(776) Berbericia

Asteroid
(776) Berbericia
Berechnetes 3D-Modell von (776) Berbericia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,930 AE
Exzentrizität 0,165
Perihel – Aphel 2,446 AE – 3,414 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 18,247°
Länge des aufsteigenden Knotens 79,6°
Argument der Periapsis 306,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 1. Mai 2028
Siderische Umlaufperiode 5 a 6 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,28 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 151,7 km ± 0,9 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 40 min
Absolute Helligkeit 7,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Cgh
Geschichte
Entdecker Adam Massinger
Datum der Entdeckung 24. Januar 1914
Andere Bezeichnung 1910 GA, 1911 MA, 1914 BE, 1977 PN2, 1999 BO16
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.

(776) Berbericia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 24. Januar 1914 vom deutschen Astronomen Adam Massinger an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,5 mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er bereits am 14. April 1910 in Taunton (Massachusetts) und am 19. Juni 1911 am Krim-Observatorium in Simejis fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren des deutschen Astronomen Adolf Berberich (1861–1920). Die Benennung erfolgte durch Max Wolf, der 1920 schrieb: „Dem Planeten 776 [1914 TY] möchte ich den Namen Berbericia, dem Planeten 914 [1919 FN] den Namen Palisana beilegen, um so für die beiden Astronomen Adolf Berberich und Johann Palisa, denen die Erforschung der Planetoiden in den letzten Dezennien wohl am meisten verdankte, eine Erinnerung zu stiften.“[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (776) Berbericia, für die damals Werte von 151,2 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[2] 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 151,1 km bzw. 0,07.[3] 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 150,5 km bzw. 0,07.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 151,7 km bzw. 0,06 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 135,1 km bzw. 0,05 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 159,5 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 5. bis 7. September 1977 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus den in jeder Nacht jeweils über neun Stunden aufgezeichneten Lichtkurven wurde eine Rotationsperiode von 23,0 h abgeleitet. Obwohl auch eine Periode von zwei Drittel dieses Wertes, also 15,3 h, als möglich erschien, wurde dennoch die längere Periode als wahrscheinlicher angenommen, Werte kürzer als 11,5 h wurden von vornherein ausgeschlossen.[8] Dagegen konnte bei Beobachtungen vom 30. Mai bis 8. Juli 1981 während 12 Nächten am Lowell-Observatorium in Arizona die aufgezeichnete Lichtkurve gerade zu einer solchen kürzeren Periode von 7,6675 h eindeutig ausgewertet werden.[9]

Auch bei neuen Messungen vom 9. bis 15. September 1982 wieder am La-Silla-Observatorium konnte neben einer möglichen Rotationsperiode von 15,345 h auch eine kürzere Rotationsperiode von 7,672 h als am ehesten plausibel abgeleitet werden.[10] Auch eine Beobachtung am 6. Januar 1984 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien schien die Uneindeutigkeit zugunsten dieser Periode zu lösen,[11] während Messungen am 21. September und 1. Oktober 1992 am La-Silla-Observatorium nicht weiter ausgewertet werden konnten.[12]

In der Ukraine wurde in einer Untersuchung von 2002 mit archivierten Daten aus dem Zeitraum September 1977 bis März 1995 für (776) Berbericia eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,6669 h bestimmt. Es wurden außerdem die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden hergeleitet.[13] Eine weitere Beobachtung vom 24. bis 26. November 2003 am Carbuncle Hill Observatory in Rhode Island führte ebenfalls zu einer Rotationsperiode von 7,67 h.[14]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und weiteren Beobachtungsergebnissen aus dem Zeitraum von 2003 bis 2006 konnte dann in einer Untersuchung von 2007 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,66701 h berechnet werden. Das Modell war asymmetrisch mit scharfen Kanten.[15]

Aus den archivierten Lichtkurven und neuen photometrischen Beobachtungen vom 27. März und 1. April 2005 am Jakokoski Observatory in Finnland wurden in einer Untersuchung von 2008 dreidimensionale Gestaltmodelle des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,66701 h berechnet.[16] Aus neuen photometrischen Beobachtungen vom 29. und 30. März 2010 an der Goat Mountain Astronomical Research Station (GMARS) und am Santana Observatory in Kalifornien wurde wieder eine Rotationsperiode von 7,67 h abgeleitet.[17]

Im Jahr 2016 führte die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database und von Beobachtungen aus dem Zeitraum 2003 bis 2015 wieder zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,66701 h.[18] 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 7,6669 h berechnet.[19]

Abschätzungen von Masse und Dichte ergaben in einer Untersuchung von 2012 für (776) Berbericia eine Masse von etwa 2,20·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 152 km eine Dichte von 1,18 g/cm³ bei einer Porosität von 47 %. Diese Werte besitzen aber eine äußerst hohe Unsicherheit von über 100 %.[20]

Siehe auch

Commons: (776) Berbericia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ M. Wolf: Mitteilungen über Kleine Planeten. Benennung von Kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 211, Nr. 5043, 1920, Sp. 43–44, doi:10.1002/asna.19202110303 (PDF; 196 kB).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ H. J. Schober: 387 Aquitania and 776 Berbericia: two slow spinning asteroids with rotation periods of nearly one day? In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 38, 1979, S. 91–99, bibcode:1979A&AS...38...91S (PDF; 149 kB).
  9. ↑ 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.
  10. ↑ H. Debehogne, G. De Sanctis, V. Zappalà: Photoelectric photometry of asteroids 45, 120, 776, 804, 814, and 1982DV. In: Icarus. Band 55, Nr. 2, 1983, S. 236–244, doi:10.1016/0019-1035(83)90078-7.
  11. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2.
  12. ↑ M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  13. ↑ N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: Rotation parameters and shapes of 15 asteroids. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, bibcode:2002KFNT...18..508T (PDF; 810 kB, russisch).
  14. ↑ D. P. Pray: Lightcurve analysis of asteroids 110, 196, 776, 804, and 1825. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 2, 2004, S. 34–36, bibcode:2004MPBu...31...34P (PDF; 308 kB).
  15. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, A. Marciniak, W. H. Allen, R. Behrend, C. Bembrick, T. Bennett, L. Bernasconi, J. Berthier, G. Bolt, S. Boroumand, L. Crespo da Silva, R. Crippa, M. Crow, R. Durkee, R. Dymock, M. Fagas, M. Fauerbach, S. Fauvaud, M. Frey, R. Gonçalves, R. Hirsch, D. Jardine, K. Kamiński, R. Koff, T. Kwiatkowski, A. López, F. Manzini, T. Michałowski, R. Pacheco, M. Pan, F. Pilcher, R. Poncy, D. Pray, W. Pych, R. Roy, G. Santacana, S. Slivan, S. Sposetti, R. Stephens, B. Warner, M. Wolf: Physical models of ten asteroids from an observers’ collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 465, Nr. 1, 2007, S. 331–337, doi:10.1051/0004-6361:20066347 (PDF; 618 kB).
  16. ↑ J. Torppa, V.-P. Hentunen, P. Pääkkönen, P. Kehusmaa, K. Muinonen: Asteroid shape and spin statistics from convex models. In: Icarus. Band 198, Nr. 1, 2008, S. 91–107, doi:10.1016/j.icarus.2008.07.014 (PDF; 1,72 MB).
  17. ↑ R. D. Stephens: Lightcurve Analysis of 581 Tauntonia, 776 Berbericia, and 968 Petunia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 3, 2010, S. 122–123, bibcode:2010MPBu...37..122S (PDF; 467 kB).
  18. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  19. ↑ 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).
  20. ↑ 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).
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