Quelltext der Seite (323) Brucia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 323
| Name = (323) Brucia
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität =0.299681
| Große_Halbachse = 2.38162
| Bahnneigung = 24.26199
| Knoten = 97.28106
| Periwinkel = 291.53503
| Peridatum = 2023-12-11
| Periode = 1342.481
| Durchmesser = 27.7
| DurchmesserSigma = 0.3
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 9.463
| Albedo = 0.30
| Tholen = S
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 9.5
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1891-12-22
| anderer_Name = '''1891&nbsp;YB''', 1923&nbsp;JA, 1934&nbsp;JC
}}

'''(323) Brucia''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 22. Dezember 1891 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] mit einem [[Astrograf]]en an seiner Privatsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde. Es war der erste von insgesamt 248 durch ihn entdeckte Asteroiden. Nachdem sie zuvor durch visuelle Beobachtung gefunden wurden, war (323) Brucia damit der erste nummerierte Asteroid, der durch die Anwendung [[Astrofotografie|astrofotografischer]] Techniken entdeckt wurde, die sich danach auch bei traditionellen Beobachtern rasch durchsetzten.<ref>W. W. Campbell: ''Discovery of Asteroids by Photography.'' In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific.'' Band 4, Nr. 26, 1892, S. 264–265, [[doi:10.1086/120521]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1892PASP....4..264C/ADS_PDF PDF; 56 kB]).</ref>

Der Asteroid ist benannt zu Ehren von [[Catherine Wolfe Bruce]] (1816–1900), einer bekannten US-amerikanischen Förderin der Astronomie, „die Dr. Wolf die Möglichkeit gab, das größte und beste fotografische Teleskop zu erwerben, das für seine spezielle Forschung auf dem Gebiet der Planeten- und Nebelfotografie gebaut werden konnte.“ (J. A. Brashear in: ''Popular Astronomy.'' Bd. 11, 1903, S. 548). Mit dem [[Bruce-Teleskop]] der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg wurden nach deren Eröffnung 1898 mehr nummerierte Kleinplaneten entdeckt als mit jedem anderen Teleskop der Welt. Catherine Wolfe Bruce hatte bereits den Namensvorschlag für [[(313) Chaldaea]] gemacht und zu ihren Ehren wurde außerdem ein [[Bruce (Mondkrater)|Mondkrater]] benannt.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (323) Brucia zur [[(25) Phocaea#Phocaea-Familie|Phocaea-Familie]] gezählt.<ref>J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak: ''Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups.'' In: ''Icarus.'' Band 149, Nr. 1, 2001, S. 173–189, [[doi:10.1006/icar.2000.6512]] ([https://www.academia.edu/download/49302664/icar.2000.651220161002-16373-qd1rlk.pdf PDF; 414 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 (323) Brucia, für die damals Werte von 35,8&nbsp;km bzw. 0,18 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 32,4&nbsp;km bzw. 0,22.<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 neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 27,7&nbsp;km bzw. 0,29 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 [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (323) Brucia eine taxonomische Klassifizierung als S-Typ.<ref>C. A. Angeli, D. Lazzaro: ''Spectral properties of Mars-crossers and near-Earth objects. Results of the S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup> survey.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 391, Nr. 2, 2002, S. 757–765, [[doi:10.1051/0004-6361:20020834]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2002/32/aa2578.pdf PDF; 503 kB]).</ref><ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>

Die Ergebnisse [[Photometrie|photometrischer]] Messungen des Asteroiden am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile wurden erstmals im Jahr 1993 veröffentlicht. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 9,46&nbsp;h abgeleitet.<ref>H. J. Schober, A. Erikson, G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, T. Oja: ''Physical Studies of Asteroids. XXVI. Rotation and Photoelectric Photometry of Asteroids 323, 350, 582, 1021 and 1866.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 101, Nr. 3, 1993, S. 499–505, {{bibcode|1993A&AS..101..499S}}.</ref> Auch neue Beobachtungen vom 15. bis 17. Mai 1993 am gleichen Ort passten zu dieser Periode.<ref>J. Piironen, C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, T. Oja, P. Magnusson, L. Festin, A. Nathues, M. Gaul, F. Velichko: ''Physical studies of asteroids. XXXII. Rotation periods and UBVRI-colours for selected asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 128, Nr. 3, 1998, S. 525–540, [[doi:10.1051/aas:1998393]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/06/h0488.pdf PDF; 934 kB]).</ref> Messungen vom 27. Dezember 1994 bis 5. Februar 1995 mit der Automated Telescope Facility der [[University of Iowa]] konnten nicht zu einer Rotationsperiode ausgewertet werden.<ref>J. C. Armstrong, B. L. Nellermoe, L. E. Reitzler: ''Measuring Rotation Periods of Asteroids Using Differential CCD Photometry.'' In: ''International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication.'' Band 63, 1996, S. 59–68, {{bibcode|1996IAPPP..63...59A}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1996IAPPP..63...59A/ADS_PDF PDF; 485 kB]).</ref>

Weitere Beobachtungen, die das frühere Ergebnis bestätigten, erfolgten während drei Kampagnen an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies (CS3-PDS) in Colorado: Vom 19. bis 23. Januar 2014 (abgeleitete Rotationsperiode 9,463&nbsp;h),<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, {{bibcode|2014MPBu...41..144W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..144W/ADS_PDF PDF; 2,53 MB]).</ref> vom 18. bis 31. Mai 2018 (abgeleitete Periode 9,458&nbsp;h)<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2018 April–June.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 4, 2018, S. 380–386, {{bibcode|2018MPBu...45..380W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2018MPBu...45..380W/ADS_PDF PDF; 749 kB]).</ref> und vom 27. bis 30. April 2021 (abgeleitete Periode 9,457&nbsp;h). Zusammen mit den archivierten Daten der früheren Beobachtungen konnte damit auch erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen errechnet werden. Die präferierte Achse besitzt nur eine geringe Neigung zur Ebene der [[Ekliptik]] mit einer [[Rechtläufig und rückläufig|prograden]] Rotation und einer Periode von 9,4595&nbsp;h.<ref>R. D. Stephens, D. R. Coley, B. D. Warner: ''Main-belt Asteroids Observed from CS3: 2021 April–May.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 4, 2018, S. 380–387, {{bibcode|2021MPBu...48..380S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2021MPBu...48..380S/ADS_PDF PDF; 1,94 MB]).</ref>

Vom 28. April bis 11. Juni 2022 erfolgte durch eine Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) an sechs Observatorien in Italien eine erneute Beobachtung, bei der eine Rotationsperiode von 9,459&nbsp;h bestimmt wurde.<ref>L. Franco, A. Marchini, R. Papini, P. Bacci, M. Maestripieri, N. Ruocco, G. Scarfi, M. Iozzi, N. Montigiani, M. Mannucci, G. Baj, A. Valvasori, E. Guido, G. Galli, L. Buzzi: ''Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2022 April–June.'' 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. 342–346, {{bibcode|2022MPBu...49..342F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..342F/ADS_PDF PDF; 624 kB]).</ref> Im gleichen Zeitraum gab es auch noch eine Messung vom 20. bis 22. Mai 2022 am Command Module Observatory in Arizona, hier wurde eine Periode von 9,530&nbsp;h abgeleitet.<ref>T. Polakis: ''Lightcurves for Sixteen Minor Planets.'' 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. 298–303, {{bibcode|2022MPBu...49..298P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..298P/ADS_PDF PDF; 2,37 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 9,4594&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> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von [[Gaia DR3]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,4596&nbsp;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>

== Temporärer Marsbahngrazer ==
(323) Brucia bewegt sich derzeit (Stand: 1. Juli 2025) auf einer [[Umlaufbahn]], deren sonnennächster Punkt (Perihel) mit 1,668&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]] etwa 290.000&nbsp;km weiter von der [[Sonne]] entfernt liegt als der sonnenfernste Punkt (Aphel) der Umlaufbahn des [[Mars (Planet)|Mars]] mit 1,666&nbsp;AE, sie zählt damit nicht zu den [[Marsbahnkreuzer|Marsbahngrazern]]. Durch die starke [[Bahnneigung]] der Umlaufbahn von (323) Brucia gegen die Ekliptik besteht keine Gelegenheit, dass sich die beiden Himmelskörper selbst derzeit näher als 51,7 Mio.&nbsp;km (0,35&nbsp;AE) kommen können, was etwa alle 81,5 Jahre stattfindet.

[[Datei:323 Brucia.gif|mini|rechts|Stark gegen die Ekliptik geneigte Umlaufbahn von (323) Brucia und Bahnen der benachbarten Planeten]]
Vor nicht allzu langer Zeit war (323) Brucia allerdings noch ein Marsbahngrazer, denn durch die [[Bahnstörung#Gravitative Kräfte|gravitativen Störungen]] der [[Planet]]en verändern sich ([[Oskulation#Himmelsmechanik|oskulieren]]) die Bahnelemente ihrer Umlaufbahn periodisch. Die Periheldistanz verändert sich dabei (mit überlagerten kurzfristigen geringen Schwankungen) langfristig mit einer Periode von etwa 11.800 Jahren zwischen einem Minimalwert, der deutlich kleiner als die Apheldistanz des Mars ist, und einem Maximalwert, der deutlich größer als jene ist.

Dadurch war (323) Brucia etwa seit dem Jahr −1150 ein Marsbahngrazer gewesen, ihre Periheldistanz erreichte um 380 ein Minimum von 1,626&nbsp;AE, während die Apheldistanz des Mars zu diesem Zeitpunkt bei 1,664&nbsp;AE lag. Anschließend vergrößerte sich (323) Brucias Periheldistanz wieder.

Ab dem Jahr 1922 begann (durch die überlagerten kurzfristigen geringen Schwankungen) ein Wechselspiel, bei dem (323) Brucia immer wieder für einige Jahre kein Marsbahngrazer war, um danach für einige Jahre wieder zu einem solchen zu werden. Nachdem sie etwa seit August 2017 kein Marsbahngrazer mehr ist, wird sie von Juni 2041 bis Juni 2045, von Dezember 2050 bis November 2055 und von September 2061 bis November 2063 noch einmal zu einem solchen werden. Danach wird die Periheldistanz des Asteroiden aber für viele Jahrtausende nicht mehr innerhalb der Apheldistanz des Mars liegen.

Um 6420 wird die Periheldistanz von (323) Brucia ein Maximum von 1,863&nbsp;AE erreichen, um dann wieder abzunehmen. Etwa um das Jahr 10.900 wird der Asteroid dann bei einer Periheldistanz von 1,677&nbsp;AE wieder zum Marsbahngrazer werden und um 12.200 erneut ein Minimum seiner Periheldistanz bei 1,648&nbsp;AE durchlaufen, während die Apheldistanz des Mars zu diesem Zeitpunkt bei 1,678&nbsp;AE liegen wird.<ref>{{Internetquelle |autor=A. Vitagliano |url=http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|323 Brucia|(323) Brucia}}
* {{IAU MPC|323}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=323}}
* {{AstDyS|ID=323}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=323 (323) Brucia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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