(441) Bathilde

Asteroid
(441) Bathilde
Berechnetes 3D-Modell von (441) Bathilde
Berechnetes 3D-Modell von (441) Bathilde
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Eigenschaften des Orbits Animation
Oskulation für Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,806 AE
Exzentrizität 0,083
Perihel – Aphel 2,574 AE – 3,037 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,2°
Länge des aufsteigenden Knotens 253,5°
Argument der Periapsis 202,8°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 25. Februar 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 256 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,75 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 65,1 km ± 1,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,20
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 10 h 27 min
Absolute Helligkeit 8,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen)		 M
Spektralklasse
(nach SMASSII)		 Xk
Geschichte
Entdecker Auguste Charlois
Datum der Entdeckung 8. Dezember 1898
Vorläufige Bezeichnung 1898 XA
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.

(441) Bathilde ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 8. Dezember 1898 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Es ist jedoch denkbar, dass Bathilde, die Frau des Merowingerkönigs Chlodwig II., geehrt werden sollte, die aufgrund ihres Glaubens im 7. Jahrhundert im Merowingerreich die Sklaverei abschaffte.

(441) Bathilde bewegt sich sehr dicht innerhalb einer durch die 5:2-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter verursachten Kirkwoodlücke. Simulationen zeigten, dass die Umlaufbahn dabei dennoch stabil bleibt, denn die Große Halbachse, die Exzentrizität und die Bahnneigung verändern sich über einen Zeitraum von 100.000 Jahren nur geringfügig und der Asteroid überschreitet die Lücke dabei nicht.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona vom März 1975 wurden für (441) Bathilde erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 66 km und 0,15 bestimmt. Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (441) Bathilde, für die damals Werte von 70,3 km bzw. 0,14 erhalten wurden. 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 70,8 km bzw. 0,14. Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 65,1 km bzw. 0,16 geändert worden waren, wurden sie 2014 auf 65,5 km bzw. 0,20 korrigiert.

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 3. bis 5. Dezember 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 10,35 h abgeleitet. Bei weiteren Beobachtungen am 6. und 8. September 1991 an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des Felix-Aguilar-Observatoriums (OAFA) in Argentinien konnte keine Rotationsperiode abgeleitet werden, aber die Daten passten zu dem früheren Wert. Beobachtungen am Oakley Southern Sky Observatory in Australien im Februar/März 2008 führten zu keinen verwertbaren Ergebnissen.

Aus archivierten Daten des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey sowie weiteren Beobachtungen aus dem Zeitraum 2003 bis 2011 wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,44313 h berechnet.

Aus photometrischen Daten der Jahre 1978 bis 2018 in Verbindung mit Daten von Gaia und der Beobachtung einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 11. Januar 2003 wurde dann in einer Untersuchung von 2020 mit dem Algorithmus Shaping Asteroids with Genetic Evolution (SAGE) ein verbessertes Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,44313 h erstellt. Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle ergab einen Wert für den äquivalenten Durchmesser von 72 ± 2 km.

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 (441) Bathilde, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 10,4432 h berechnet wurde.

Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten dann noch einmal zwischen dem 8. und 25. Januar 2022 durch eine Gruppe von spanischen Amateurastronomen an verschiedenen Observatorien. Sie konnten eine Rotationsperiode von 10,446 h bestimmen.

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 10,4432 h bestimmt werden. 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 10,4425 h berechnet.

Siehe auch

Commons: (441) Bathilde – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, M. Lindgren, M. Dahlgren: Orbital evolution studies of asteroids near the 5:2 mean motion resonance with Jupiter. In: Astronomy & Astrophysics. Band 246, 1991, S. 603–618, bibcode:1991A&A...246..603H (PDF; 2,11 MB).
  2. ↑ D. Morrison, C. R. Chapman: Radiometric diameters for an additional 22 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 204, 1976, S. 934–939, doi:10.1086/154242 (PDF; 636 kB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  9. ↑ R. Gil-Hutton: Photoelectric Photometry of Asteroids 58 Concordia, 122 Gerda, 326 Tamara, and 441 Bathilde. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Band 25, 1993, S. 75–77, bibcode:1993RMxAA..25...75G (PDF; 86 kB).
  10. ↑ R. L. Oliver, H. Shipley, R. Ditteon: Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Southern Sky Observatory: 2008 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 149–150, bibcode:2008MPBu...35..149O (PDF; 133 kB).
  11. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
  12. ↑ E. Podlewska-Gaca, A. Marciniak, V. Alí-Lagoa, P. Bartczak, T. G. Müller, R. Szakáts, R. Duffard, L. Molnár, A. Pál, M. Butkiewicz-Bąk, G. Dudziński, K. Dziadura, P. Antonini, V. Asenjo, M. Audejean, Z. Benkhaldoun, R. Behrend, L. Bernasconi, J. M. Bosch, A. Chapman, B. Dintinjana, A. Farkas, M. Ferrais, S. Geier, J. Grice, R. Hirsh, H. Jacquinot, E. Jehin, A. Jones, D. Molina, N. Morales, N. Parley, R. Poncy, R. Roy, T. Santana-Ros, B. Seli, K. Sobkowiak, E. Verebélyi, K. Żukowski: Physical parameters of selected Gaia mass asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 638, A11, 2020, S. 1–23, doi:10.1051/0004-6361/201936380 (PDF; 1,07 MB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: Periods Determinations for Seventeen Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, bibcode:2022MPBu...49..229F (PDF; 401 kB).
  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).