(384) Burdigala

Asteroid
(384) Burdigala
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,653 AE
Exzentrizität 0,145
Perihel – Aphel 2,268 AE – 3,039 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,590°
Länge des aufsteigenden Knotens 47,7°
Argument der Periapsis 35,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 18. Juni 2027
Siderische Umlaufperiode 4 a 118 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,19 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 34,4 km ± 1,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,19
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 16 d 21 h
Absolute Helligkeit 9,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Fernand Courty
Datum der Entdeckung 11. Februar 1894
Andere Bezeichnung 1894 CA, 1950 DW, 1969 ME
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.

(384) Burdigala ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 11. Februar 1894 vom französischen Astronomen Fernand Courty am Observatoire de Bordeaux bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde. Es war seine erste von zwei Asteroidenentdeckungen.

Der Asteroid ist benannt mit dem lateinischen Namen des Entdeckungsorts Bordeaux.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (384) Burdigala, für die damals Werte von 36,9 km bzw. 0,18 erhalten wurden.[1] 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 36,0 km bzw. 0,19.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 35,8 km bzw. 0,19 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 34,4 km bzw. 0,24 korrigiert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 40,7 km bzw. 0,21 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden statt vom 14. November 2018 bis 11. April 2019 während 91 Nächten am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Nachdem die ersten drei Beobachtungsnächte eine langsame, aber gleichmäßige Helligkeitsabnahme gezeigt hatten, wurde eine lange Rotationsperiode vermutet und daher eine umfangreiche Beobachtungsreihe gestartet, bei der schließlich fast neun komplette Rotationen des Asteroiden erfasst und eine Rotationsperiode von 404,9 h bestimmt werden konnte. Es wurden dabei keine signifikanten Anzeichnen für eine Taumelbewegung gefunden, wie sie bei sehr langsamen Rotatoren häufiger vorkommt.[6] Im gleichen Zeitraum erfolgten auch noch weitere Beobachtungen vom 23. Januar bis 23. Februar 2019 während 21 Nächten am Command Module Observatory in Arizona. Auch hier wurde aus der aufgezeichneten Lichtkurve eine lange Rotationsperiode von 399,8 h abgeleitet.[7]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2020 mit der Methode der konvexen Inversion ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 408,0 h berechnet.[8]

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 407,96 h berechnet.[9] Wieder aus den archivierten Daten von ATLAS aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde dann in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 408,3 h berechnet.[10]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 58 Concordia, 384 Burdigala, 464 Megaira, 488 Kreusa, and 491 Carina. 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. 360–363, bibcode:2019MPBu...46..360P (PDF; 501 kB).
  7. ↑ T. Polakis: Lightcurves of Twelve Main-Belt Minor Planets. 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. 287–292, bibcode:2019MPBu...46..287P (PDF; 711 kB).
  8. ↑ J. Ďurech, J. Tonry, N. Erasmus, L. Denneau, A. N. Heinze, H. Flewelling, R. Vančo: Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 643, A59, 2020, S. 1–5, doi:10.1051/0004-6361/202037729 (PDF; 756 kB).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
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