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(28) Bellona

Asteroid des Hauptgürtels

(28) Bellona ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 1. März 1854 vom deutschen Astronomen Karl Theodor Robert Luther an der Sternwarte Düsseldorf entdeckt wurde.

Asteroid
(28) Bellona
Berechnetes 3D-Modell von (28) Bellona
Berechnetes 3D-Modell von (28) Bellona
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,778 AE
Exzentrizität 0,149
Perihel – Aphel 2,363 AE – 3,193 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 9,4°
Länge des aufsteigenden Knotens 144,2°
Argument der Periapsis 343,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 17. Januar 2025
Siderische Umlaufperiode 4 a 230 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,77 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 120,9 ± 3,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,18
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 15 h 42 min
Absolute Helligkeit 7,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker K. T. R. Luther
Datum der Entdeckung 1. März 1854
Andere Bezeichnung 1854 EA, 1951 CC2
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 Bellona, in der römischen Mythologie eine Kriegsgöttin, Ehefrau, Schwester, Amme oder Mutter des Mars. Die Benennung erfolgte durch Johann Franz Encke zu Beginn des Krimkrieges (1853–1856), siehe auch die Bemerkungen zu (40) Harmonia. Als Symbol für den Asteroiden wurde Astronomisches Symbol von Bellona gewählt, „welches Zeichen die Geissel und den Spiess der kriegerischen Schwester des Mars vorstellen soll.“[1]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten von 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (28) Bellona erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 126 km bzw. 0,13 bestimmt.[2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (28) Bellona, für die damals Werte von 120,9 km bzw. 0,18 erhalten wurden.[3] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für (28) Bellona Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 123,1 km bzw. 0,17 bestimmt wurden.[4] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium am 6. und 10. Februar 2002 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 110 ± 13 km.[5] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 3. April 2007 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 121 ± 11 km abgeleitet werden.[6] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 146,7 km bzw. 0,12.[7]

Photometrische Beobachtungen von (28) Bellona fanden erstmals statt während drei Nächten vom 28. Februar bis 13. März 1965 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika. Aus den aufgezeichneten Lichtkurven wurden fünf mögliche Werte für die Rotationsperiode zwischen 15 und 19 Stunden ermittelt, von denen der Wert 16,52 h am wahrscheinlichsten erschien.[8] Neue Messungen am 24. und 25. März 1979 sowie am 4. und 5. Juli 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien standen jedoch im Widerspruch zu dieser Annahme. Stattdessen wurde hier eine Rotationsperiode von 15,695 h bestimmt.[9]

Aus den archivierten Daten von 1965 bis 1980 konnten in einer Untersuchung von 1984 zwei alternative Rotationsachsen und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells abgeleitet werden.[10] Eine Untersuchung von 1993 konnte diesbezüglich verbesserte Werte liefern.[11] Zur Klärung der Unsicherheit der Rotationsperiode erfolgten vom 28. April bis 10. Mai 2007 Beobachtungen am Palmer Divide Observatory in Colorado, welche die kürzere Periode mit einem Wert von 15,707 h bestätigten.[12]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2009 für den Asteroiden zwar ein verbesserter Wert für die Rotationsperiode von 15,70785 h berechnet, die Lage der Rotationsachse konnte aber nur eingeschränkt bestimmt werden.[13] Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder vom 16. Dezember 2010 bis 13. Februar 2011 am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Aus den gemessenen Daten wurde eine Rotationsperiode von 15,706 h bestimmt.[14] Durch die Auswertung von 8 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 5. Mai 2002 konnten dann in einer Untersuchung von 2011 zwei alternative Lösungen für die Rotationsachse, nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen, und eine Rotationsperiode von 15,70785 h abgeleitet werden. Es wurde außerdem ein mittlerer Durchmesser von 97 oder 100 ± 10 km bestimmt.[15]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom April 2007 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine eindeutige und verbesserte Position mit retrograder Rotation und eine Periode von 15,70785 h bestimmt. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 135 ± 7 km abgeleitet.[16] Vom 3. bis 19. Juni 2021 wurden an verschiedenen spanischen Observatorien erneut photometrische Beobachtungen von (28) Bellona durchgeführt. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 15,70 h abgeleitet.[17]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (28) Bellona aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 2,62·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 108 km zu einer Dichte von 3,95 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±32 %.[18]

Bellona-Familie

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(28) Bellona ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,73–2,81 AE, eine Exzentrizität von 0,17–0,19 und eine Bahnneigung von 8,1°–8,8°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse C, S und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,08. Der Bellona-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 266 Mitglieder zugerechnet.[19]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ R. Luther: Beobachtung der Bellona, nebst Nachrichten über die Bilker Sternwarte. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 38, Nr. 897, 1854, Sp. 143–144 (online).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 kB).
  5. ↑ C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  6. ↑ J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten, V. Zappalà: Photoelectric photometry of seven asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 35, Nr. 3, 1979, S. 223–232, bibcode:1979A&AS...35..223V (PDF; 151 kB).
  9. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation IV. 1979 observations. In: Icarus. Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6.
  10. ↑ V. Zappalà, Z. Knežević: Rotation axes of asteroids: Results for 14 objects. In: Icarus. Band 59, Nr. 3, 1984, S. 436–455, doi:10.1016/0019-1035(84)90112-X.
  11. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).
  12. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – March–May 2007. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 4, 2007, S. 104–107, bibcode:2007MPBu...34..104W (PDF; 1,02 MB).
  13. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, B. D. Warner, M. Fauerbach, S. A. Marks, S. Fauvaud, M. Fauvaud, J.-M. Vugnon, F. Pilcher, L. Bernasconi, R. Behrend: Asteroid models from combined sparse and dense photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 493, Nr. 1, 2009, S. 291–297, doi:10.1051/0004-6361:200810393 (PDF; 301 kB).
  14. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 28 Bellona, 81 Terpsichore, 126 Velleda, 150 Nuwa, 161 Athor, 419 Aurelia, and 632 Pyrrha. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 3, 2011, S. 156–158, bibcode:2011MPBu...38..156P (PDF; 675 kB).
  15. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  16. ↑ M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).
  17. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 49, Nr. 2, 2022, S. 136–140, bibcode:2022MPBu...49..136F (PDF; 21,3 MB).
  18. ↑ 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).
  19. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
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