(250) Bettina

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	Geschichte
Entdecker	Johann Palisa
Datum der Entdeckung	Vorlage:Infobox Asteroid/GetDateVorlage:Infobox Astronomie/Entdeckungskategorie
	Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

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(250) Bettina ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 3. September 1885 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien bei einer Helligkeit von 11,2 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach der Baronin Bettina Caroline de Rothschild (1858–1892) aus einer österreichischen Plutokratenfamilie. In der astronomischen Monatsschrift The Observatory wurde im Februar 1885 folgende Nachricht veröffentlicht: „{{#invoke:Vorlage:lang|flat}} (Herr Palisa möchte Geld für seine geplante Expedition zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis im August 1886 sammeln und wird das Recht zur Benennung des Kleinplaneten Nr. 244 für 50 Pfund verkaufen.)“<ref>Notes. In: The Observatory. Band 8, 1885, S. 55–63, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 377 kB). Anmerkung: Der ausgelobte Betrag entspricht einer Kaufkraft von ca. ₤ 6500 im Jahr 2019 (Quelle: Statista).</ref> Palisa, der bereits viele Asteroiden entdeckt und Schwierigkeiten bei ihrer Namensgebung hatte, schien auf die glänzende Idee gekommen zu sein, seine Schwierigkeiten in eine Einnahmequelle für einen guten Zweck zu verwandeln. Das Angebot wurde nicht sofort angenommen, bis Palisa zwei weitere Asteroiden (Nr. 248 und 250) entdeckt hatte. Für zwei davon fand er Namen, der letztgenannte blieb jedoch für einen Mäzen frei. Eine Anmerkung in The Observatory vom März 1886 informierte: „{{#invoke:Vorlage:lang|flat}} (Der Kleinplanet Nr. 250 wurde von Baron Albert von Rothschild ‚Bettina‘ benannt.)“<ref>Notes. In: The Observatory. Band 9, 1886, S. 134–142, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 438 kB).</ref>

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (250) Bettina, für die damals Werte von 79,8 km bzw. 0,26 erhalten wurden.<ref>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).</ref> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 19. September 2008 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 107 ± 15 km abgeleitet werden.<ref>J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).</ref> 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 121,3 km bzw. 0,11.<ref>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).</ref> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 59,7 km bzw. 0,46 geändert worden waren,<ref>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).</ref> wurden sie 2014 auf 121,0 km bzw. 0,11 korrigiert.<ref>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).</ref>

Datei:000250-asteroid shape model (250) Bettina.png

Berechnetes 3D-Modell von (250) Bettina

Am 10. Dezember 2020 wurde (250) Bettina spektrophotometrisch am Observatorium des Sternberg-Instituts für Astronomie auf dem Pik Terskol in Russland untersucht, als sie sich in der Nähe ihres Perihels befand. Die gemessenen Reflexionsspektren passten nur eingeschränkt zum Spektraltyp Xk. Es wurden Anzeichen für Eissublimation und die Bildung einer staubigen Exosphäre gefunden.<ref>V. V. Busarev, A. A. Savelova, M. P. Shcherbina, S. I. Barabanov: Spectral Signs of Simultaneous Sublimation Activity and the Appearance of a Dust Exosphere on Eight Asteroids of the Main Belt Near Perihelion. In: Solar System Research. Band 56, 2022, S. 84–99, doi:10.1134/S0038094622020022.</ref>

Bei einem Projekt zur Untersuchung, ob Asteroiden der Spektralklasse M generell kurze Rotationsperioden besitzen, wurde auch (250) Bettina am 10. September 1980 am La-Silla-Observatorium photometrisch beobachtet. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Periode von 5,1 h bestimmt.<ref>C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: The spin periods of M asteroids. In: The Moon and the Planets. Band 24, 1981, S. 437–440, doi:10.1007/BF00896909 (PDF; 230 kB).</ref> Weitere photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten am 26. März und 16. April 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien, die in Verbindung mit den Daten aus 1980 zu einer Rotationsperiode von 5,105 h ausgewertet wurden.<ref>M. Di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8.</ref>

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (250) Bettina. Bei Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona konnten vom 29. Januar bis 24. Mai 1983, am 8. April und 7. Juni 1984 sowie am 16. April 1989 neue Lichtkurven registriert werden, bei deren Auswertung ein vorläufiger Wert für die Rotationsperiode von 5,054 h abgeleitet wurde. Dieser Wert war signifikant um drei Minuten kürzer als der in Turin ermittelte, was auf eine fehlerhafte Auswertung dort zurückgeführt wurde.<ref>S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.</ref> In einer finalen Auswertung von 1991 wurde dann aus den archivierten Daten von 1980 bis 1989 eine Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und Werte für die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet. Für die Rotationsperiode wurde ein verbesserter Wert von 5,0549 h bestimmt.<ref>J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9.</ref>

Datei:Light curve of (250) Bettina.svg

Exemplarische Lichtkurve von (250) Bettina vom 10. September 1980

Ebenfalls aus den gleichen Daten bestimmte auch eine Untersuchung von 1992 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 5,0549 h sowie die Achsenverhältnisse für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell des Asteroiden.<ref>T. Michałowski: Spin Vectors of Asteroids 21 Lutetia, 196 Philomela, 250 Bettina, 337 Devosa and 804 Hispania. In: Asteroids, Comets, Meteors 1991. Lunar and Planetary Institute, Houston TX 1992, S. 417–419, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 147 kB).</ref>

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven ab 1980 Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (immer retrograd), der Rotationsperiode (zwischen 5,0544 und 5,0549 h) und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten.<ref>A. Erikson, P. Magnusson: Pole Determinations of Asteroids. In: Icarus. Band 103, Nr. 1, 1993, S. 62–66, doi:10.1006/icar.1993.1058.</ref><ref>T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).</ref><ref>G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.</ref> Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 17. Februar 1988 am Osservatorio Astronomico di Torino,<ref>E. Dotto, M. A. Barucci, M. Fulchignoni, M. Di Martino, A. Rotundi, R. Burchi, A. Di Paolantonio: M-type asteroids: Rotational properties of 16 objects. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 95, Nr. 2, 1992, S. 195–211, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 349 kB).</ref> vom 3. Februar bis 8. April 1994 am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma,<ref>C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, H. Debehogne, L. Festin, P. Magnusson, S. Mottola, T. Oja, G. de Angelis, I. N. Belskaya, M. Dahlgren, M. Gonano-Beurer, J. Lagerros, K. Lumme, S. Pohjolainen: Physical studies of asteroids. XXIX. Photometry and analysis of 27 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 113, 1995, S. 115–129, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 422 kB).</ref> vom 26. September bis 3. Oktober 1997 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien (abgeleitete Periode 5,065 h)<ref>D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: Rotational periods of asteroids II. In: Planetary and Space Science. Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9.</ref> sowie vom 11. April bis 7. Juni 2000 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis (abgeleitete Periode 5,054 h).<ref>V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system. In: Planetary and Space Science. Band 123, 2016, S. 101–116, doi:10.1016/j.pss.2015.11.007.</ref>

Mit den von 1980 bis 1994 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse, eine prograde und eine retrograde, jeweils nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen, und eine Periode von 5,05442 h bestimmt.<ref>J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. In: Icarus. Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 (PDF; 303 kB).</ref> Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom September 2008 (siehe oben) gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde nun eine eindeutige und verbesserte prograde Position nahe zur Ekliptik und eine Periode von 5,05441 h bestimmt, während für die Größe ein volumenäquivalenter Durchmesser von 109 ± 5 km abgeleitet wurde.<ref>M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).</ref> Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 5,05441 h bestimmt.<ref>J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).</ref>

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 (250) Bettina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen, eine mit prograder und eine mit retrograder Rotation, sowie eine Periode von 5,05441 h berechnet wurde.<ref>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).</ref> 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 5,0542 h bestimmt werden.<ref>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).</ref>

Bettina-Familie

(250) Bettina ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 3,11–3,17 AE, eine Exzentrizität von 0,13–0,15 und eine Bahnneigung von 12,3°–13,2°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen C und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,08. Die Bettina-Familie umfasste im Jahr 2019 etwa 213 bekannte Mitglieder.<ref>T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).</ref>

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

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(250) Bettina beim IAU Minor Planet Center (englisch)
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(250) Bettina in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise