Quelltext der Seite (26) Proserpina

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 26
| Name = (26) Proserpina
| Bild = A713.M1189.shape.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (26) Proserpina
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.088517
| Große_Halbachse = 2.65640
| Bahnneigung = 3.55458
| Knoten = 45.70471
| Periwinkel = 195.72867
| Peridatum = 2026-09-25
| Periode = 1581.391
| Durchmesser = 94.8
| DurchmesserSigma = 1.7
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 13.11
| Albedo = 0.20
| Tholen = S
| Smass = S
| Absolute_Helligkeit = 7.5
| Entdecker = [[Karl Theodor Robert Luther|K. T. R. Luther]]
| Entdeckungsdatum = 1853-05-05
| anderer_Name = '''1853&nbsp;JA''', 1935&nbsp;KK, 1954&nbsp;WD<sub>1</sub>
}}

'''(26) Proserpina''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 5. Mai 1853 vom deutschen Astronomen [[Karl Theodor Robert Luther]] an der [[Sternwarte Düsseldorf]] entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Proserpina]], der Tochter von [[Ceres (Mythologie)|Ceres]] und [[Jupiter (Mythologie)|Jupiter]], die von [[Pluton|Pluto]] entführt wurde, um Königin der [[Unterwelt]] zu werden. Ihre Mutter konnte nach langer Suche selbst mit Hilfe Jupiters nicht erreichen, dass ihre Tochter in die oberen Regionen zurückkehrte, da sie in den [[Elysion|elysischen Gefilden]] Nahrung zu sich genommen hatte – einen [[Granatapfel]]. Es wurde ein Kompromiss geschlossen, wonach sie die Hälfte des Jahres in der oberen Welt verbrachte. Proserpina war für den Tod der Menschheit verantwortlich. Siehe auch bei [[(399) Persephone]], dem griechischen Namen für Proserpina. Die Benennung erfolgte durch „Sr. Excellenz den wirklichen Geheimen Rath“ [[Alexander von Humboldt]]. Als Symbol für den Asteroiden wurde „das Zeichen eines Granatapfels mit einem Stern im Innern“ [[Datei:Proserpina symbol (fixed width).svg|20x20px|Astronomisches Symbol von Proserpina]] gewählt.<ref>R. Luther: ''Beobachtungen des neuesten Planeten auf der Bilker Sternwarte.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Bd. 36, Nr. 862, 1853, Sp. 349–350 ([https://www.digitale-sammlungen.de/view/bsb10049461?page=191 online]).</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (26) Proserpina, für die damals Werte von 94,8&nbsp;km bzw. 0,20 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf PDF; 398 kB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 87,1&nbsp;km bzw. 0,23.<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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf PDF; 73,0 MB]).</ref> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 84,2&nbsp;km bzw. 0,27 korrigiert 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden sie 2014 auf 83,0&nbsp;km bzw. 0,26 geändert.<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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen von (26) Proserpina fanden erstmals am 11. Februar und 4. März 1965 an der [[Sternwarte am purpurnen Berg]] in China statt. Aus den erfassten [[Lichtkurve]]n konnten zunächst zwei mögliche Werte für die [[Rotationsperiode]] abgeleitet werden, nämlich 10,60 oder 13,11&nbsp;h.<ref>Y. Chang, X. Zhou, X. Yang, Y. Zhang, X. Li, Z. Wu: ''Lightcurves of variable asteroids. IV.'' In: ''Acta Astronomica Sinica.'' Band 22, 1981, S. 169–173, {{bibcode|1981AcASn..22..169C}}.</ref> Auch bei einer Beobachtung am 30. und 31. Januar 1978 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien wurden drei mögliche Perioden von 26,26, 13,13 oder 8,75&nbsp;h erhalten. Eine längere, über einen Zeitraum von etwa 7&nbsp;½ Stunden aufgezeichnete Lichtkurve gab jedoch sichere Hinweise darauf, dass der korrekte Wert 13,13&nbsp;h lautete.<ref>F. Scaltriti, V. Zappalà: ''Photoelectric Photometry and Rotation Periods of the Asteroids 26 Proserpina, 194 Prokne, 287 Nephthys, and 554 Peraga.'' In: ''Icarus.'' Band 39, Nr. 1, 1979, S. 124–130, [[doi:10.1016/0019-1035(79)90105-2]].</ref> Dagegen führte eine Messung vom 21. bis 23. Februar 1995 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 6,668&nbsp;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>

[[Datei:000026-asteroid shape model (26) Proserpina.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (26) Proserpina]]
Eine Beobachtung am 9. und 10. November 2006 am Oakley Observatory des [[Rose-Hulman Institute of Technology]] in Indiana lieferte schließlich einen eindeutigen Wert von 13,06&nbsp;h, während die kürzeren Perioden ausgeschlossen werden konnten.<ref>R. Ditteon, S. Hawkins: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – November 2006.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 59–64, {{bibcode|2007MPBu...34...59D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...59D/ADS_PDF PDF; 682 kB]).</ref> Auch bei einer neuen Messung vom 8. November bis 7. Dezember 2007 am Evelyn L. Egan Observatory der [[Florida Gulf Coast University]] konnte eine sehr detaillierte Lichtkurve aufgezeichnet werden, auch diese lieferte eine Rotationsperiode von 13,106&nbsp;h.<ref>M. Fauerbach, S. A. Marks, M. P. Lucas: ''Lightcurve Analysis of Ten Main-belt Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 44–46, {{bibcode|2008MPBu...35...44F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35...44F/ADS_PDF PDF; 589 kB]).</ref>

Am Organ Mesa Observatory in New Mexico erfolgte eine photometrische Beobachtung vom 24. Dezember 2007 bis 22. Februar 2008 mit der Absicht, eine eindeutige und korrekte Rotationsperiode für den Asteroiden zu erhalten. Hier wurde ebenfalls ein Wert von 13,110&nbsp;h bestimmt, während andere Periodizitäten im Bereich 6 bis 30 Stunden ausgeschlossen wurden. Nach Bekanntwerden der Beobachtungsdaten des Evelyn L. Egan Observatory konnten beide Datensätze kombiniert werden, was zur gleichen Periode führte.<ref>F. Pilcher: ''Period Determinations for 26 Proserpina, 34 Circe, 74 Galatea, 143 Adria, 272 Antonia, 419 Aurelia, and 557 Violetta.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 3, 2008, S. 135–138, {{bibcode|2008MPBu...35..135P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35..135P/ADS_PDF PDF; 932 kB]).</ref> Vom 10. März bis 30. April 2013 wurden am Organ Mesa Observatory erneut Messungen durchgeführt, um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells des Asteroiden mit der Methode der konvexen Inversion zu liefern. Hierbei wurde auch wieder eine Rotationsperiode von 13,109&nbsp;h abgeleitet.<ref>F. Pilcher: ''Rotation Period Determination for 26 Proserpina, 31 Euphrosyne, and 681 Gorgo.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 4, 2013, S. 189, {{bibcode|2013MPBu...40..189P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2013MPBu...40..189P/ADS_PDF PDF; 138 kB]).</ref>

Bereits vom 28. Dezember 2011 bis 19. Februar 2012 waren Beobachtungen von (26) Proserpina während drei Nächten an der Außenstelle [[Sternwarte am purpurnen Berg#Xuyi|Xuyi]] der Sternwarte am purpurnen Berg durchgeführt worden, aus denen eine Rotationsperiode von 13,107&nbsp;h abgeleitet wurde. Mit diesen Messungen in Verbindung mit den archivierten Daten aus den Jahren 1965 bis 2013 wurde dann in einer Untersuchung von 2016 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden berechnet, außerdem wurden zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer [[Rechtläufig und rückläufig|retrograden]] Rotation und eine Periode von 13,10978&nbsp;h bestimmt.<ref>B. Li, H. Zhao, X. Wang: ''Photometric Observation and Modeling Study of the Asteroid (26) Proserpina.'' In: ''Chinese Astronomy and Astrophysics.'' Band 40, Nr. 3, 2016, S. 373–385, [[doi:10.1016/j.chinastron.2016.07.006]].</ref> Die Auswertung von 54 vorliegenden Lichtkurven führte in einer weiteren Untersuchung von 2016 ebenfalls zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit einer eindeutigen Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,10977&nbsp;h.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/02/aa27441-15.pdf PDF; 493 kB]).</ref> Eine weitere Untersuchung von 2020 verwendete neben den archivierten Lichtkurven auch Daten der Lowell Photometric Database und von [[Gaia DR2]] und berechnete daraus ein dreidimensionales Gestaltmodell, eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 13,10977&nbsp;h.<ref>K. Muinonen, J. Torppa, X. Wang, A. Cellino, A. Penttilä: ''Asteroid lightcurve inversion with Bayesian inference.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 642, A138, 2020, S. 1–19, [[doi:10.1051/0004-6361/202038036]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2020/10/aa38036-20.pdf PDF; 5,96 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 13,105&nbsp;h berechnet 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]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von [[Gaia DR3]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,1092&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/07/aa45889-23.pdf PDF; 32,9 MB]).</ref>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (26) Proserpina aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 0,748·10<sup>18</sup>&nbsp;kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 90&nbsp;km zu einer Dichte von 1,98&nbsp;g/cm³ führte bei einer [[Porosität]] von 40 %. Diese Werte wurden aber als äußerst unsicher eingestuft.<ref>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: [https://arxiv.org/pdf/1203.4336 PDF; 5,41 MB]).</ref>

== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|26 Proserpina|(26) Proserpina}}
* {{IAU MPC|26}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=26}}
* {{AstDyS|ID=26}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=(26) (26) Proserpina] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

== Einzelnachweise ==
<references />
{{SORTIERUNG:Proserpina}}