(556) Phyllis

Asteroid
(556) Phyllis
Berechnetes 3D-Modell von (556) Phyllis
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Vesta-Familie
Große Halbachse 2,464 AE
Exzentrizität 0,104
Perihel – Aphel 2,208 AE – 2,720 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 5,249°
Länge des aufsteigenden Knotens 286,0°
Argument der Periapsis 177,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 12. Dezember 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 317 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,93 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 36,3 km ± 0,4 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 18 min
Absolute Helligkeit 9,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Paul Götz
Datum der Entdeckung 8. Januar 1905
Andere Bezeichnung 1905 AD, 1950 QW
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.

(556) Phyllis ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 8. Januar 1905 vom deutschen Astronomen Paul Götz an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,0 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Phyllis, der Tochter von Sithon, dem König von Thrakien. Sie verliebte sich in Demophon von Athen, den Sohn des Theseus, der auf seiner Rückkehr aus dem Trojanischen Krieg in Thrakien Halt machte. Er heiratete sie und wurde König. Kurz darauf reiste Demophon nach Athen, und als er nach einem Monat nicht wie versprochen zurückkehrte, nahm sich Phyllis das Leben.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (556) Phyllis zur Vesta-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 (556) Phyllis, für die damals Werte von 37,8 km bzw. 0,19 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 38,5 km bzw. 0,18.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 38,7 km bzw. 0,18.[3] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 36,3 km bzw. 0,20 korrigiert.[4] Eine Untersuchung aus 2020 bestimmte aus den Daten von IRAS, AKARI und NEOWISE mit einem thermophysikalischen Modell Werte für den effektiven Durchmesser und die Albedo von 35,6 ± 0,9 km bzw. 0,21.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 16. November 1981 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 4,28 h abgeleitet.[6] Weitere Beobachtungen vom 24. November bis 3. Dezember 1981 während vier Nächten am Table Mountain Observatory und am Lowell-Observatorium in Arizona konnten zunächst nicht ausgewertet werden. Erst nachdem auch die Lichtkurve aus Turin mit in die Analyse aufgenommen wurden, konnte aus den kombinierten Daten eine verbesserte Rotationsperiode von 4,2932 h bestimmt werden.[7]

Vom Januar 1998 bis Januar 2006 erfolgten während 16 Nächten Beobachtungen am Observatorium Borówiec in Polen und den Observatorien Pic du Midi und Saint-Véran auf dem Pic de Château-Renard in Frankreich. Aus den detaillierten Lichtkurven wurde in einer Untersuchung von 2007 eine Rotationsperiode von 4,293 h ermittelt. Außerdem wurde unter Verwendung aller verfügbarer Daten erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 h berechnet.[8]

Die bekannte Periode konnte auch durch weitere photometrische Messungen vom 13. Oktober bis 14. November 2008 während vier Nächten am Hamanowa Astronomical Observatory in Japan bestätigt werden, wo dafür ein Wert von 4,2909 h erhalten wurde.[9] Neue Beobachtungen erfolgten wieder vom 26. Januar bis 21. Februar 2016 am Burleith Observatory in Washington, D.C. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 4,29306 h bestimmt.[10]

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 (556) Phyllis, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 h berechnet wurde.[11] Aus Messungen am 12. November 2020 an der Xinglong Station und am 30. Januar 2021 am Changchun-Observatorium, beide Teil der Nationalen Astronomischen Observatorien der Chinesischen Akademie der Wissenschaften, konnten auch nur zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 h abgeleitet werden.[12]

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 4,29260 h bestimmt werden.[13] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 h berechnet.[14]

Siehe auch

Commons: (556) Phyllis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 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. ↑ H. Jiang, J. Ji, L. Yu: Determination of Size, Albedo, and Thermal Inertia of 10 Vesta Family Asteroids with WISE/NEOWISE Observations. In: The Astronomical Journal. Band 159, Nr. 6, 2020, S. 1–11, doi:10.3847/1538-3881/ab8af5 (PDF; 2,61 MB).
  6. ↑ V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: Photoelectric photometry of 21 asteroids. In: Icarus. Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8.
  7. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
  8. ↑ A. Marciniak, T. Michałowski, M. Kaasalainen, J. Ďurech, M. Polińska, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Hirsch, K. Kamiński, M. Fagas, F. Colas, S. Fauvaud, G. Santacana, R. Behrend, R. Roy: Photometry and models of selected main belt asteroids IV. 184 Dejopeja, 276 Adelheid, 556 Phyllis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 473, Nr. 2, 2007, S. 633–639, doi:10.1051/0004-6361:20077694 (PDF; 316 kB).
  9. ↑ Hiromi Hamanowa, Hiroko Hamanowa: Lightcurves of 494 Virtus, 556 Phyllis, 624 Hektor, 657 Gunlod, 111 Reinmuthia, 1188 Gothlandia, and 1376 Michelle. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 3, 2009, S. 87–88, bibcode:2009MPBu...36...87H (PDF; 299 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ 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).
  12. ↑ Y. Wang, Zh. Kang, Y. Xu: Multi-color photometric observations of three asteroids in the vicinity of Vesta family. In: Astronomische Nachrichten. Band 343, Nr. 9–10, 2022, S. 1–9, doi:10.1002/asna.20210102.
  13. ↑ 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).
  14. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).


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