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(26) Proserpina

Asteroid des Hauptgürtels

(26) Proserpina ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 5. Mai 1853 vom deutschen Astronomen Karl Theodor Robert Luther an der Sternwarte Düsseldorf entdeckt wurde.

Asteroid
(26) Proserpina
Berechnetes 3D-Modell von (26) Proserpina
Berechnetes 3D-Modell von (26) Proserpina
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,658 AE
Exzentrizität 0,088
Perihel – Aphel 2,424 AE – 2,893 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 3,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 45,8°
Argument der Periapsis 195,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 22. September 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 122 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,23 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 94,8 ± 1,7 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 13 h 7 min
Absolute Helligkeit 7,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker K. T. R. Luther
Datum der Entdeckung 5. Mai 1853
Andere Bezeichnung 1853 JA, 1935 KK, 1954 WD1
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.

Der Asteroid wurde benannt nach Proserpina, der Tochter von Ceres und Jupiter, die von Pluto entführt wurde, um Königin der Unterwelt zu werden. Ihre Mutter konnte nach langer Suche selbst mit Hilfe Jupiters nicht erreichen, dass ihre Tochter in die oberen Regionen zurückkehrte, da sie in den elysischen Gefilden Nahrung zu sich genommen hatte – einen Granatapfel. Es wurde ein Kompromiss geschlossen, wonach sie die Hälfte des Jahres in der oberen Welt verbrachte. Proserpina war für den Tod der Menschheit verantwortlich. Siehe auch bei (399) Persephone, dem griechischen Namen für Proserpina. Die Benennung erfolgte durch „Sr. Excellenz den wirklichen Geheimen Rath“ Alexander von Humboldt. Als Symbol für den Asteroiden wurde „das Zeichen eines Granatapfels mit einem Stern im Innern“ Astronomisches Symbol von Proserpina gewählt.[1]

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (26) Proserpina, für die damals Werte von 94,8 km bzw. 0,20 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 87,1 km bzw. 0,23.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 84,2 km bzw. 0,27 korrigiert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 83,0 km bzw. 0,26 geändert.[5]

Photometrische Beobachtungen von (26) Proserpina fanden erstmals am 11. Februar und 4. März 1965 an der Sternwarte am purpurnen Berg in China statt. Aus den erfassten Lichtkurven konnten zunächst zwei mögliche Werte für die Rotationsperiode abgeleitet werden, nämlich 10,60 oder 13,11 h.[6] Auch bei einer Beobachtung am 30. und 31. Januar 1978 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien wurden drei mögliche Perioden von 26,26, 13,13 oder 8,75 h erhalten. Eine längere, über einen Zeitraum von etwa 7 ½ Stunden aufgezeichnete Lichtkurve gab jedoch sichere Hinweise darauf, dass der korrekte Wert 13,13 h lautete.[7] Dagegen führte eine Messung vom 21. bis 23. Februar 1995 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 6,668 h.[8]

Berechnetes 3D-Modell von (26) Proserpina

Eine Beobachtung am 9. und 10. November 2006 am Oakley Observatory des Rose-Hulman Institute of Technology in Indiana lieferte schließlich einen eindeutigen Wert von 13,06 h, während die kürzeren Perioden ausgeschlossen werden konnten.[9] Auch bei einer neuen Messung vom 8. November bis 7. Dezember 2007 am Evelyn L. Egan Observatory der Florida Gulf Coast University konnte eine sehr detaillierte Lichtkurve aufgezeichnet werden, auch diese lieferte eine Rotationsperiode von 13,106 h.[10]

Am Organ Mesa Observatory in New Mexico erfolgte eine photometrische Beobachtung vom 24. Dezember 2007 bis 22. Februar 2008 mit der Absicht, eine eindeutige und korrekte Rotationsperiode für den Asteroiden zu erhalten. Hier wurde ebenfalls ein Wert von 13,110 h bestimmt, während andere Periodizitäten im Bereich 6 bis 30 Stunden ausgeschlossen wurden. Nach Bekanntwerden der Beobachtungsdaten des Evelyn L. Egan Observatory konnten beide Datensätze kombiniert werden, was zur gleichen Periode führte.[11] Vom 10. März bis 30. April 2013 wurden am Organ Mesa Observatory erneut Messungen durchgeführt, um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells des Asteroiden mit der Methode der konvexen Inversion zu liefern. Hierbei wurde auch wieder eine Rotationsperiode von 13,109 h abgeleitet.[12]

Bereits vom 28. Dezember 2011 bis 19. Februar 2012 waren Beobachtungen von (26) Proserpina während drei Nächten an der Außenstelle Xuyi der Sternwarte am purpurnen Berg durchgeführt worden, aus denen eine Rotationsperiode von 13,107 h abgeleitet wurde. Mit diesen Messungen in Verbindung mit den archivierten Daten aus den Jahren 1965 bis 2013 wurde dann in einer Untersuchung von 2016 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden berechnet, außerdem wurden zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer retrograden Rotation und eine Periode von 13,10978 h bestimmt.[13] Die Auswertung von 54 vorliegenden Lichtkurven führte in einer weiteren Untersuchung von 2016 ebenfalls zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit einer eindeutigen Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,10977 h.[14] Eine weitere Untersuchung von 2020 verwendete neben den archivierten Lichtkurven auch Daten der Lowell Photometric Database und von Gaia DR2 und berechnete daraus ein dreidimensionales Gestaltmodell, eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 13,10977 h.[15]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (26) Proserpina aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 0,748·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 90 km zu einer Dichte von 1,98 g/cm³ führte bei einer Porosität von 40 %. Diese Werte wurden aber als äußerst unsicher eingestuft.[16]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ R. Luther: Beobachtungen des neuesten Planeten auf der Bilker Sternwarte. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 36, Nr. 862, 1853, Sp. 349–350 (online).
  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. ↑ Y. Chang, X. Zhou, X. Yang, Y. Zhang, X. Li, Z. Wu: Lightcurves of variable asteroids. IV. In: Acta Astronomica Sinica. Band 22, 1981, S. 169–173, bibcode:1981AcASn..22..169C.
  7. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric Photometry and Rotation Periods of the Asteroids 26 Proserpina, 194 Prokne, 287 Nephthys, and 554 Peraga. In: Icarus. Band 39, Nr. 1, 1979, S. 124–130, doi:10.1016/0019-1035(79)90105-2.
  8. ↑ D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: Rotational periods of asteroids II. In: Planetary and Space Science. Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9.
  9. ↑ R. Ditteon, S. Hawkins: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – November 2006. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 59–64, bibcode:2007MPBu...34...59D (PDF; 682 kB).
  10. ↑ M. Fauerbach, S. A. Marks, M. P. Lucas: Lightcurve Analysis of Ten Main-belt Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 44–46, bibcode:2008MPBu...35...44F (PDF; 589 kB).
  11. ↑ F. Pilcher: Period Determinations for 26 Proserpina, 34 Circe, 74 Galatea, 143 Adria, 272 Antonia, 419 Aurelia, and 557 Violetta. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 3, 2008, S. 135–138, bibcode:2008MPBu...35..135P (PDF; 932 kB).
  12. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determination for 26 Proserpina, 31 Euphrosyne, and 681 Gorgo. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 4, 2013, S. 189, bibcode:2013MPBu...40..189P (PDF; 138 kB).
  13. ↑ B. Li, H. Zhao, X. Wang: Photometric Observation and Modeling Study of the Asteroid (26) Proserpina. In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 40, Nr. 3, 2016, S. 373–385, doi:10.1016/j.chinastron.2016.07.006.
  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. ↑ K. Muinonen, J. Torppa, X. Wang, A. Cellino, A. Penttilä: Asteroid lightcurve inversion with Bayesian inference. In: Astronomy & Astrophysics. Band 642, A138, 2020, S. 1–19, doi:10.1051/0004-6361/202038036 (PDF; 5,96 MB).
  16. ↑ 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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