(2048) Dwornik ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 27. August 1973 von der US-amerikanischen Astronomin Eleanor Helin am Palomar-Observatorium in Kalifornien bei einer Helligkeit von 15 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde von der Entdeckerin nach dem Geologen Stephen E. Dwornik (1926–2012) benannt, der für seine Rolle bei der Erforschung des Mondes und der Planeten durch unbemannte Raumsonden bekannt ist. Als Leiter der Planetologie-Programme der NASA war er maßgeblich an der Anwendung der systematischen geologischen Kartierung von Mars und Merkur beteiligt.

Aufgrund seiner Bahneigenschaften gilt (2048) Dwornik als Mitglied der Hungaria-Gruppe und bewegt sich noch innerhalb des Hauptgürtels i. e. S. im Bereich einer stabilisierenden 9:2-Bahnresonanz mit Jupiter.C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, (PDF; 137 kB).

Wissenschaftliche Auswertung Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser von 2,6 km. Für die Albedo im sichtbaren Bereich konnte kein plausibler Wert abgeleitet werden.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).

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt (2048) Dwornik durch eine mineralische Oberfläche wahrscheinlich eine hohe Albedo. Beobachtungen am 16. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma und am 20. Januar 2007 am New Technology Telescope (NTT) in Chile bestätigten den E-Typ.S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB). Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi in 2001 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche aus einer Mischung von Aubriten dominiert wird.B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB). Nach einer weiteren Beobachtung am 16. August 2003 an der IRTF erfolgte eine taxonomische Zuordnung zum Xn- bzw. L-Typ.M. P. Lucas, J. P. Emery, N. Pinilla-Alonso, S. S. Lindsay, V. Lorenzi: Hungaria asteroid region telescopic spectral survey (HARTSS) I: Stony asteroids abundant in the Hungaria background population. In: Icarus. Band 291, Nr. 7–8, 2017, S. 268–287, doi:10.1016/j.icarus.2016.11.002.

Aus photometrischen Messungen vom 27. April bis 7. Juni 2000 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis konnte erstmals eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 3,664 h erfolgen.V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny, I. N. Belskaya, N. M. Gaftonyuk: Rotation and photometric properties of E-type asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 51, Nr. 9–10, 2003, S. 525–532, doi:10.1016/S0032-0633(03)00076-X (PDF; 204 kB). Am Palmer Divide Observatory in Colorado erfolgten mehrfach Versuche, aus der Lichtkurve die Rotationsperiode zu bestimmen. Aus Beobachtungen vom 24. bis 26. März 2008 konnte nur eine unsichere Bestimmung erfolgen.B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: February–May 2008. 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. 163–166, (PDF; 472 kB). Eine bessere Bestimmung gelang vom 3. bis 8. Mai 2011, als ein Wert von 3,78 h abgeleitet wurde.B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2011 March–July. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 190–195, (PDF; 6,85 MB).

Beobachtungen am 14. und 15. Juni 2011 am Lowell-Observatorium in Arizona mit dem 0,55-m-LONEOS-Schmidt-Teleskop ergaben nur eine stark verrauschte Lichtkurve. Unmittelbar darauf wurden dann am 17. und 18. Juni weitere Beobachtungen mit einem 0,7-m-Teleskop durchgeführt, die ein besseres Ergebnis lieferten. Daraus konnte eine Rotationsperiode von 3,679 h abgeleitet werden.B. A. Skiff, K. P. McLelland, J. J. Sanborn, P. Pravec, B. W. Koehn: Lowell Observatory Near-Earth Asteroid Photometric Survey (NEAPS): Paper 3. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 3, 2019, S. 238–265, (PDF; 2,21 MB).

Neue Messungen vom 22. Januar bis 2. Februar 2013 am Palmer Divide Observatory führten wieder zu keinem Ergebnis,B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2013 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 3, 2013, S. 137–145, (PDF; 472 kB). aber Beobachtungen vom 5. bis 8. Juni 2014 am Center for Solar System Studies (CS3) ergaben wieder eine bessere Bestimmung der Rotationsperiode zu 3,730 h.B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 March–June. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 235–241, (PDF; 2,00 MB). Bei neuen Messungen vom 21. Januar bis 3. Februar 2016 am CS3 konnte dann eine Rotationsperiode von 3,780 h erhalten werden. Dabei wurden erstmals Hinweise darauf gefunden, dass es sich bei (2048) Dwornik möglicherweise um ein binäres System handeln könnte (was auch die Schwierigkeiten in den früheren Bestimmungen der Rotationsperiode erklären könnte). Dieses Ergebnis ist aber nicht gesichert und es wurden genaue Untersuchungen bei weiteren Erscheinungen des Asteroiden als notwendig erachtet.B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2015 December–2016 April. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 3, 2016, S. 227–233, (PDF; 0,99 MB). Beobachtungen vom 6. bis 9. Juni 2021 am CS3 lieferten nur ein ungenaueres Ergebnis von 3,64 h.R. D. Stephens, D. R. Coley, B. D. Warner: Main-belt Asteroids Observed from CS3: 2022 April–June. 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. 314–326, (PDF; 6,96 MB).

Siehe auch Liste der Asteroiden

Weblinks

Einzelnachweise

Kategorie:Hungaria-Gruppe