Quelltext der Seite (250) Bettina

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 250
| Name = (250) Bettina
| Bild = 250Bettina (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (250) Bettina
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 3.14133
| Große_Halbachse = 3.14179
| Bahnneigung = 12.82181
| Knoten = 23.78705
| Periwinkel = 75.98060
| Peridatum = 2026-11-02
| Periode = 2033.612
| Durchmesser = 121.0
| DurchmesserSigma = 2.2
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 5.0545
| Albedo = 0.11
| Tholen = M
| Smass = Xk
| Absolute_Helligkeit = 7.7
| Entdecker = [[Johann Palisa]]
| Entdeckungsdatum = 1885-09-03
| anderer_Name = '''1885&nbsp;RA'''
}}

'''(250) Bettina''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 3. September 1885 vom österreichischen Astronomen [[Johann Palisa]] an der [[Universitätssternwarte Wien]] bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11,2&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach der Baronin Bettina Caroline de Rothschild (1858–1892) aus einer österreichischen [[Plutokratie|Plutokratenfamilie]]. In der astronomischen Monatsschrift ''[[The Observatory (Zeitschrift)|The Observatory]]'' wurde im Februar 1885 folgende Nachricht veröffentlicht: „{{lang|en|Herr Palisa, being desirous to raise funds for his intended expedition to observe the total solar eclipse of August 1886, will sell the right of naming the minor planet No. 244 for ₤&nbsp;50.}} (Herr Palisa möchte Geld für seine geplante Expedition zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis im August 1886 sammeln und wird das Recht zur Benennung des Kleinplaneten Nr. 244 für 50 Pfund verkaufen.)“<ref>''Notes.'' In: ''The Observatory.'' Band 8, 1885, S. 55–63, {{bibcode|1885Obs.....8...55.}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1885Obs.....8...55./ADS_PDF PDF; 377 kB]). Anmerkung: Der ausgelobte Betrag entspricht einer Kaufkraft von ca. ₤&nbsp;6500 im Jahr 2019 (Quelle: [https://de.statista.com/statistik/daten/studie/1066473/umfrage/kaufkraft-eines-britischen-pfund-sterling/ Statista]).</ref> Palisa, der bereits viele Asteroiden entdeckt und Schwierigkeiten bei ihrer Namensgebung hatte, schien auf die glänzende Idee gekommen zu sein, seine Schwierigkeiten in eine Einnahmequelle für einen guten Zweck zu verwandeln. Das Angebot wurde nicht sofort angenommen, bis Palisa zwei weitere Asteroiden (Nr. 248 und 250) entdeckt hatte. Für zwei davon fand er Namen, der letztgenannte blieb jedoch für einen Mäzen frei. Eine Anmerkung in ''The Observatory'' vom März 1886 informierte: „{{lang|en|Minor Planet No. 250 has been named Bettina by Baron Albert de Rothschild.}} (Der Kleinplanet Nr. 250 wurde von Baron [[Albert Salomon Anselm von Rothschild|Albert von Rothschild]] ‚Bettina‘ benannt.)“<ref>''Notes.'' In: ''The Observatory.'' Band 9, 1886, S. 134–142, {{bibcode|1886Obs.....9..134.}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1886Obs.....9..134./ADS_PDF PDF; 438 kB]).</ref>

== 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 (250) Bettina, für die damals Werte von 79,8&nbsp;km bzw. 0,26 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> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem [[Adaptive Optik|Adaptive Optics]] (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] vom 19. September 2008 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 107 ± 15&nbsp;km abgeleitet werden.<ref>J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: ''Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations.'' In: ''Icarus.'' Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1308.0446 PDF; 1,79 MB]).</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 121,3&nbsp;km bzw. 0,11.<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 59,7&nbsp;km bzw. 0,46 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 121,0&nbsp;km bzw. 0,11 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>

[[Datei:000250-asteroid shape model (250) Bettina.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (250) Bettina]]
Am 10. Dezember 2020 wurde (250) Bettina [[Spektralphotometer|spektrophotometrisch]] am Observatorium des [[Sternberg-Institut für Astronomie|Sternberg-Instituts für Astronomie]] auf dem Pik Terskol in Russland untersucht, als sie sich in der Nähe ihres [[Apsis (Astronomie)|Perihels]] befand. Die gemessenen Reflexionsspektren passten nur eingeschränkt zum Spektraltyp Xk. Es wurden Anzeichen für [[Sublimation (Phasenübergang)|Eissublimation]] und die Bildung einer staubigen [[Exosphäre]] gefunden.<ref>V. V. Busarev, A. A. Savelova, M. P. Shcherbina, S. I. Barabanov: ''Spectral Signs of Simultaneous Sublimation Activity and the Appearance of a Dust Exosphere on Eight Asteroids of the Main Belt Near Perihelion.'' In: ''Solar System Research.'' Band 56, 2022, S. 84–99, [[doi:10.1134/S0038094622020022]].</ref>

Bei einem Projekt zur Untersuchung, ob Asteroiden der Spektralklasse M generell kurze [[Rotationsperiode]]n besitzen, wurde auch (250) Bettina am 10. September 1980 am [[La-Silla-Observatorium]] [[Photometrie|photometrisch]] beobachtet. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine Periode von 5,1&nbsp;h bestimmt.<ref>C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: ''The spin periods of M asteroids.'' In: ''The Moon and the Planets.'' Band 24, 1981, S. 437–440, [[doi:10.1007/BF00896909]] ([https://link.springer.com/content/pdf/10.1007/BF00896909.pdf PDF; 230 kB]).</ref> Weitere photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten am 26. März und 16. April 1983 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien, die in Verbindung mit den Daten aus 1980 zu einer Rotationsperiode von 5,105&nbsp;h ausgewertet wurden.<ref>M. Di Martino, S. Cacciatori: ''Photoelectric photometry of 14 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, [[doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8]].</ref>

Eine Forschergruppe an der [[University of Arizona]] und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen [[Geodäsie]]“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (250) Bettina. Bei Beobachtungen am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona konnten vom 29. Januar bis 24. Mai 1983, am 8. April und 7. Juni 1984 sowie am 16. April 1989 neue Lichtkurven registriert werden, bei deren Auswertung ein vorläufiger Wert für die Rotationsperiode von 5,054&nbsp;h abgeleitet wurde. Dieser Wert war signifikant um drei Minuten kürzer als der in Turin ermittelte, was auf eine fehlerhafte Auswertung dort zurückgeführt wurde.<ref>S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: ''Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves.'' In: ''Icarus.'' Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, [[doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z]].</ref> In einer finalen Auswertung von 1991 wurde dann aus den archivierten Daten von 1980 bis 1989 eine Position der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und Werte für die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells berechnet. Für die Rotationsperiode wurde ein verbesserter Wert von 5,0549&nbsp;h bestimmt.<ref>J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: ''Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes.'' In: ''Icarus.'' Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, [[doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9]].</ref>

[[Datei:Light curve of (250) Bettina.svg|mini|rechts|Exemplarische Lichtkurve von (250) Bettina vom 10. September 1980]]
Ebenfalls aus den gleichen Daten bestimmte auch eine Untersuchung von 1992 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 5,0549&nbsp;h sowie die Achsenverhältnisse für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell des Asteroiden.<ref>T. Michałowski: ''Spin Vectors of Asteroids 21 Lutetia, 196 Philomela, 250 Bettina, 337 Devosa and 804 Hispania.'' In: ''Asteroids, Comets, Meteors 1991.'' Lunar and Planetary Institute, Houston TX 1992, S. 417–419, {{bibcode|1992acm..proc..417M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1992acm..proc..417M/ADS_PDF PDF; 147 kB]).</ref>

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven ab 1980 Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (immer retrograd), der Rotationsperiode (zwischen 5,0544 und 5,0549&nbsp;h) und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten.<ref>A. Erikson, P. Magnusson: ''Pole Determinations of Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 103, Nr. 1, 1993, S. 62–66, [[doi:10.1006/icar.1993.1058]].</ref><ref>T. Michałowski: ''Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, [[doi:10.1006/icar.1993.1193]] ([https://sirrah.troja.mff.cuni.cz/~mira/tmp/icarus_pdf/michalowski.1993.pdf PDF; 599 kB]).</ref><ref>G. De Angelis: ''Asteroid spin, pole and shape determinations.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, [[doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G]].</ref> Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 17. Februar 1988 am Osservatorio Astronomico di Torino,<ref>E. Dotto, M. A. Barucci, M. Fulchignoni, M. Di Martino, A. Rotundi, R. Burchi, A. Di Paolantonio: ''M-type asteroids: Rotational properties of 16 objects.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 95, Nr. 2, 1992, S. 195–211, {{bibcode|1992A&AS...95..195D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1992A&AS...95..195D/ADS_PDF PDF; 349 kB]).</ref> vom 3. Februar bis 8. April 1994 am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma,<ref>C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, H. Debehogne, L. Festin, P. Magnusson, S. Mottola, T. Oja, G. de Angelis, I. N. Belskaya, M. Dahlgren, M. Gonano-Beurer, J. Lagerros, K. Lumme, S. Pohjolainen: ''Physical studies of asteroids. XXIX. Photometry and analysis of 27 asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 113, 1995, S. 115–129, {{bibcode|1995A&AS..113..115L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1995A&AS..113..115L/ADS_PDF PDF; 422 kB]).</ref> vom 26. September bis 3. Oktober 1997 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien (abgeleitete Periode 5,065&nbsp;h)<ref>D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: ''Rotational periods of asteroids II.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, [[doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9]].</ref> sowie vom 11. April bis 7. Juni 2000 an der Außenstelle Tschuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s in der Ukraine und am [[Krim-Observatorium]] in [[Simejis]] (abgeleitete Periode 5,054&nbsp;h).<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>

Mit den von 1980 bis 1994 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse, eine prograde und eine retrograde, jeweils nahezu in der Ebene der [[Ekliptik]] gelegen, und eine Periode von 5,05442&nbsp;h bestimmt.<ref>J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: ''Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data.'' In: ''Icarus.'' Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, [[doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=87352c8bc7274adee44a4fbb0afdb49e4d3e2415 PDF; 303 kB]).</ref> Mit dem neuen Algorithmus ''All-Data Asteroid Modeling'' (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom September 2008 (siehe oben) gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde nun eine eindeutige und verbesserte prograde Position nahe zur Ekliptik und eine Periode von 5,05441&nbsp;h bestimmt, während für die Größe ein volumenäquivalenter Durchmesser von 109 ± 5&nbsp;km abgeleitet wurde.<ref>M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: ''Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 607, A117, 2017, S. 1–14, [[doi:10.1051/0004-6361/201731456]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/11/aa31456-17.pdf PDF; 2,64 MB]).</ref> Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von [[Gaia DR2]] erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 5,05441&nbsp;h bestimmt.<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 (250) Bettina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen, eine mit prograder und eine mit retrograder Rotation, sowie eine Periode von 5,05441&nbsp;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 5,0542&nbsp;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>

== Bettina-Familie ==
(250) Bettina ist namensgebendes und größtes Mitglied einer [[Asteroidenfamilie]] mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]] von 3,11–3,17&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]], eine [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,13–0,15 und eine [[Bahnneigung]] von 12,3°–13,2°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen C und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,08. Die ''Bettina-Familie'' umfasste im Jahr 2019 etwa 213 bekannte Mitglieder.<ref>T. A. Vinogradova: ''Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, [[doi:10.1093/mnras/stz228]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/3/3755/28549009/stz228.pdf PDF; 4,80 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|250 Bettina|(250) Bettina}}
* {{IAU MPC|250}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=250}}
* {{AstDyS|ID=250}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=250 (250) Bettina] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

[[Kategorie:Rothschild (Familie)]]