsekunde und eine scheinbare Helligkeit von +11.4mag. Während auf der nördlichen Halbkugel also meist nur mit Astro CCD Kameras gute Positionsaufnahmen möglich waren, konnten Beobachter auf der südlichen Halbkugel zusätzlich entsprechend geeignete Videotechnik mit Video Time Inserter für die Erfassung von rasch aufeinanderfolgenden Positionsdaten benutzen.
Für die astrometrische Auswertung von CCD Aufnahmen wurde von Herbert Raab die hervorragende Software Astrometrica geschrieben. Und für die astrometrische Auswertung von Videoaufnahmen mit Zeiteinblendung wurde von Hristo Pavlov die ausgezeichnete Software Tangra geschrieben. Mit Tangra können mit Videobildern von schnellen Objekten, Positionsbestimmungen mit einer Genauigkeit wie sonst nur bei CCD Aufnahmen von langsameren Objekten üblich, durchgeführt werden.
Ephemeriden- und Sichtbarkeitstabelle von 2011 MD für die MPC Station C47
Die Bahndaten des Asteroiden 2011 MD mit relativ geringer Masse wurden durch den nahen Erdvorbeiflug im Juni 2011 durch die Erde mit ihrer relativ großen Masse natürlich sehr deutlich verändert. Wegen der sehr geringen Distanz beim Vorbeiflug mußte zum ersten Mal die reale nicht ganz kugelförmige Gestalt der Erde zur genauen Berechnung des gravitativen Einflusses auf die Bahnänderung von Asteroid 2011 MD verwendet werden. Um diese Bahnänderung zu zeigen werden hier zum direkten Vergleich beide Datensätze angeführt und weiter unten auch die unterschiedlichen Umlaufbahnen dazu grafisch dargestellt. Der kleine Asteroid 2011 MD befindet sich seit dem Juni 2011 somit auf einer deutlich veränderten Umlaufbahn um die Sonne. Und seine Bahn wird sich so wie bei jedem anderen Körper im Sonnensystem durch gravitative Wechselwirkungen mit anderen Körpern und durch Strahlungseinflüsse der Sonne laufend verändern.
Obwohl dieses Objekt in der Zukunft durch den Bahnverlauf immer wieder in die Nähe der Erde gelangen wird, ist eine so ähnlich nahe Begegnung wie im Jahr 2011 momentan nicht erkennbar. In diesem Jahrhundert wird es noch zwölf weitere sogenannte Begegnungen mit 2011 MD geben, wobei jene am 21. Juni 2086 die mit geringster Entfernung sein wird. Allerdings wird dabei der Asteroid 2011 MD die Erde in einem Abstand von einer Million Kilometer passieren.
Der etwa 5 bis 15 Meter große Asteroid 2011 MD wurde am 22. Juni 2011 auf Aufnahmen, die um etwa 22:16 UTC vom Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR) in Socorro - New Mexico gemacht wurden, entdeckt. Diesem LINEAR System ist vom Minor Planet Center (MPC) der Station code 704 zugeteilt. Diese ersten CCD Aufnahmen von 2011 MD wurden auf einem sehr lichtstarken Spiegelteleskop mit 1 Meter Öffnung und nur 2.15 Meter Brennweite durchgeführt. Der kleine Asteroid war bei der Entdeckung aber noch 860.000 Kilometer von der Erde entfernt und daher auch nur etwa +19mag hell. Das ist etwa um den Faktor 500.000 zu schwach um mit freiem Auge gerade noch erkennbar zu sein. Aber selbst bei seinem nahen Vorbeiflug war dieses Objekt für Beobachter mit normalen Ferngläsern zu schwach um damit beobachtbar zu sein.
26. Juni - 30. Juni 2011
2011 MD - Bahndaten vor dem Erdvorbeiflug im Juni 2011
Äquinoktium J2000.0
Epoche der Bahnelemente 22. Juni 2011
Umlaufzeit 1.050 Jahre
Periheldistanz 1.0060764 AE
Apheldistanz 1.0498338 AE
Große Halbachse a 1.027955 AE
Exzentrizität e 0.0212837
Bahnneigung i 3.04208 Grad
Argument des Perihels 240.68512 Grad
Länge des aufsteigenden Knotens 96.41772 Grad
Mittlere Anomalie 295.14409 Grad
Helligkeitsparameter H 28.10
Helligkeitsparameter G 0.15
2011 MD - Bahndaten nach dem Erdvorbeiflug im Juni 2011
Äquinoktium J2000.0
Epoche der Bahnelemente 12. Juli 2011
Umlaufzeit 1.099 Jahre
Periheldistanz 1.0160681 AE
Apheldistanz 1.1036759 AE
Große Halbachse a 1.0598720 AE
Exzentrizität e 0.0413294
Bahnneigung i 2.57237 Grad
Argument des Perihels 4.67671 Grad
Länge des aufsteigenden Knotens 274.02421 Grad
Mittlere Anomalie 10.08041 Grad
Helligkeitsparameter H 28.10
Helligkeitsparameter G 0.15
Die Lage der Umlaufbahnen des Asteroiden 2011 MD im Sonnensystem |
| Deutlich erkennt man in der Grafik oben die unterschiedlichen Umlaufbahnen. Diese Momentaufnahme des Sonnensystems vom 01. Jänner 2012 zeigt, dass der Asteroid nun tatsächlich eine längere Umlaufzeit aufweist als vor dem nahen Erdvorbeiflug im Juni 2011. Und bis zum Jahr 2020 wird dieser Positionsunterschied sogar schon auf die Länge einer halben Umlaufbahn angewachsen sein. |
Die Umlaufbahnen des Asteroiden 2011 MD relativ zur Erdbahnlage |
| Grafiken erstellt mit EasySky von Matthias Busch |
Astrometrie von 2011 MD
(MPC station C47 - Nonndorf)
| Für die Gewinnung von Astrometriedaten des Objektes 2011 MD wurden in der Nacht vom 26. auf den 27. Juni 2011 in Nonndorf (C47) in der Zeit von 22:06 bis 00:36 UTC insgesamt 1069 CCD Aufnahmen mit der Kamera Atik 314L+ und einer Einzelbelichtungszeit von jeweils 5 Sekunden gemacht. Als Optik wurde das 10-Zoll Newton Teleskop mit 1200mm Brennweite (f4.8) benutzt. Damit konnte das Objekt mit einer Helligkeit von etwa +16mag in einem noch gut brauchbaren Signal/Rausch Verhältnis abgebildet werden. Auch eine genügend hohe Anzahl von Referenzsternen für die spätere Positionsmessung war auf den Aufnahmen entsprechend gut abgebildet. Längere Belichtungszeiten hätten aufgrund der relativ raschen Objektbewegung von etwa einer Bogensekunde pro Zeitsekunde zu unnötig großen Messungenauigkeiten geführt. Da sich alle Objekte des Sonnensystems am Himmel fortlaufend bewegen, sollte man bei Aufnahmen für die Astrometrie immer einen guten Kompromiss zwischen einem brauchbaren Signal/Rausch Verhältnis und einer möglichst kurzen Belichtungszeit finden. |
CCD Aufnahme von 2011 MD am 26. Juni 2011 um 23:53:40.9 UTC Der Asteroid 2011 MD wurde auf dieser in Nonndorf (C47) gemachten Aufnahme auf der Position RA 16 05 14.10, DEC +28 32 53.2 (J2000) gemessen CCD Atik 314L+ @-10°C, 1391 x 1039, bin1x1, It=5s |
In dieser CCD Aufnahme konnten 56 Referenzsterne für die Astrometrie verwendet werden |
Astrometrie von Asteroid 2011 MD |
Diese sechs Positionsdaten vom 26. Juni 2011 wurden von
der Station C47 an das Minor Planet Center gesendet.
COD C47
CON G. Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at]
OBS G. Dangl
MEA G. Dangl
TEL 0.25-m f/4.8 reflector + CCD
ACK MPCReport file updated 2011.06.27 16:40:10
AC2 gerhard@dangl.at
NET UCAC-3
K11M00D C2011 06 26.92132 16 10 46.58 +29 43 39.2 15.4 V C47
K11M00D C2011 06 26.95934 16 07 56.71 +29 09 43.0 15.6 V C47
K11M00D C2011 06 26.98294 16 06 10.80 +28 46 16.3 15.9 V C47
K11M00D C2011 06 26.99564 16 05 14.10 +28 32 53.2 15.2 V C47
K11M00D C2011 06 27.01210 16 04 01.25 +28 14 43.5 15.1 V C47
K11M00D C2011 06 27.02435 16 03 07.59 +28 00 36.1 15.8 V C47
----- end -----
Diese 6 an das MPC gesendeten Positionen sind nur ein kleiner Teil der mehr als 1000 in dieser Nacht von Station C47 gewonnen Positionen des Asteroiden 2011 MD. Aber sie stellen etwa 0.4% der insgesamt 1527 für 2011 MD verwendeten Positionsdaten auf der Near Earth Objects - Dynamic Site (NEODyS) dar.
Die Astrometrie wurde durchgeführt mit Astrometrica von Herbert Raab.
Photometrie von 2011 MD zur Bestimmung der Rotationsperiode
| Schon innerhalb relativ weniger CCD Einzelaufnahmen war eine deutliche Helligkeitsänderung von 2011 MD erkennbar. Offensichtlich rotierte der Asteroidenkörper mehrmals innerhalb einer Stunde. Daher wurden zwei CCD Bildserien mit binning 1x1 in verschiedenen Sternfeldern neben der Astrometrie auch für eine Photometrie verwendet. Da nur die Periodendauer bestimmt werden sollte, reichten dazu die relativen Helligkeitswerte völlig aus. Die Datenpunkte in der Grafik unten stammen von den beiden CCD Bildserien, aufgenommen in zwei verschiedenen Sternfeldern. |
Auswertung der relativen Helligkeitsänderungen von 2011 MD |
| Die photometrische Auswertung dieser CCD Aufnahmeserien mit binning 1x1 erfolgte mit der MPO Software Canopus Version 10 von Brian D. Warner. Die damit gewonnenen relativen Helligkeitswerte mit den dazugehörenden Fehlerwerten wurden mit der Lichtkurven und Perioden Analysesoftware Peranso 2.50 von Tonny Vanmunster analysiert und die Periodendauer der Asteroidenrotation mit der FALC Methode, entwickelt von Dr. Alan W. Harris (JPL), gesucht. |
| Mit diesen relativen Helligkeitsdaten mit CCD binning 1x1 konnte hier vorerst nur ein periodischer Ablauf mit einer Dauer von 0.1843h ± 0.0021h gefunden werden. Das entspricht etwa 11 Minuten und 3.5 Sekunden und stellt, wie sich bei einer genaueren Untersuchung mit mehr Daten später klar zeigte, aber nur die Hälfte der gesamten tatsächlichen Rotationsperiode von 2011 MD dar. |
| Photometrie mit absoluten Helligkeitswerten und mehr Datenpunkten |
| Neben der oben bestimmten Lichtkurve mit relativen Helligkeitsdaten wurde eine zweite Analyse aus wesentlich mehr Aufnahmedaten mit 1x1 und 2x2 binning durchgeführt. Die absoluten Helligkeitswerte daraus wurden alle mit Astrometrica ermittelt wobei eindeutig verfälschte Daten, die durch am Asteroidenpfad liegende Sterne verursacht wurden, manuell aussortiert wurden. Astrometrica schreibt neben Astrometriedaten auch immer eine zweite Datei mit photometrischen Messdaten. Daraus lassen sich entsprechende Kurven mit absoluten Helligkeitswerten erzeugen, deren Genauigkeit durchaus ausreicht um den Helligkleitsverlauf, verursacht durch die Rotation eines Objektes, klar zu zeigen.
In Zusammenarbeit mit Rolf Apitzsch von der MPC Station 198 in Wildberg (DE), konnten nun auch die Messdaten mit ObsCode 198 in der Auswertung mitverwendet werden. Das ergab in Summe 1273 Datenpunkte für einen Zeitraum von 0.1221 Tagen oder 176 Minuten. Neben der damit verbundenen Verlängerung der Zeitspanne zeigte dann bei der Auswertung eine sehr gute Übereinstimmung zwischen den Daten der Stationen 198 Wildberg und C47 Nonndorf. Beide Messdatenreihen führten einzeln und gemeinsam jeweils zu den gleichen Ergebnissen bei der Bestimmung der Rotationsperiode von Objekt 2011 MD. |
Auswertung der absoluten Helligkeitsänderungen von 2011 MD |
| Die photometrische Auswertung der CCD Aufnahmeserien erfolgte hier mit der Astrometrie Software Astrometrica von Herbert Raab. Die damit gewonnenen absoluten Helligkeitswerte mit den dazugehörenden Fehlerwerten wurden wieder mit der Lichtkurven und Perioden Analysesoftware Peranso 2.50 von Tonny Vanmunster analysiert und die Periodendauer der Asteroidenrotation mit der FALC Methode, entwickelt von Dr. Alan W. Harris (JPL), ermittelt. |
| Als ein dominanter Wert für die Helligkeitsschwankung wurde auch hier wieder ein Wert im Bereich der halben tatsächlichen Periodendauer gemessen. Da es aber bei der Lichtkurve von 2011 MD deutlich erkennbar eigentlich immer zwei ähnliche aber unterschiedlich tiefe Minima gibt, muß die gesamte Rotationsdauer bzw. Rotationsperiode über den Zeitraum von diesen zwei unterschiedlichen Minimas reichen und in diesem Bereich gesucht werden. Dabei konnte dann ebenfalls mit der FALC Methode die tatsächliche Periodendauer mit einer Zeitdauer von 0.3875h und einem theta von 551.18 gefunden werden. |
Periodendauer-und Phasenauswertung von 2011 MD |
| Ergebnis der Rotationsmessung von Objekt 2011 MD T = 0.01615 Tage f = 61.94 Rotationen pro Tag |
1273 Datenpunkte über einem Zeitraum von 176 Minuten in grafischer Darstellung |
Aufbau der Ausrüstung für die CCD Aufnahmen von Asteroid 2011 MD
© 2011 G. Dangl
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27. Juli 2011 |
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