(656) Beagle

Asteroid
(656) Beagle
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Themis-Familie
Große Halbachse 3,156 AE
Exzentrizität 0,130
Perihel – Aphel 2,745 AE – 3,567 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 0,518°
Länge des aufsteigenden Knotens 184,2°
Argument der Periapsis 329,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 4. April 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 222 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,70 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 62,6 km ± 0,5 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,05
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 2 min
Absolute Helligkeit 10,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 22. Januar 1908
Andere Bezeichnung 1908 BJ, 1917 ST, 1954 HJ
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.

(656) Beagle ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 22. Januar 1908 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 12,4 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach dem Schiff HMS Beagle, mit dem Charles Darwin von 1831 bis 1836 seine Weltumsegelung unternahm.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (656) Beagle zur Themis-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 (656) Beagle, für die damals Werte von 53,2 km bzw. 0,06 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 46,0 oder 49,1 km bzw. 0,08 oder 0,07.[2] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 48,5 oder 62,6 km bzw. 0,08 oder 0,05 korrigiert.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 38,2 oder 45,0 km bzw. 0,09 oder 0,07 angegeben[4] und dann 2016 korrigiert zu 40,1 km bzw. 0,09, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[5] Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle auf Beobachtungen des Asteroiden mit WISE vom 31. Januar und 27. Juli 2010 ergab in einer Untersuchung von 2021 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 55,1 ± 3,0 km und 0,07. Außerdem konnten die Achsenverhältnisse für ein zweiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell und eine prograde Rotation bestimmt werden.[6] Eine Untersuchung von 2024 wertete die Beobachtungsdaten von WISE/NEOWISE aus dem Zeitraum 2010 bis 2019 aus und bestimmte daraus Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 57,3 km bzw. 0,05.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 3. September bis 26. Oktober 2000 an der Estación Astrofísica de Bosque Alegre (EABA) in Argentinien. Aus der während drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 7,255 h abgeleitet.[8] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 15. bis 18. April 2004 am Menke Observatory in Maryland, wo eine Rotationsperiode von 7,035 h bestimmt wurde.[9]

Eine photometrische Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 ergab in einer Untersuchung von 2015 für die Rotationsperiode von (656) Beagle einen Wert von 7,031 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 60,1 ± 0,4 km abgeleitet.[10]

Neue photometrische Messungen wurden vom 10. Februar bis 24. März 2015 während acht Nächten am Bukarest-Observatorium in Rumänien durchgeführt. Aus den registrierten Daten wurde eine Rotationsperiode von 7,034 h abgeleitet.[11]

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 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,03313 h berechnet.[12] Eine weitere Untersuchung von 2020 leitete aus diesen Daten eine Periode von 8,245 h ab, darüber hinaus konnte eine taxonomische Zuordnung mit einer Wahrscheinlichkeit von 71 % für einen C-Typ und 29 % für einen S-Typ angegeben werden.[13]

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 (656) Beagle, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,03314 h berechnet wurde.[14]

Aus den Daten von ATLAS konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion noch einmal eine Rotationsperiode von 7,03311 h bestimmt werden.[15] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,0331 h berechnet.[16]

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, 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ E. M. MacLennan, J. P. Emery: Thermophysical Investigation of Asteroid Surfaces. I. Characterization of Thermal Inertia. In: The Planetary Science Journal. Band 2, Nr. 4, 2021, S. 1–12, doi:10.3847/PSJ/ac1591 (PDF; 1,23 MB).
  7. ↑ L. Yu (余亮亮): Probe the Regolith Characteristics of Asteroids from 9 yr Infrared Observations of WISE/NEOWISE: A Case Study of the Main-belt Object (656) Beagle. In: The Astronomical Journal. Band 168, Nr. 3, 2024, S. 1–9, doi:10.3847/1538-3881/ad65d0 (PDF; 0,99 MB).
  8. ↑ A. Alvarez-Candal, R. Duffard, C. A. Angeli, D. Lazzaro, S. Fernández: Rotational lightcurves of asteroids belonging to families. In: Icarus. Band 172, Nr. 2, 2004, S. 388–401, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.008 (PDF; 380 kB).
  9. ↑ J. Menke: Asteroid lightcurve results from Menke Observatory. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 4, 2005, S. 85–88, bibcode:2005MPBu...32...85M (PDF; 573 kB).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ A. B. Şonka, M. Popescu, D. A. Nedelcu: Photometric Observations of Main-belt Asteroids 656 Beagle and 2649 Oongaq. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 1, 2016, S. 1–2, bibcode:2016MPBu...43....1S (PDF; 354 kB).
  12. ↑ 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).
  13. ↑ N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, doi:10.3847/1538-4365/ab5e88 (PDF; 14,3 MB).
  14. ↑ 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).
  15. ↑ 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).
  16. ↑ 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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