Asteroid (220) Stephania
Berechnetes 3D-Modell von (220) Stephania
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Eigenschaften des Orbits Animation Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp	Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse	2,349 AE
Exzentrizität	0,257
Perihel – Aphel	1,744 AE – 2,953 AE
Perihel – Aphel	AE –  AE
Neigung der Bahnebene	7,6°
Länge des aufsteigenden Knotens	257,8°
Argument der Periapsis	78,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	30. Januar 2026
Siderische Umlaufperiode	3 a 219 d
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	19,11 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	31,7 km ± 0,2 km
Abmessungen	{{{Abmessungen}}}
Masse	Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo	0,06
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode	18 h 12 min
Absolute Helligkeit	11,2 mag
Spektralklasse	{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse (nach Tholen)	XC
Spektralklasse (nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker	Johann Palisa
Datum der Entdeckung	19. Mai 1881
Andere Bezeichnung	1881 KA, 1925 VE, 1931 FP, 1932 UA, 1943 WB, 1946 MA, 1950 TT4, 1961 WB
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.

(220) Stephania ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 19. Mai 1881 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien entdeckt wurde. Es war seine erste Asteroidenentdeckung in Wien nach seinem Wechsel von der Marine-Sternwarte Pola in Istrien.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von Prinzessin Stephanie von Belgien, die im Jahr der Entdeckung Erzherzog Rudolf (1858–1889), Kronprinz von Österreich und einziger Sohn von Kaiser Franz Joseph I. (1830–1916), heiratete. Rudolfs spätere Romanze mit einer Hofschönheit, Baronin Mary Vetsera, führte zu einer der meistdiskutierten Tragödien der Zeit, als sie tot in seinem Jagdschloss in Mayerling bei Wien aufgefunden wurden. Die Benennung erfolgte 1884 durch Seine Majestät den Kaiser von Österreich.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (220) Stephania, für die damals Werte von 31,1 km bzw. 0,07 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 35,1 km bzw. 0,06.^[2] Die Werte wurden 2014 nach neuen Messungen auf 31,7 km bzw. 0,07 geändert.^[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 38,5 km bzw. 0,03, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.^[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (220) Stephania eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xk-Typ.^[5] Weitere spektroskopische Untersuchungen im Infraroten am 21. November 2004 mit dem Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma führten zu einer taxonomischen Einstufung als C-Typ.^[6]

Vom 18. August bis 15. September 1993 wurden an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine erstmals photometrische Messungen des Asteroiden durchgeführt. Aus der gewonnenen Lichtkurve konnte eine Rotationsperiode von 18,198 h abgeleitet werden.^[7]

Aus archivierten photometrischen Daten und Lichtkurven wurden dann in einer Untersuchung von 2013 Gestaltmodelle des Asteroiden mit zwei möglichen Alternativen für die Ausrichtung der Rotationsachse für eine retrograde Rotation sowie eine Rotationsperiode zu 18,2087 h bestimmt.^[8] Eine Auswertung kombinierter optischer und thermischer Infrarot-Daten führte in einer Untersuchung von 2017 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo des Asteroiden von 32–34 km bzw. 0,08. Außerdem konnten zwei alternative Rotationsachsen bestimmt werden, die sehr ähnlich zu den bereits zuvor bestimmten waren.^[9] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 18,2088 h bestimmt.^[10]

Ein Viertel der bekannten Asteroiden gehört zu mehr als 100 verschiedenen Asteroidenfamilien, d. h. diese Asteroiden entstanden als Einschlagfragmente der Mutterkörper der jeweiligen Familie. Eine Untersuchung von 2017 entdeckte eine etwa 4 Milliarden Jahre alte Asteroidenfamilie, die sich über den gesamten inneren Teil des Hauptgürtels erstreckt und zu deren Mitgliedern wahrscheinlich die meisten der dunklen Asteroiden des taxonomischen C-Typs gehören, die bisher keinen Familien zugeordnet wurden. Als ein Mitglied wurde dabei auch (220) Stephania identifiziert.^[11] Eine Untersuchung von 2022 bestimmte Gestaltmodelle und Rotationsachsen von 55 Asteroiden, um bestätigende Beweise für ihre mögliche Zugehörigkeit zu der ursprünglichen Asteroidenfamilie zu liefern. Aus archivierten Daten der Catalina Sky Survey, des United States Naval Observatory (USNO) sowie des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS), der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN), der Zwicky Transient Facility (ZTF) am Palomar-Observatorium und von Gaia DR2 wurde für (220) Stephania eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 18,2087 h bestimmt. Trotz der geringen Albedo wurde es aber wegen des taxonomischen X-Typs für möglich angesehen, dass es sich bei ihr auch um einen nicht zu der ursprünglichen Familie gehörenden Eindringling (Interloper) handeln könnte.^[12]

• Liste der Asteroiden

Commons: (220) Stephania – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• (220) Stephania beim IAU Minor Planet Center (englisch)
• (220) Stephania in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
• (220) Stephania in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
• (220) Stephania 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. ↑ 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 (PDF; 1,34 MB).
5. ↑ 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).
6. ↑ S. Fornasier, B. E. Clark, E. Dotto: Spectroscopic survey of X-type asteroids. In: Icarus. Band 214, Nr. 1, 2011, S. 131–146, doi:10.1016/j.icarus.2011.04.022 (arXiv-Preprint: PDF; 842 kB).
7. ↑ R. A. Mohamed, V. G. Chiorny, A. N. Dovgopol, V. G. Shevchenko: Photometry of five asteroids: 189 Phthia, 220 Stephania, 289 Nenetta, 312 Pierretta and 626 Notburga. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 108, 1994, S. 69–72, bibcode:1994A&AS..108...69M (PDF; 103 kB).
8. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
9. ↑ J. Ďurech, M. Delbo’, B. Carry, J. Hanuš, V. Alí-Lagoa: Asteroid shapes and thermal properties from combined optical and mid-infrared photometry inversion. In: Astronomy & Astrophysics. Band 604, A27, 2017, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/201730868 (PDF; 860 kB).
10. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
11. ↑ M. Delbo’, K. Walsh, B. Bolin, C. Avdellidou, A. Morbidelli: Identification of a primordial asteroid family constrains the original planetesimal population. In: Science. Band 357, Nr. 6355, 2017, S. 1026–1029, doi:10.1126/science.aam6036 (PDF; 1,00 MB).
12. ↑ D. Athanasopoulos, J. Hanuš, C. Avdellidou, R. Bonamico, M. Delbo, M. Conjat, A. Ferrero, K. Gazeas, J. P. Rivet, N. Sioulas, G. van Belle, P. Antonini, M. Audejean, R. Behrend, L. Bernasconi, J. W. Brinsfield, S. Brouillard, L. Brunetto, M. Fauvaud, S. Fauvaud, R. Gonzalez, D. Higgins, T. W.-S. Holoien, G. Kober, R. A. Koff, A. Kryszczynska, F. Livet, A. Marciniak, J. Oey, O. Pejcha, J. J. Rives, R. Roy: Asteroid spin-states of a 4 Gyr collisional family. In: Astronomy & Astrophysics. Band 666, A116, 2022, S. 1–19, doi:10.1051/0004-6361/202243905 (PDF; 2,56 MB).