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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 290
| Name = (290) Bruna
| Bild = 290Bruna (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (290) Bruna
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.258366
| Große_Halbachse = 2.33663
| Bahnneigung = 22.33577
| Knoten = 10.30896
| Periwinkel = 105.37581
| Peridatum = 2025-08-06
| Periode = 1304.616
| Durchmesser = 9.8
| DurchmesserSigma = 0.1
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 13.807
| Albedo = 0.31
| Tholen =
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 12.1
| Entdecker = [[Johann Palisa]]
| Entdeckungsdatum = 1890-03-20
| anderer_Name = '''1890 FA'''
}}

'''(290) Bruna''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 20. März 1890 vom österreichischen Astronomen [[Johann Palisa]] an der [[Universitätssternwarte Wien]] entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach der tschechischen Stadt [[Brünn]]. Die Benennung erfolgte durch Hofrat August Biela († 1893) nach seiner Heimatstadt. 1993 wurde mit [[(2889) Brno]] ein weiterer Asteroid nach Brünn benannt.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (290) Bruna zur [[(25) Phocaea#Phocaea-Familie|Phocaea-Familie]] gezählt.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 für (290) Bruna zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die [[Albedo]] im sichtbaren Bereich von 10,4 km bzw. 0,42.<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 11,9 km bzw. 0,31 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 9,8 km bzw. 0,46 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 9,8 km bzw. 0,34 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 9,5 km bzw. 0,20, 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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 13. März bis 24. April 2008 am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Aus der während neun Nächten aufgezeichneten [[Lichtkurve]] konnte eine [[Rotationsperiode]] von 13,807 h bestimmt werden.<ref>F. Pilcher: ''Period Determinations for 33 Polyhymnia, 38 Leda, 50 Virginia, 189 Phthia, and 290 Bruna.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 1, 2009, S. 25–27, {{bibcode|2009MPBu...36...25P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...25P/ADS_PDF PDF; 717 kB]).</ref>

Aus den archivierten photometrischen Daten des [[United States Naval Observatory]] (USNO) und der [[Catalina Sky Survey]] in Arizona wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und einer Periode von 13,8055 h berechnet.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/03/aa20701-12.pdf PDF; 400 kB]).</ref>

Eine [[Durchmusterung]] im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am [[Palomar-Observatorium]] in Kalifornien ab 2009 bestätigte in einer Untersuchung von 2015 die Bestimmung der Rotationsperiode von (290) Bruna mit einem Wert von etwa 13,80 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 9,8 ± 0,1 km abgeleitet.<ref>A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: ''Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, [[doi:10.1088/0004-6256/150/3/75]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/150/3/75/pdf PDF; 4,63 MB]).</ref>

Mit dem [[Weltraumteleskop]] [[Transiting Exoplanet Survey Satellite]] (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (290) Bruna wurde aus Messungen etwa vom 26. April bis 20. Mai 2019 eine Rotationsperiode von 13,8024 h erhalten.<ref>A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: ''Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey.'' In: ''The Astrophysical Journal Supplement Series.'' Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, [[doi:10.3847/1538-4365/ab64f0]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f0/pdf PDF; 1,06 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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] angewendet werden, darunter auch (290) Bruna, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,8054 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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa40759-21.pdf 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 13,805 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]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref>

Eine photometrische Analyse von Asteroiden der Phocaea-Familie von 2025 konnte für (290) Bruna eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 13,80556 h berechnen. Aus Annahmen zur akkumulierten Wirkung des [[Jarkowski-Effekt]]s auf den Asteroiden seit der Entstehung der Phocaea-Familie wurde auf eine [[Schüttdichte|Dichte]] von 2,19 g/cm³ geschlossen. Im Vergleich zur mittleren Dichte von H-[[Chondrit]]en ergibt sich damit eine hohe [[Porosität]] des Asteroidenkörpers von etwa 41 %, was auf eine Trümmerhaufen (''[[rubble pile]]'')-Struktur hinweist.<ref>X. Xu, X. Wang, K. Muinonen, Sh. Gu, A. Penttilä, F. Xu, L. Sun, J. Huang, P. Zhang, A. Wang: ''Photometric Analysis of Asteroids in the Phocaea Region.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 170, Nr. 1, 2025, S. 1–15, [[doi:10.3847/1538-3881/add3f4]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/add3f4/pdf PDF; 1,25 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|290 Bruna|(290) Bruna}}
* {{IAU MPC|290}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=290}}
* {{AstDyS|ID=290}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=290 (290) Bruna] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(290) Bruna - Versionsgeschichte

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