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2026-01-20T17:16:51Z

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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 556
| Name = (556) Phyllis
| Bild = 556Phyllis (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (556) Phyllis
| Orbittyp =IMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.103890
| Große_Halbachse = 2.46390
| Bahnneigung = 5.24943
| Knoten = 285.97117
| Periwinkel = 177.16342
| Peridatum = 2024-12-12
| Periode = 1412.647
| Durchmesser = 36.3
| DurchmesserSigma = 0.4
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 4.293
| Albedo = 0.20
| Absolute_Helligkeit = 9.5
| Tholen = S
| Smass = S
| Entdecker = [[Paul Götz (Astronom)|Paul Götz]]
| Entdeckungsdatum = 1905-01-08
| anderer_Name = '''1905 AD''', 1950 QW
}}

'''(556) Phyllis''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 8. Januar 1905 vom deutschen Astronomen [[Paul Götz (Astronom)|Paul Götz]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 12,0 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach [[Phyllis]], der Tochter von [[Sithon]], dem König von [[Thrakien (Landschaft)|Thrakien]]. Sie verliebte sich in [[Demophon von Athen]], den Sohn des [[Theseus]], der auf seiner Rückkehr aus dem [[Trojanischer Krieg|Trojanischen Krieg]] in Thrakien Halt machte. Er heiratete sie und wurde König. Kurz darauf reiste Demophon nach Athen, und als er nach einem Monat nicht wie versprochen zurückkehrte, nahm sich Phyllis das Leben.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (556) Phyllis zur [[Vesta-Familie]] gezählt.

== 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 (556) Phyllis, für die damals Werte von 37,8 km bzw. 0,19 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 38,5 km bzw. 0,18.<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 ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 38,7 km bzw. 0,18.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 36,3 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> Eine Untersuchung aus 2020 bestimmte aus den Daten von IRAS, [[ASTRO-F|AKARI]] und NEOWISE mit einem thermophysikalischen Modell Werte für den effektiven Durchmesser und die Albedo von 35,6 ± 0,9 km bzw. 0,21.<ref>H. Jiang, J. Ji, L. Yu: ''Determination of Size, Albedo, and Thermal Inertia of 10 Vesta Family Asteroids with WISE/NEOWISE Observations.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 159, Nr. 6, 2020, S. 1–11, [[doi:10.3847/1538-3881/ab8af5]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ab8af5/pdf PDF; 2,61 MB]).</ref>

[[Spektroskopie|Spektroskopische]] Beobachtungen mit der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi am 18. Dezember 2008 zeigten bei (556) Phyllis ein Spektrum, das auf eine Oberfläche mit einer signifikanten Freilegung von Gestein (d. h. massivem Gestein/Felsblöcken) und einen deutlichen Anteil an [[Olivingruppe|Olivin]] hinweist.<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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 16. November 1981 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 4,28 h abgeleitet.<ref>V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: ''Photoelectric photometry of 21 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, [[doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8]].</ref> Weitere Beobachtungen vom 24. November bis 3. Dezember 1981 während vier Nächten am Table Mountain Observatory und am [[Lowell-Observatorium]] in Arizona konnten zunächst nicht ausgewertet werden. Erst nachdem auch die Lichtkurve aus Turin mit in die Analyse aufgenommen wurden, konnte aus den kombinierten Daten eine verbesserte Rotationsperiode von 4,2932 h bestimmt werden.<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>

Vom Januar 1998 bis Januar 2006 erfolgten während 16 Nächten Beobachtungen am Observatorium Borówiec in Polen und den Observatorien [[Pic du Midi de Bigorre#Observatorium 2|Pic du Midi]] und Saint-Véran auf dem Pic de Château-Renard in Frankreich. Aus den detaillierten Lichtkurven wurde in einer Untersuchung von 2007 eine Rotationsperiode von 4,293 h ermittelt. Außerdem wurde unter Verwendung aller verfügbarer Daten erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 4,29262 h berechnet.<ref>A. Marciniak, T. Michałowski, M. Kaasalainen, J. Ďurech, M. Polińska, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, R. Hirsch, K. Kamiński, M. Fagas, F. Colas, S. Fauvaud, G. Santacana, R. Behrend, R. Roy: ''Photometry and models of selected main belt asteroids IV. 184 Dejopeja, 276 Adelheid, 556 Phyllis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 473, Nr. 2, 2007, S. 633–639, [[doi:10.1051/0004-6361:20077694]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/38/aa7694-07.pdf PDF; 316 kB]).</ref>

Die bekannte Periode konnte auch durch weitere photometrische Messungen vom 13. Oktober bis 14. November 2008 während vier Nächten am Hamanowa Astronomical Observatory in Japan bestätigt werden, wo dafür ein Wert von 4,2909 h erhalten wurde.<ref>Hiromi Hamanowa, Hiroko Hamanowa: ''Lightcurves of 494 Virtus, 556 Phyllis, 624 Hektor, 657 Gunlod, 111 Reinmuthia, 1188 Gothlandia, and 1376 Michelle.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 3, 2009, S. 87–88, {{bibcode|2009MPBu...36...87H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...87H/ADS_PDF PDF; 299 kB]).</ref> Neue Beobachtungen erfolgten wieder vom 26. Januar bis 21. Februar 2016 am Burleith Observatory in Washington, D.C. Aus der während fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 4,29306 h bestimmt.<ref>R. E. Schmidt: ''Near-IR Minor Planet Photometry from Burleith Observatory.'' 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. 191–192, {{bibcode|2017MPBu...44..191S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2017MPBu...44..191S/ADS_PDF PDF; 1,00 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 (556) Phyllis, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 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 Messungen am 12. November 2020 an der [[Xinglong Station]] und am 30. Januar 2021 am Changchun-Observatorium, beide Teil der [[Nationale Astronomische Observatorien der Chinesischen Akademie der Wissenschaften|Nationalen Astronomischen Observatorien der Chinesischen Akademie der Wissenschaften]], konnten auch nur zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 h abgeleitet werden.<ref>Y. Wang, Zh. Kang, Y. Xu: ''Multi-color photometric observations of three asteroids in the vicinity of Vesta family.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Band 343, Nr. 9–10, 2022, S. 1–9, [[doi:10.1002/asna.20210102]].</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 4,29260 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 zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 4,29262 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|556 Phyllis|(556) Phyllis}}
* {{IAU MPC|556}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=556}}
* {{AstDyS|ID=556}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=556 (556) Phyllis] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(556) Phyllis - Versionsgeschichte

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