imported>Ayyur: Änderung 260567940 von Aka rückgängig gemacht; Nein. Das steht genauso im Originaltext. Gemeint ist, dass die untere Grenze des Wertebereichs nicht näher definiert zwischen 0,1 und 1 µm und die obere Grenze bei 100 µm liegt.Vielleicht machen es die Klammern etwas klarer.

2025-10-13T19:55:28Z

Änderung 260567940 von Aka rückgängig gemacht; Nein. Das steht genauso im Originaltext. Gemeint ist, dass die untere Grenze des Wertebereichs nicht näher definiert zwischen 0,1 und 1 µm und die obere Grenze bei 100 µm liegt.Vielleicht machen es die Klammern etwas klarer.

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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 596
| Name = (596) Scheila
| Bild = 596 Scheila Hubble.jpg
| Bildtext = Aufnahme von (596) Scheila mit Koma und Schweif durch das HST am 27. Dezember 2010
| Orbittyp =OMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.159452
| Große_Halbachse = 2.93570
| Bahnneigung = 14.62964
| Knoten = 70.48279
| Periwinkel = 177.59327
| Peridatum = 2027-06-15
| Periode = 1837.238
| Durchmesser = 159.7
| DurchmesserSigma = 1.1
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 15.848
| Albedo = 0.04
| Absolute_Helligkeit = 8.9
| Tholen = PCD
| Smass = T
| Entdecker = [[August Kopff]]
| Entdeckungsdatum = 1906-02-21
| anderer_Name = '''1906 DL''', 1949 WT
}}

'''(596) Scheila''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 21. Februar 1906 vom deutschen Astronomen [[August Kopff]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 12,0 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren einer Bekannten des Entdeckers, einer englischen Studentin in Heidelberg.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona vom März 1976 wurden für (596) Scheila erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 134 km und 0,02 bestimmt.<ref>D. Morrison: ''Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 214, 1977, S. 667–677 [[doi:10.1086/155293]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977ApJ...214..667M/ADS_PDF PDF; 1,18 MB]).</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 (596) Scheila, für die damals Werte von 113,3 km bzw. 0,04 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 114,1 km bzw. 0,04.<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 159,7 km bzw. 0,02 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 110,4 km bzw. 0,04 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 132,0 km bzw. 0,04 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 138,9 oder 142,0 km bzw. 0,03, 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 10. bis 24. Januar 2006 am Palmer Divide Observatory in Colorado. Nach der während sechs Nächten aufgezeichneten [[Lichtkurve]] mit geringer Amplitude wurde eine wahrscheinliche [[Rotationsperiode]] von 15,848 h angenommen.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid lightcurve analysis at the Palmer Divide Observatory – late 2005 and early 2006.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 3, 2006, S. 58–62, {{bibcode|2006MPBu...33...58W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006MPBu...33...58W/ADS_PDF PDF; 1,34 MB]).</ref> Eine Revision der Daten in Verbindung mit einer weiteren Beobachtung vom 16. Dezember 2005 führte 2011 zur Bestimmung einer verbesserten Periode von 15,877 h.<ref>B. D. Warner: ''Upon Further Review: VI. An Examination of Previous Lightcurve Analysis from the Palmer Divide Observatory.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 2, 2011, S. 96–101, {{bibcode|2011MPBu...38...96W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2011MPBu...38...96W/ADS_PDF PDF; 2,42 MB]).</ref> Aus photometrischen Messungen vom 8. März bis 2. Juni 2012 während 14 Nächten an der Außenstelle Tschuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s in der Ukraine und am [[Krim-Observatorium]] in [[Simejis]] wurde eine Rotationsperiode von 15,8594 h abgeleitet.<ref>V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, K. Muinonen, A. Penttilä, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, V. G. Chiorny, I. G. Slyusarev, N. M. Gaftonyuk, I. A. Tereschenko: ''Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 123, 2016, S. 101–116, [[doi:10.1016/j.pss.2015.11.007]].</ref>

Die Auswertung von archivierten Lichtkurven des [[United States Naval Observatory]] (USNO) in Arizona und der [[Catalina Sky Survey]] in Verbindung mit der Beobachtung aus 2005/06 führte in einer Untersuchung von 2016 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und einer Periode von 15,8666 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>

Neue photometrische Beobachtungen von (596) Scheila erfolgten dann wieder vom 1. bis 13. Juni 2017 an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado, bei denen für die Rotationsperiode ein Wert von 15,793 h abgeleitet wurde,<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2017 April thru June.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 4, 2017, S. 289–294, {{bibcode|2017MPBu...44..289W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2017MPBu...44..289W/ADS_PDF PDF; 4,47 MB]).</ref> sowie am 2. und 3. Juni 2017 und vom 9. bis 20. November 2019 mit den ferngesteuerten Teleskopen [[Trappist (Teleskop)|TRAPPIST]]-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko und TRAPPIST-South am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile. Aus den Lichtkurven wurden dabei Rotationsperioden von 15,81 bzw. 15,8569 h bestimmt.<ref>M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: ''Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, {{bibcode|2022MPBu...49..307F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..307F/ADS_PDF PDF; 1,36 MB]).</ref>

Aus [[Astrometrie|astrometrischen]] und photometrischen Beobachtungen des Asteroiden vom 16. Juni bis 1. August 2017 am Sanglokh International Astronomical Observatory des Instituts für Astrophysik der Nationalen Akademie der Wissenschaften von Tadschikistan war in einer Untersuchung von 2018 ein mittlerer Durchmesser von 119 ± 2 km und eine Rotationsperiode von 16,1 ± 0,2 h abgeschätzt worden.<ref>G. I. Kokhirova, O. V. Ivanova, F. Dzh. Rakhmatullaeva, U. Kh. Khamroev, A. M. Buriev, S. Kh. Abdulloev: ''Results of Complex Observations of Asteroid (596) Scheila at the Sanglokh International Astronomical Observatory.'' In: ''Solar System Research.'' Band 52, 2018, S. 495–504, [[doi:10.1134/S0038094618060035]].</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 (596) Scheila wurde aus Messungen etwa vom 20. September bis 10. Oktober 2018 eine Rotationsperiode von 15,8551 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> Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von [[Gaia DR2]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 15,86631 h berechnet.<ref>J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: ''Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 649, A98, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202039796]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/05/aa39796-20.pdf PDF; 7,49 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 (596) Scheila, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 15,8605 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 15,861 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>

== Impaktereignis vom Dezember 2010 ==
Aufnahmen, die am 11. Dezember 2010 durch die Catalina Sky Survey von (596) Scheila gemacht wurden, zeigten den Asteroiden in einem scheinbaren Staubausbruch mit [[komet]]enähnlicher Erscheinung. Viele andere Beobachter konnten diese Erscheinung bestätigen und bemerkten sogar eine spiralförmige Struktur, die von dem Asteroiden ausging, und an die Ausbrüche des Kometen [[29P/Schwassmann-Wachmann 1]] erinnerte. Bei einem Vergleich mit zuvor aufgenommenen Catalina-Bildern konnte festgestellt werden, dass das Objekt bis Mitte November noch punktförmig erschien und keine Auffälligkeiten zeigte, dass es jedoch bereits am 3. Dezember eine gewisse Diffusität und erhöhte Helligkeit aufwies.<ref>S. M. Larson: ''(596) Scheila.'' In: D. W. E. Green (Hrsg.): ''IAU Circular.'' Nr. 9188, 2010, {{bibcode|2010IAUC.9188....1L}}.</ref>

[[Datei:596 Scheila, 5 minute exposure, Dec. 12, 2010.jpg|mini|rechts|Aufnahme von (596) Scheila vom 12. Dezember 2010, der Asteroid erscheint kometenähnlich]]
Erste Auswertungen von photometrischen Messungen des Asteroiden vom 12. Dezember 2010 mit dem UH-2,2-m-Teleskop am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi sowie [[Spektroskopie|spektroskopischen]] Beobachtungen am 17. Dezember mit dem Teleskop I des [[Keck-Observatorium]]s, ebenfalls auf Hawaiʻi, führten in Verbindung mit dynamischen Analysen zur Schlussfolgerung, dass es sich bei (596) Scheila nicht um einen bisher unerkannten [[Hauptgürtelkometen]] (MBC) handelt, wie z. B. [[(7968) Elst-Pizarro]], sondern am wahrscheinlichsten um einen aufgesprengten Asteroiden.<ref>H. H. Hsieh, B. Yang, N. Haghighipour: ''Optical and Dynamical Characterization of Comet-like Main-belt Asteroid (596) Scheila.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 744, Nr. 1, 2012, S. 1–9, [[doi:10.1088/0004-637X/744/1/9]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/744/1/9/pdf PDF; 1,05 MB]).</ref> Weitere Beobachtungen vom 13. Dezember 2010 bis 25. Januar 2011 am [[Calar-Alto-Observatorium|Centro Astronomico Hispano-Alemán]] (CAHA) und am [[Observatorio de Sierra Nevada]], beide in Spanien, am [[Observatorio del Teide]] auf Teneriffa, mit dem [[William-Herschel-Teleskop]] (WHT) am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma sowie am New Mexico Skies Observatory (NMSO) führten zu Modellrechnungen, aus denen das Datum des Impakts auf den 27. November ± 3 Tage abgeschätzt wurde, die Größe des Impaktors auf einen Durchmesser von 60–180 m und die ausgehobene Masse auf 20 Mio. t (wovon aber nur ein kleiner Teil in den Weltraum entwich und der Rest auf den Asteroiden zurückfiel).<ref>F. Moreno, J. Licandro, J. L. Ortiz, L. M. Lara, V. Alí-Lagoa, O. Vaduvescu, N. Morales, A. Molina, Z. Lin: ''(596) Scheila in Outburst: A Probable Collision Event in the Main Asteroid Belt.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 738, Nr. 2, 2011, S. 1–7, [[doi:10.1088/0004-637X/738/2/130]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/738/2/130/pdf PDF; 1,40 MB]).</ref>

Kurz nach den ersten Meldungen über das Ereignis erfolgten auch Aufnahmen mit der ''Wide Field Camera 3'' (WFC3) des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s (HST) am 27. Dezember 2010 (siehe Bild in der Infobox) und am 4. Januar 2011. Der Kern des Asteroiden erschien dabei punktförmig und gleich hell wie vor dem Ausbruch ohne sekundäre Fragmente mit einem Durchmesser von ≥100 m. Die Masse an mikrometer-großen Partikel der Staub[[Komet#Koma|koma]] wurde auf etwa 40.000 t geschätzt, sie entfernten sich in Sonnenrichtung bis auf 20.000 km vom Asteroiden, bevor sie durch den Strahlungsdruck der Sonne in einen [[Komet#Schweif|Schweif]] abgelenkt und aus der Umgebung des Kerns herausgefegt wurden. Die Koma verblasste dadurch zwischen den beiden Beobachtungen um etwa 30 %. Der Staubausbruch ließ sich weder auf eine Rotationsinstabilität des Kerns noch auf die [[Elektrostatik|elektrostatische]] Abstoßung von durch Sonnenlicht aufgeladenem [[Regolith]] zurückführen. Der Staubausstoß könnte zwar auch durch die plötzliche, aber unerklärliche Freilegung und darauf folgende [[Sublimation (Phasenübergang)|Sublimation]] von zuvor vergrabenem Eis verursacht worden sein, als naheliegendste Erklärung wurde jedoch der Einschlag eines Körpers mit einem Durchmesser von etwa 35 m und einer [[Relativgeschwindigkeit]] von etwa 5 km/s angenommen. Auf (596) Scheila wäre es dadurch weder zu katastrophalen Veränderungen der Oberfläche noch zu einer erheblichen Fragmentierung gekommen, aber ein etwa 400 m großer [[Einschlagkrater|Krater]] entstanden.<ref>D. Jewitt, H. Weaver, M. Mutchler, S. Larson, J. Agarwal: ''Hubble Space Telescope Observations of Main-belt Comet (596) Scheila.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 733, Nr. 1, L4, 2011, S. 1–5, [[doi:10.1088/2041-8205/733/1/L4]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/733/1/L4/pdf PDF; 761 kB]).</ref>

[[Datei:596 Scheila Swift.jpg|mini|links|Aufnahme von (596) Scheila und der umgebenden Staubwolke vom 15. Dezember 2010 durch Swift]]
Zu ähnlichen Ergebnissen führten auch Beobachtungen am 14. und 15. Dezember 2010 mit dem ''Ultraviolet/optical Telescope'' (UVOT) an Bord des Satelliten [[Swift (Satellit)|Swift]] im sichtbaren und [[Ultraviolettstrahlung|ultravioletten]] Bereich. Auch hier deuteten die Messungen darauf hin, dass der Ausbruch die Helligkeit des Asteroiden nicht dauerhaft erhöht hat. Es konnte keines der hypervolatilen Gase nachgewiesen werden, die typischerweise bei Kometenausbrüchen beobachtet werden (CO+, CO2+), oder sonstige mit dem Staub ausgestoßene flüchtige Stoffe (OH, NH, CN, C2, C3). Die Auswurfmenge von mikrometer-großen Staubpartikeln wurde sogar auf 600.000 t geschätzt. Aus den Beobachtungen wurde geschlussfolgert, dass (596) Scheila höchstwahrscheinlich von einem anderen Asteroiden des Hauptgürtels von 10–100 m Durchmesser getroffen wurde. Statistisch könnte dies einmal in 1000 Jahren geschehen.<ref>D. Bodewits, M. S. Kelley, J. Li, W. B. Landsman, S. Besse, M. F. A’Hearn: ''Collisional Excavation of Asteroid (596) Scheila.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 733, Nr. 1, L3, 2011, S. 1–5, [[doi:10.1088/2041-8205/733/1/L3]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/733/1/L3/pdf PDF; 450 kB]).</ref>

Auch mit erdgebundenen Teleskopen wurden mehrfach Beobachtungen von (596) Scheila vom 12. Dezember 2010 bis 2. März 2011 durchgeführt, wie dem Ishigakijima Astronomical Observatory (IAO) in Japan, dem UH-2,2-m-Teleskop sowie dem [[Subaru-Teleskop]] am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi. Außerdem wurde eine Lichtkurve des Asteroiden vom 12. Dezember 2010 bis 28. Januar 2011 während neun Nächten am Hamanowa Astronomical Observatory in Japan aufgezeichnet. Ab Februar 2011 konnte dabei ein schwacher linearer Schweif entdeckt werden, der einen Hinweis auf das Datum der Staubausstoßung lieferte. Es zeigte sich, dass Staubpartikel zwischen (0,1–1) μm und 100 μm Größe am Dezember 3,5 ± 1,0 impulsartig in den interplanetaren Raum geschleudert wurden. Die Auswurfmasse wurde auf 150.000–490.000 t geschätzt, was darauf hindeutete, dass die äquivalente Masse eines Kraters mit 500–800 m Durchmesser durch das Ereignis ausgehoben wurde. Auch die Form der Lichtkurve mit einer abgeleiteten Periode von 15,8480 h änderte sich nach dem Einschlagsereignis, wahrscheinlich weil frisches Material um die Einschlagsstelle herum freigelegt und deponiert wurde.<ref>M. Ishiguro, H. Hanayama, S. Hasegawa, Y. Sarugaku, J. Watanabe, H. Fujiwara, H. Terada, H. H. Hsieh, J. J. Vaubaillon, N. Kawai, K. Yanagisawa, D. Kuroda., T. Miyaji, H. Fukushima, K. Ohta, H. Hamanowa, J. Kim, J. Pyo, A. M. Nakamura: ''Observational Evidence for an Impact on the Main-belt Asteroid (596) Scheila.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 740, Nr. 1, L11, 2011, S. 1–5, [[doi:10.1088/2041-8205/740/1/L11]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/740/1/L11/pdf PDF; 1,00 MB]).</ref> Aus einem Vergleich der ungewöhnlich gestalteten dreischweifigen Staubwolke um (596) Scheila vom 12. Dezember 2010 mit realen Laborexperimenten mit Hochgeschwindigkeits-Einschlägen konnte ein Modell konstruiert werden, das die besondere Form der Staubwolke durch eine aufprallbedingte Auswurffahne, bestehend aus einem Einschlagkegel und einer nach unten gerichteten Fahne reproduziert. Unter der Annahme eines Aufprallwinkels von 45° ließ das Modell darauf schließen, dass ein dekametergroßer Asteroid am 3. Dezember 2010 aus einer wohldefinierten Richtung mit (596) Scheila kollidierte. Die maximale Auswurfgeschwindigkeit der Staubpartikel überstieg 100 m/s. Die Ergebnisse deuteten darauf hin, dass die Oberfläche des Asteroiden aus Materialien mit geringer [[Zugfestigkeit]] besteht.<ref>M. Ishiguro, H. Hanayama, S. Hasegawa, Y. Sarugaku, J. Watanabe, H. Fujiwara, H. Terada, H. H. Hsieh, J. J. Vaubaillon, N. Kawai, K. Yanagisawa, D. Kuroda, T. Miyaji, H. Fukushima, K. Ohta, H. Hamanowa, J. Kim, J. Pyo, A. M. Nakamura: ''Interpretation of (596) Scheila’s Triple Dust Tails.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 741, Nr. 1, L24, 2011, S. 1–5, [[doi:10.1088/2041-8205/741/1/L24]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/741/1/L24/pdf PDF; 502 kB]).</ref>

Eine Untersuchung von 2016 wertete photometrische Beobachtungen vom 15. Dezember 2010 bis 22. Mai 2011 während 18 Nächten am [[Observatorium Skalnaté Pleso]] in der Slowakei aus. Sie zeigten prinzipiell ähnliche Lichtkurven im Vergleich mit den Daten aus 2006 (siehe oben) und keine signifikante Änderung der Rotationsperiode. Für den Durchmesser des Asteroiden wurden mit zwei verschiedenen Methoden Werte von 101,2 oder 102,4 km mit einer Unsicherheit von ±6 km abgeleitet. Aus der morphologischen Entwicklung der Staubwolke (von der nach dem 9. Januar 2011 nichts mehr festzustellen war) und Annahmen zu den Eigenschaften von deren Partikeln wurde auf eine Masse des ausgestoßenem Materials von 25–34.000 t geschlossen. Es wurden auch Überlegungen zur möglichen Herkunft des Impaktors angestellt.<ref>L. Neslušan, O. Ivanova, M. Husárik, J. Svoreň, Z. Seman Krišandová: ''Dust productivity and impact collision of the asteroid (596) Scheila.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 125, 2016, S. 37–42, [[doi:10.1016/j.pss.2016.01.017]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/2012.08434 PDF; 753 kB]).</ref> Ein weiterer Vergleich photometrischer Daten zeigte, dass etwa ein Drittel der Lichtkurve von (596) Scheila durch den Einschlag deutlich verändert wurde. Angesichts des Größenunterschieds zwischen Impaktor und getroffenem Objekt kann dies nur als Veränderung der Oberflächeneigenschaften interpretiert werden. In Verbindung mit plausiblen Albedo-Erhöhungen deutet der Unterschied zwischen der Lichtkurve vor und nach dem Einschlag darauf hin, dass ein großes Gebiet mit einem Radius von 3,5–10 km vom Einschlag betroffen war. Diese große Fläche wäre mit einer dünnen Staubschicht von 2 mm bis 2 cm Dicke bedeckt worden. Diese Schicht könnte mit hellem Impaktmaterial vermischt sein und würde ausreichen, um die beobachtete Helligkeitsänderung zu erklären.<ref>D. Bodewits, J.-B. Vincent, M. S. P. Kelley: ''Scheila’s scar: Direct evidence of impact surface alteration on a primitive asteroid.'' In: ''Icarus.'' Band 229, 2014, S. 190–195, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.11.003]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1310.8515 PDF; 343 kB]).</ref>

Bei einem Einschlag wie auf (596) Scheila stammt das durch den kollidierenden Körper ausgestoßene Material wahrscheinlich hauptsächlich aus dem frischen, unverwitterten Untergrund. Daher ist anzunehmen, dass die Oberfläche des Asteroiden durch den Einschlag teilweise oder vollständig erneuert wurde. In einer Untersuchung von 2022 zeigte ein Vergleich von archivierten spektroskopischen Daten vor dem Einschlag mit neueren Beobachtungen, dass das Einschlagsereignis von 2010 zu einer signifikanten Änderung des Spektrums im nahen Infrarot führte und zu einer Änderung des taxonomischen Typs von mäßig rot (Typ T) vor dem Einschlag zu rot (Typ D) nach dem Einschlag. Dies lieferte den Beweis, dass rote [[kohlenstoff]]haltige Asteroiden aufgrund von [[Weltraumverwitterung]] mit der Zeit weniger rot werden.<ref>S. Hasegawa, M. Marsset, F. E. DeMeo, S. J. Bus, M. Ishiguro, D. Kuroda, R. P. Binzel, J. Hanuš, A. M. Nakamura, B. Yang, P. Vernazza: ''The Appearance of a “Fresh” Surface on 596 Scheila as a Consequence of the 2010 Impact Event.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 924, Nr. 1, L9, 2022, S. 1–7, [[doi:10.3847/2041-8213/ac415a]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac415a/pdf PDF; 717 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|596 Scheila|(596) Scheila}}
* {{IAU MPC|596}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=596}}
* {{AstDyS|ID=596}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=596 (596) Scheila] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(596) Scheila - Versionsgeschichte

imported>Ayyur: Änderung 260567940 von Aka rückgängig gemacht; Nein. Das steht genauso im Originaltext. Gemeint ist, dass die untere Grenze des Wertebereichs nicht näher definiert zwischen 0,1 und 1 µm und die obere Grenze bei 100 µm liegt.Vielleicht machen es die Klammern etwas klarer.