(450) Brigitta

Asteroid
(450) Brigitta
Berechnetes 3D-Modell von (450) Brigitta
Berechnetes 3D-Modell von (450) Brigitta
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eos-Familie
Große Halbachse 3,016 AE
Exzentrizität 0,098
Perihel – Aphel 2,721 AE – 3,310 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,133°
Länge des aufsteigenden Knotens 14,3°
Argument der Periapsis 359,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 15. April 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 87 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,11 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 37,0 km ± 0,1 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,09
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 10 h 46 min
Absolute Helligkeit 10,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CSU
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf, Arnold Schwassmann
Datum der Entdeckung 10. Oktober 1899
Andere Bezeichnung 1899 VB, 1907 GF
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.

(450) Brigitta ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 10. Oktober 1899 von den deutschen Astronomen Max Wolf und Arnold Schwassmann an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Die Benennung erfolgte 1901 auf Wunsch von Wolf durch den Berliner Astronomen Adolf Berberich (1861–1920).[1]

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (450) Brigitta zur Eos-Familie gezählt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (450) Brigitta, für die damals Werte von 33,3 km bzw. 0,12 erhalten wurden.[2] 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 39,5 km bzw. 0,09.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 27,3 km bzw. 0,22 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 37,0 km bzw. 0,09 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 32,3 km bzw. 0,13 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 38,3 km bzw. 0,09, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 20. September bis 3. Oktober 2003 während drei Nächten am Observatório do Pico dos Dias in Brasilien. Die aufgezeichneten Lichtkurven zeigten aber nur geringe Veränderungen, so dass für die Rotationsperiode nur eine Abschätzung zu >10 h möglich war.[8] Neue Beobachtungen erfolgten vom 25. Januar bis 3. März 2016 am Burleith Observatory in Washington, D.C. Aus der während acht Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 10,7653 h bestimmt.[9]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und weiteren Beobachtungen aus 2004 und 2016 ermöglichte 2018 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 10,76437 h.[10]

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 wieder ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 10,7644 h bestimmt.[11]

Siehe auch

Commons: (450) Brigitta – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ H. Kreutz: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3728, 1901, Sp. 127–128, doi:10.1002/asna.19011560805.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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 (PDF; 3,27 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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 (PDF; 1,07 MB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ A. Alvarez-Candal, R. Duffard, C. A. Angeli, D. Lazzaro, S. Fernández: Rotational lightcurves of asteroids belonging to families. In: Icarus. Band 172, Nr. 2, 2004, S. 388–401, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.008.
  9. ↑ R. E. Schmidt: Near-IR Minor Planet Photometry from Burleith Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 191–192, bibcode:2017MPBu...44..191S (PDF; 1,00 MB).
  10. ↑ J. Hanuš, M. Delbo’, V. Alí-Lagoa, B. Bolin, R. Jedicke, J. Ďurech, H. Cibulková, P. Pravec, P. Kušnirák, R. Behrend, F. Marchis, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, M. Bachschmidt, L. Bernasconi, L. Brunetto, S. Casulli, R. Dymock, N. Esseiva, M. Esteban, O. Gerteis, H. de Groot, H. Gully, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, P. Krafft, M. Lehký, F. Manzini, J. Michelet, E. Morelle, J. Oey, F. Pilcher, F. Reignier, R. Roy, P. A. Salom, B. D. Warner: Spin states of asteroids in the Eos collisional family. In: Icarus. Band 299, 2018, S. 84–96, doi:10.1016/j.icarus.2017.07.007.
  11. ↑ 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).
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