(455) Bruchsalia

Asteroid
(455) Bruchsalia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,656 AE
Exzentrizität 0,294
Perihel – Aphel 1,874 AE – 3,438 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,018°
Länge des aufsteigenden Knotens 76,1°
Argument der Periapsis 273,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 2. Dezember 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 120 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,88 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 88,8 km ± 0,9 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 50 min
Absolute Helligkeit 8,9 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CP
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Max Wolf, Arnold Schwassmann
Datum der Entdeckung 22. Mai 1900
Andere Bezeichnung 1900 KC, 1901 VD, 1937 AA1, 1959 ED1
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.

(455) Bruchsalia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 22. Mai 1900 von den deutschen Astronomen Max Wolf und Arnold Schwassmann an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,9 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach der Stadt Bruchsal im Südwesten Deutschlands, der Geburtsstadt von Wilhelm Nokk, der die Errichtung der Heidelberger Sternwarte vorangetrieben hat. Der Entdecker schrieb: „Zur Erinnerung an unseren in den Ruhestand getretenen Staatsminister Dr. Nokk, der unserer Wissenschaft in Baden durch die Errichtung der Observatorien auf dem Königstuhl eine ausgezeichnete Arbeitsstätte geschaffen hat, hat der Unterzeichnete dem Planeten (455) den Namen »Bruchsalia« gegeben, so dass durch die Erinnerung an den Geburtsort eine dauernde Erinnerung an unseren Wohlthäter gegeben sein möge.“[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten aus dem Jahr 1974 vom Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile wurden für (455) Bruchsalia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 105 km und 0,03 bestimmt.[2][3] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (455) Bruchsalia, für die damals Werte von 84,4 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[4] 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 112,4 km bzw. 0,03.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2012 auf 88,8 km bzw. 0,06 geändert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 92,8 km bzw. 0,05 angegeben[7] und dann 2016 korrigiert zu 83,0 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[8]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (455) Bruchsalia eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xk-Typ.[9]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 6. bis 13. Dezember 1996 an der Außenstation Fracastoro des Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien. Aus der aufgezeichneten lückenhaften Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 10,645 h bestimmt.[10]

Bei neuen Beobachtungen vom 6. November bis 13. Dezember 2005 während sechs Nächten am Antelope Hills Observatory in Colorado konnte jedoch aus der registrierten Lichtkurve eine deutlich längere Rotationsperiode von 11,838 h bestimmt werden.[11] Auch Messungen vom 23. Mai bis 24. Juni 2008 während 10 Nächten am Via Capote Observatory in Kalifornien ergaben in der Auswertung eine ähnliche Periode von 11,85 h.[12]

Eine photometrische Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 ergab in einer Untersuchung von 2015 eine Rotationsperiode von (455) Bruchsalia von etwa 11,841 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 85,6 ± 1,0 km abgeleitet.[13] Die Auswertung von archivierten Lichtkurven und weiteren Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 11,8401 h.[14]

Mehrere neue photometrische Messungen erbrachten nahezu identische Werte für die Rotationsperiode: Vom 11. Dezember 2019 bis 8. Januar 2020 während sechs Nächten am Organ Mesa Observatory in New Mexico (abgeleitete Periode 11,839 h),[15] vom 17. Januar bis 15. Februar 2020 während acht Nächten am Bigmuskie Observatory in Italien (abgeleitete Periode 11,839 h)[16] sowie vom 16. April bis 1. Juni 2021 im Rahmen einer Zusammenarbeit von zehn Observatorien der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA) in Argentinien und Spanien (abgeleitete Periode 11,838 h).[17]

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 11,84009 h bestimmt.[18] 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 (455) Bruchsalia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 11,8398 h berechnet wurde.[19] 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 11,8406 h bestimmt werden.[20]

Eine Abschätzung der Masse von (455) Bruchsalia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergab in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,19·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 88 km zu einer Dichte von 3,32 g/cm³ führte bei einer Porosität von 21 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±25 %.[21]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ M. Wolf: Benennung des Planeten (455) [1900 FG]. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3730, 1901, Sp. 157–158, doi:10.1002/asna.19011560908.
  2. ↑ O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ C. Blanco, M. Di Martino, D. Riccioli: New rotational periods of 18 asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 48, Nr. 4, 2000, S. 271–284, doi:10.1016/S0032-0633(99)00074-4.
  11. ↑ R. A. Koff: Lightcurves of asteroids 141 Lumen, 259 Alatheia, 363 Padua, 455 Bruchsalia, 514 Armida, 524 Fidelio, and 1139 Atami. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 2, 2006, S. 31–33, bibcode:2006MPBu...33...31K (PDF; 517 kB).
  12. ↑ J. W. Brinsfield: Asteroid Lightcurve Analysis at the Via Capote Observatory: 2nd Quarter 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. 179–181, bibcode:2008MPBu...35..179B (PDF; 662 kB).
  13. ↑ A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, doi:10.1088/0004-6256/150/3/75 (PDF; 4,63 MB).
  14. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  15. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Rotation Periods of 10 Hygiea, 47 Aglaja, 455 Bruchsalia, 463 Lola, and 576 Emanuela. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 2, 2020, S. 133–135, bibcode:2020MPBu...47..133P (PDF; 367 kB).
  16. ↑ A. Ferrero: Photometric Lightcurves of Eight Main-belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 3, 2020, S. 172–174, bibcode:2020MPBu...47..172F (PDF; 409 kB).
  17. ↑ M. Colazo, F. Santos, C. Fornari, D. Scotta, N. Suárez, A. García, M. Morales, A. Stechina, M. Martini, R. Melia, A. Chapman, E. Bellocchio, A. Wilberger, M. Anzola, A. Mottino, C. Colazo: Rotation Period Analysis for Five Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 4, 2021, S. 391–393, bibcode:2021MPBu...48..391C (PDF; 378 kB).
  18. ↑ 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).
  19. ↑ 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).
  20. ↑ 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).
  21. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
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