imported>Thomas Dresler: Korrektur

2026-03-22T22:07:04Z

Korrektur

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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 441
| Name = (441) Bathilde
| Bild = 441Bathilde (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (441) Bathilde
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.082511
| Große_Halbachse = 2.80590
| Bahnneigung = 8.15943
| Knoten = 253.50102
| Periwinkel = 202.81160
| Peridatum = 2026-02-25
| Periode = 1716.747
| Durchmesser = 65.1
| DurchmesserSigma = 1.1
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 10.446
| Albedo = 0.20
| Tholen = M
| Smass = Xk
| Absolute_Helligkeit = 8.7
| Entdecker = [[Auguste Charlois]]
| Entdeckungsdatum = 1898-12-08
| anderer_Name ='''1898 XA'''
}}

'''(441) Bathilde''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 8. Dezember 1898 vom französischen Astronomen [[Auguste Charlois]] am [[Observatoire de Nice]] bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11 mag entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Es ist jedoch denkbar, dass [[Bathilde]], die Frau des [[Merowinger]]königs [[Chlodwig II.]], geehrt werden sollte, die aufgrund ihres Glaubens im 7. Jahrhundert im Merowingerreich die Sklaverei abschaffte.

(441) Bathilde bewegt sich sehr dicht innerhalb einer durch die 5:2-[[Bahnresonanz]] mit dem [[Planet]]en [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] verursachten [[Kirkwoodlücke]]. Simulationen zeigten, dass die [[Umlaufbahn]] dabei dennoch stabil bleibt, denn die [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]], die [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] und die [[Bahnneigung]] verändern sich über einen Zeitraum von 100.000 Jahren nur geringfügig und der Asteroid überschreitet die Lücke dabei nicht.<ref>G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, M. Lindgren, M. Dahlgren: ''Orbital evolution studies of asteroids near the 5:2 mean motion resonance with Jupiter.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 246, 1991, S. 603–618, {{bibcode|1991A&A...246..603H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1991A&A...246..603H/ADS_PDF PDF; 2,11 MB]).</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona vom März 1975 wurden für (441) Bathilde erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 66 km und 0,15 bestimmt.<ref>D. Morrison, C. R. Chapman: ''Radiometric diameters for an additional 22 asteroids.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 204, 1976, S. 934–939, [[doi:10.1086/154242]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1976ApJ...204..934M/ADS_PDF PDF; 636 kB]).</ref><ref>D. Morrison: ''Asteroid sizes and albedos.'' In: ''Icarus.'' Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, [[doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3]].</ref> Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (441) Bathilde, für die damals Werte von 70,3 km bzw. 0,14 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 Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 70,8 km bzw. 0,14.<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 65,1 km bzw. 0,16 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 65,5 km bzw. 0,20 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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 3. bis 5. Dezember 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 10,35 h abgeleitet.<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid rotation III. 1978 Observations.'' In: ''Icarus.'' Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, [[doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6]].</ref> Bei weiteren Beobachtungen am 6. und 8. September 1991 an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des [[Felix-Aguilar-Observatorium]]s (OAFA) in Argentinien konnte keine Rotationsperiode abgeleitet werden, aber die Daten passten zu dem früheren Wert.<ref>R. Gil-Hutton: ''Photoelectric Photometry of Asteroids 58 Concordia, 122 Gerda, 326 Tamara, and 441 Bathilde.'' In: ''Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica.'' Band 25, 1993, S. 75–77, {{bibcode|1993RMxAA..25...75G}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1993RMxAA..25...75G/ADS_PDF PDF; 86 kB]).</ref> Beobachtungen am Oakley Southern Sky Observatory in Australien im Februar/März 2008 führten zu keinen verwertbaren Ergebnissen.<ref>R. L. Oliver, H. Shipley, R. Ditteon: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Southern Sky Observatory: 2008 March.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 149–150, {{bibcode|2008MPBu...35..149O}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35..149O/ADS_PDF PDF; 133 kB]).</ref>

Aus archivierten Daten des [[United States Naval Observatory]] (USNO) in Arizona und der [[Catalina Sky Survey]] sowie weiteren Beobachtungen aus dem Zeitraum 2003 bis 2011 wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 10,44313 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>

Aus photometrischen Daten der Jahre 1978 bis 2018 in Verbindung mit Daten von [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]] und der Beobachtung einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 11. Januar 2003 wurde dann in einer Untersuchung von 2020 mit dem Algorithmus ''Shaping Asteroids with Genetic Evolution'' (SAGE) ein verbessertes Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 10,44313 h erstellt. Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle ergab einen Wert für den äquivalenten Durchmesser von 72 ± 2 km.<ref>E. Podlewska-Gaca, A. Marciniak, V. Alí-Lagoa, P. Bartczak, T. G. Müller, R. Szakáts, R. Duffard, L. Molnár, A. Pál, M. Butkiewicz-Bąk, G. Dudziński, K. Dziadura, P. Antonini, V. Asenjo, M. Audejean, Z. Benkhaldoun, R. Behrend, L. Bernasconi, J. M. Bosch, A. Chapman, B. Dintinjana, A. Farkas, M. Ferrais, S. Geier, J. Grice, R. Hirsh, H. Jacquinot, E. Jehin, A. Jones, D. Molina, N. Morales, N. Parley, R. Poncy, R. Roy, T. Santana-Ros, B. Seli, K. Sobkowiak, E. Verebélyi, K. Żukowski: ''Physical parameters of selected Gaia mass asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 638, A11, 2020, S. 1–23, [[doi:10.1051/0004-6361/201936380]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2020/06/aa36380-19.pdf PDF; 1,07 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 (441) Bathilde, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 10,4432 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>

Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten dann noch einmal zwischen dem 8. und 25. Januar 2022 durch eine Gruppe von spanischen Amateurastronomen an verschiedenen Observatorien. Sie konnten eine Rotationsperiode von 10,446 h bestimmen.<ref>R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: ''Periods Determinations for Seventeen Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, {{bibcode|2022MPBu...49..229F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..229F/ADS_SCAN PDF; 401 kB]).</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 10,4432 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> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von [[Gaia DR3]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 10,4425 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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|441 Bathilde|(441) Bathilde}}
* {{IAU MPC|441}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=441}}
* {{AstDyS|ID=441}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=441 (441) Bathilde] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(441) Bathilde - Versionsgeschichte

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