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(495) Eulalia

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Spektralklasse
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Spektralklasse
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Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung Vorlage:Infobox Asteroid/GetDateVorlage:Infobox Astronomie/Entdeckungskategorie
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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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(495) Eulalia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 25. Oktober 1902 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren der Großmutter der Frau des Entdeckers.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (495) Eulalia, für die damals Werte von 38,9 km bzw. 0,06 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> 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 39,9 km bzw. 0,05.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 37,3 km bzw. 0,06 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> Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 33,9 oder 38,8 km bzw. 0,05 oder 0,04 angegeben<ref>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).</ref> und dann 2016 korrigiert zu 23,4 oder 32,0 km bzw. 0,10 oder 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.<ref>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).</ref>

Spektroskopische Beobachtungen mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi am 11. Juni 2007 zeigten bei (495) Eulalia ein Spektrum ohne besondere Merkmale.<ref>S. K. Fieber-Beyer, M. J. Gaffey, P. S. Hardersen, V. Reddy: Near-infrared spectroscopy of 3:1 Kirkwood Gap asteroids: Mineralogical diversity and plausible meteorite parent bodies. In: Icarus. Band 221, Nr. 2, 2012, S. 593–602, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.029.</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 10. bis 12. Mai 1983 und vom 21. bis 24. September 1984 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 29,2 ± 1,0 h abgeleitet.<ref>R. P. Binzel: A photoelectric survey of 130 asteroids. In: Icarus. Band 72, Nr. 1, 1987, S. 135–208, doi:10.1016/0019-1035(87)90125-4.</ref> Neue Beobachtungen vom 8. November bis 23. Dezember 2012 am Palmer Divide Observatory in Colorado erbrachten einen verbesserten Wert für die Rotationsperiode von 28,967 h,<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2012 September–2013 January. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 2, 2013, S. 71–80, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,25 MB).</ref> während weitere Messungen vom 8. bis 25. März 2014 am Center for Solar System Studies–Palmer Divide Station (CS3-PDS) wahrscheinlich aufgrund einer Lücke in der erfassten Lichtkurve zu einem geringfügig abweichenden Wert von 28,829 h ausgewertet wurden.<ref>B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 2,52 MB).</ref>

Um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells für den Asteroiden zu liefern, erfolgten weitere Beobachtungen vom 15. April bis 28. Juni 2015 während 12 Nächten im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen dem Blue Mountains Observatory und dem Darling Range Observatory in Australien. Dabei wurde eine Rotationsperiode von 28,996 h bestimmt.<ref>J. Oey, H. Williams, R. Groom: Lightcurve Analysis of Asteroids from BMO and DRO in 2015. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 200–204, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 3,59 MB).</ref>

Die Auswertung von archivierten Lichtkurven aus dem Zeitraum 1983 bis 2015 führte dann in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 28,96589 h. Numerische Simulationen der langfristigen Entwicklung zeigten eine dynamische Instabilität der Umlaufbahn von (495) Eulalia, sowohl bei einer rein gravitativen Betrachtung als auch umso mehr unter Berücksichtigung des Jarkowski-Effekts. Es wurde daher angenommen, dass der Asteroid innerhalb eines Zeitraums von 0,2–1 Mrd. Jahren in eine 3:1-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter eintritt.<ref>D. Vokrouhlický, J. Ďurech, P. Pravec, J. Oey, J. Vraštil, K. Hornoch, P. Kušnirák, R. Groom, B. D. Warner, W. F. Bottke: Rotation state of 495 Eulalia and its implication. In: Astronomy & Astrophysics. Band 585, A56, 2016, S. 1–10, doi:10.1051/0004-6361/201526953 (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 (495) Eulalia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 28,966 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>

Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 28,965 h berechnet.<ref>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).</ref>

Siehe auch

Weblinks

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Einzelnachweise

<references />

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