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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 908
| Name = (908) Buda
| Bild = 000908-asteroid shape model (908) Buda.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (908) Buda
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.146465
| Große_Halbachse = 2.47380
| Bahnneigung = 13.41899
| Knoten = 85.47406
| Periwinkel = 23.24922
| Peridatum = 2024-04-29
| Periode = 1421.170
| Durchmesser = 30.7
| DurchmesserSigma = 0.5
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 14.572
| Albedo = 0.09
| Tholen =
| Smass = L
| Absolute_Helligkeit = 10.7
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1918-11-30
| anderer_Name = '''1918 WD''', 1963 ME
}}

'''(908) Buda''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 30. November 1918 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 12,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach [[Buda]], dem westlich der Donau liegenden Stadtteil der ungarischen Hauptstadt Budapest.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (908) Buda, für die damals Werte von 24,4 km bzw. 0,16 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 30,7 km bzw. 0,09.<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> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 29,7 km bzw. 0,10, diese Angaben beinhalten aber 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>

[[Spektroskopie|Spektroskopische]] Beobachtungen mit der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi am 27. Mai 2009 zeigten ein Spektrum, das auf eine Oberflächenzusammensetzung von (908) Buda aus Metallen mit [[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 vom 27. Oktober bis 1. November 1984 am [[McDonald-Observatorium]] in Texas. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] mit geringer Amplitude wurde zunächst eine [[Rotationsperiode]] von 18,20 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> Aus weiteren Beobachtungen vom 9. bis 15. März 2009 am Palmer Divide Observatory (PDO) des Space Science Institute in Colorado wurde dann jedoch eine deutlich kürzere Rotationsperiode von 14,572 h bestimmt.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2008 December–2009 March.'' 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. 109–116, {{bibcode|2009MPBu...36..109W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36..109W/ADS_PDF PDF; 2,36 MB]).</ref>

Um mehr Daten zur Berechnung eines Gestaltmodells für den Asteroiden zu liefern, erfolgten weitere Beobachtungen vom 29. August bis 30. Oktober 2015 während elf Nächten und vom 10. bis 31. Dezember 2015 während sechs Nächten im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen dem Blue Mountains Observatory und dem Darling Range Observatory in Australien. Dabei wurden Rotationsperioden von 14,576 bzw. 14,604 h bestimmt.<ref>J. Oey, H. Williams, R. Groom: ''Lightcurve Analysis of Asteroids from BMO and DRO in 2015.'' 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. 200–204, {{bibcode|2017MPBu...44..200O}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2017MPBu...44..200O/ADS_PDF PDF; 3,59 MB]).</ref>

Im Jahr 2016 führte dann die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database und der Beobachtung aus 2009 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 14,57498 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>

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 (908) Buda, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 14,5744 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 14,574 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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|908 Buda|(908) Buda}}
* {{IAU MPC|908}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=908}}
* {{AstDyS|ID=908}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=908 (908) Buda] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(908) Buda - Versionsgeschichte

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