(716) Berkeley

Asteroid
(716) Berkeley
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,812 AE
Exzentrizität 0,087
Perihel – Aphel 2,568 AE – 3,056 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,488°
Länge des aufsteigenden Knotens 145,9°
Argument der Periapsis 55,7°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 18. Januar 2028
Siderische Umlaufperiode 4 a 261 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,73 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 19,8 km ± 0,2 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,17
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 15 h 35 min
Absolute Helligkeit 10,9 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 30. Juli 1911
Andere Bezeichnung 1906 OB, 1911 OC, 1947 CH, 1952 FA
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.

(716) Berkeley ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 30. Juli 1911 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien bei einer Helligkeit von 13,7 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 16. Juli 1906 an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach der kalifornischen Stadt Berkeley, wo der US-amerikanische Astronom Armin Otto Leuschner (1868–1953) an der University of California die Umlaufbahnen von Kleinplaneten erforschte. Leuschner arbeitete insbesondere an der Bestimmung der Umlaufbahn des verschollenen Palisa-Asteroiden (719) Albert.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (716) Berkeley, für die damals Werte von 21,3 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 21,5 km bzw. 0,18.[2] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 21,9 km bzw. 0,17 geändert worden waren,[3] wurden sie 2014 auf 19,8 km bzw. 0,22 korrigiert.[4]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (716) Berkeley eine taxonomische Klassifizierung als K- bzw. Sq-Typ.[5]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 7. und 8. August 1977 am Mount-Stromlo-Observatorium in Australien. Aus den aufgezeichneten Lichtkurven mit geringer Veränderlichkeit konnte für die Rotationsperiode nur ein Wert von >17 h abgeschätzt werden.[6] Bei weiteren Beobachtungen vom 3. bis 6. Oktober 2020 am Command Module Observatory in Arizona konnte dann eine Rotationsperiode von 15,46 h abgeleitet werden.[7]

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 (716) Berkeley, für die in einer Untersuchung von 2021 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 15,5747 h berechnet wurde.[8]

Während der Opposition 2023 gab es drei weitere Kampagnen zur photometrischen Beobachtung des Asteroiden: Vom 5. März bis 21. April 2023 während neun Nächten am New Mexico Skies Observatory in New Mexico (abgeleitete Rotationsperiode 15,588 h),[9] vom 24. März bis 26. April 2023 während sieben Nächten am Organ Mesa Observatory in New Mexico (abgeleitete Periode 15,580 h)[10] sowie vom 28. März bis 23. April 2023 während neun Nächten an verschiedenen Observatorien der Asociación Valenciana de Astronomía (AVA) in Spanien (abgeleitete Periode 15,5807 h). In Verbindung mit archivierten Beobachtungsergebnissen und Daten der Catalina Sky Survey, des Palomar-Observatoriums in Kalifornien und des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona konnte hier mit der Methode der konvexen Inversion auch eine Rotationsperiode von 15,57505 h berechnet werden.[11]

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. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  6. ↑ C.-I. Lagerkvist: Photographic Photometry of the Asteroids 716 Berkeley and 1245 Calvinia. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 34, 1978, S. 203–205, bibcode:1978A&AS...34..203L (PDF; 48 kB).
  7. ↑ T. Polakis: Photometric Observations of Seven Minor Planets. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 1, 2021, S. 23–25, bibcode:2021MPBu...48...23P (PDF; 607 kB).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ E. V. Dose: Lightcurves of Thirteen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 4, 2023, S. 284–290, bibcode:2023MPBu...50..284D (PDF; 1,86 MB).
  10. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Rotation Periods of 102 Miriam, 126 Velleda, 294 Felicia, 547 Praxedis, 716 Berkeley, 1166 Sakuntala, and 2535 Hameenlinna. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 4, 2023, S. 313–317, bibcode:2023MPBu...50..313P (PDF; 1,06 MB).
  11. ↑ G. Fornas, F. Huet, R. Barberá, Á. Fornas, V. Mas: Lightcurve Analysis for Twelve Main-Belt and One PHA Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 1, 2024, S. 33–38, bibcode:2024MPBu...51...33F (PDF; 1,15 MB).
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