Quelltext der Seite (335) Roberta

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 335
| Name = (335) Roberta
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität =0.171825
| Große_Halbachse = 2.47533
| Bahnneigung = 5.10246
| Knoten = 148.41359
| Periwinkel = 139.79183
| Peridatum = 2024-06-01
| Periode = 1422.483
| Durchmesser = 97.1
| DurchmesserSigma = 0.9
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 12.054
| Albedo = 0.05
| Tholen = FP
| Smass = B
| Absolute_Helligkeit = 9.1
| Entdecker = [[Anton Staus]]
| Entdeckungsdatum = 1892-09-01
| anderer_Name = '''1892&nbsp;RB''', 1910&nbsp;EC, 1956&nbsp;EB<sub>1</sub>, 1973&nbsp;KE
}}

'''(335) Roberta''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 1. September 1892 vom deutschen Astronomen [[Anton Staus]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11&nbsp;mag entdeckt wurde. Staus war befreundet mit [[Max Wolf]] und wendete auch dessen neu eingeführte fotografische Methode zur Suche nach Asteroiden an. So fand er den zwölften Asteroiden, der auf diese Art entdeckt wurde, mit dem 6-Zoll-Teleskop von Wolfs privater Sternwarte in der Märzgasse in Heidelberg, aber es blieb seine einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren von [[Carl Robert Osten-Sacken]], der als Privatwissenschaftler in Heidelberg lebte. Er war [[Insektenkunde|Entomologe]] und seine Forschungsreisen führten ihn mehrfach in die USA. Von einer dieser Reisen brachte er einen 3-Zoll-[[Fernrohr|Refraktor]] mit, den er Staus schenkte. Der Asteroid wurde aus Anerkennung und Dankbarkeit für seine Freundschaft benannt.

== 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 (335) Roberta, für die damals Werte von 89,1&nbsp;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]] ([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 89,7&nbsp;km bzw. 0,06.<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> 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 führte 2012 zu exakt den gleichen Werten.<ref>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]] ([https://www.asu.cas.cz/~ppravec/pravecetal2012b.pdf PDF; 1,44 MB]).</ref> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 97,1&nbsp;km bzw. 0,05 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden sie 2014 auf 88,4&nbsp;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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 71,9 oder 83,1&nbsp;km bzw. 0,06 oder 0,05 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/117/pdf PDF; 1,07 MB]).</ref> und dann 2016 korrigiert zu 75,5&nbsp;km bzw. 0,06, 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/63/pdf PDF; 1,34 MB]).</ref>

Spektroskopische Beobachtungen mit der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) am 12./13. Mai 2008 sowie mit dem [[Subaru-Teleskop]] am 22. Juni 2008, beide am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi, zeigten im Spektrum des Asteroiden Merkmale einer Mischung von [[Magnetit]] und [[Kohliger Chondrit|kohligem Chondrit]]-Material, das eine signifikante wässrige Veränderung erfahren hat.<ref>B. Yang, D. Jewitt: ''Identification of Magnetite in B-Type Asteroids.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 140, Nr. 3, 2010, S. 1–12, [[doi:10.1088/0004-6256/140/3/692]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/140/3/692/pdf PDF; 608 kB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 30. Mai bis 24. Juli 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus den Beobachtungen während 12 Nächten wurde schnell klar, dass die [[Rotationsperiode]] bei einem ganzzahligen Bruchteil von 48 Stunden liegen muss. Eine Analyse der Daten ergab mögliche Werte von 6, 8, 12 oder 16 Stunden mit einer klaren Bevorzugung einer Periode von 12,035&nbsp;h.<ref>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]].</ref> Bei einer weiteren Beobachtungen vom 14. bis 20. Dezember 1982 am [[McDonald-Observatorium]] in Texas wurde aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] mit geringer Amplitude eine Rotationsperiode von 8,03&nbsp;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>

Die Daten neuer Messungen vom 19. bis 24. September 1993 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile schienen auch zu der 12-h-Periode zu passen,<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, {{bibcode|1995A&AS..113..115L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1995A&AS..113..115L/ADS_PDF PDF; 422 kB]).</ref> Messungen vom 27. Dezember 1994 bis 5. Februar 1995 mit der Automated Telescope Facility der [[University of Iowa]] konnten nicht weiter ausgewertet werden,<ref>J. C. Armstrong, B. L. Nellermoe, L. E. Reitzler: ''Measuring Rotation Periods of Asteroids Using Differential CCD Photometry.'' In: ''International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication.'' Band 63, 1996, S. 59–68, {{bibcode|1996IAPPP..63...59A}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1996IAPPP..63...59A/ADS_PDF PDF; 485 kB]).</ref> dagegen wurde aus den Beobachtungen während fünf Nächten vom 23. September bis 3. Oktober 1997 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien eine Rotationsperiode von 4,35&nbsp;h abgeleitet<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> und aus den archivierten Lichtkurven von 1981, 1982 und 1997 in einer Untersuchung von 2000 für (335) Roberta erstmals eine Lösung für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation berechnet. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells bestimmt.<ref>C. Blanco, M. Cigna, D. Riccioli: ''Pole and shape determinaton of asteroids. II.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 48, Nr. 10, 2000, S. 973–982, [[doi:10.1016/S0032-0633(00)00065-9]].</ref>

Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem halb- oder ganzzahligen Erdtag kann an einem Observatorium oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Teilabschnitt der Lichtkurve erfasst wird. Daher wurde in einer koordinierten Zusammenarbeit zwischen dem Palmer Divide Observatory/Space Science Institute in Colorado und dem Blauvac-Observatorium in Frankreich vom 3. bis 5. Februar 2007 Daten aufgezeichnet, um eine möglichst vollständige Lichtkurve zu erhalten. Dies gelang aber dann nur mit zusätzlicher Unterstützung am 6. und 12. Februar durch das Badlands Observatory in South Dakota und das Barfold Observatory in Victoria, Australien. Aus der kombinierten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 12,054&nbsp;h bestimmt.<ref>B. D. Warner, R. Roy, R. Dyvig, V. Reddy, B. Heathcote, R. Behrend: ''Lightcurve Analysis of 335 Roberta.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 4, 2007, S. 99, {{bibcode|2007MPBu...34...99W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...99W/ADS_PDF PDF; 382 kB] Anm.: In der kleinen Tabelle steht fälschlich März statt Februar).</ref> Eine Untersuchung von 2015 wertete die verfügbaren archivierten Daten früherer Beobachtungen dann noch einmal zu einer signifikant kürzeren Periode von 12,027&nbsp;h aus.<ref>A. Marciniak, F. Pilcher, D. Oszkiewicz, T. Santana-Ros, S. Urakawa, S. Fauvaud, P. Kankiewicz, Ł. Tychoniec, M. Fauvaud, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, I. Konstanciak, E. Kosturkiewicz, M. Murawiecka, J. Nadolny, K. Nishiyama, S. Okumura, M. Polińska, F. Richard, T. Sakamoto, K. Sobkowiak, G. Stachowski, P. Trela: ''Against the biases in spins and shapes of asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 118, 2015, S. 256–266, [[doi:10.1016/j.pss.2015.06.002]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1711.02429 PDF; 2,60 MB]).</ref> In einer Zusammenarbeit zwischen dem Organ Mesa Observatory in New Mexico und dem Lenomiya Observatory in Arizona konnte vom 16. Januar bis 27. März 2015 während sechs Nächten erneut eine vollständige Lichtkurve erfasst werden, die zu einer Rotationsperiode von 12,028&nbsp;h ausgewertet wurde.<ref>F. Pilcher, L. Martinez: ''Rotation Period Determination for 318 Magdalena and 335 Roberta.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 4, 2015, S. 239, {{bibcode|2015MPBu...42..239P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2015MPBu...42..239P/ADS_PDF PDF; 344 kB]).</ref>

Eine Untersuchung von 2019 berechnete aus den archivierten Daten der Jahre 1981–2017 in Verbindung mit weiteren Beobachtungsdaten des Projekts [[SuperWASP]] von 2006/2007 sowie verschiedener Observatorien vom September 2013 bis November 2017 ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 12,02713&nbsp;h. Aus thermophysikalischen Modellen wurde ein mittlerer Durchmesser von 98 ± 11&nbsp;km und eine Albedo von 0,05 abgeleitet.<ref>A. Marciniak, V. Alí-Lagoa, T. G. Müller, R. Szakáts, L. Molnár, A. Pál, E. Podlewska-Gaca, N. Parley, P. Antonini, E. Barbotin, R. Behrend, L. Bernasconi, M. Butkiewicz-Bąk, R. Crippa, R. Duffard, R. Ditteon, M. Feuerbach, S. Fauvaud, J. Garlitz, S. Geier, R. Goncalves, J. Grice, I. Grześkowiak, R. Hirsch, J. Horbowicz, K. Kamiński, M. K. Kamińska, D.-H. Kim, M.-J. Kim, I. Konstanciak, V. Kudak, P. Kulczak, J. L. Maestre, F. Manzini, S. Marks, F. Monteiro, W. Ogłoza, D. Oszkiewicz, F. Pilcher, V. Perig, T. Polakis, M. Polińska, R. Roy, J. J. Sanabria, T. Santana-Ros, B. Skiff, J. Skrzypek, K. Sobkowiak, E. Sonbas, O. Thizy, P. Trela, S. Urakawa, M. Żejmo, K. Żukowski: ''Thermal properties of slowly rotating asteroids: results from a targeted survey.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 625, A139, 2019, S. 1–40, [[doi:10.1051/0004-6361/201935129]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/05/aa35129-19.pdf PDF; 4,43 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
* {{IAU MPC|335}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=335}}
* {{AstDyS|ID=335}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=335 (335) Roberta] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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