(8) Flora ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 18. Oktober 1847 vom englischen Astronomen John Russell Hind am George Bishop’s Observatory in London entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Flora, der römischen Göttin der Blumen und Gärten, der Frau des Zephyr. Der Name war bereits sechs Tage vor Hinds Entdeckung in einem Brief des britischen Astronomen John Herschel für den nächsten zu entdeckenden Asteroiden vorgeschlagen worden: „ (Pallas, Juno, Ceres und Vesta werden als nüchterne und majestätische Duennas reichlich für die Ehrwürdigkeit der Gruppe zwischen Mars und Jupiter sorgen, während Astraea, Iris, Hebe und Flora alle Blicke auf sich ziehen und die Fantasie mit süßen und anmutigen Bildern erfüllen werden).“H. C. Schumacher: Circular. In: Astronomische Nachrichten. Band 26, Nr. 616, 1847, Sp. 253–254 (online). Das früher für den Asteroiden verwendete Symbol 30x30px|Astronomisches Symbol von Flora war die Rose Englands.J. R. Hind: Schreiben des Herrn Hind an den Herausgeber. In: Astronomische Nachrichten. Band 26, Nr. 617, 1847, Sp. 257–258 (online).
Durch die Auswertung von zahlreichen koordinierten Beobachtungen des Asteroiden (8) Flora auf der Nord- und Südhalbkugel konnte Johann Gottfried Galle 1874 die Astronomische Einheit genauer bestimmen und kam auf einen Wert von 148,33 Mio. km.J. G. Galle: Ueber einige vorläufige Ergebnisse in Betreff der Sonnen-Parallaxe aus den Beobachtungen der vorjährigen Flora-Opposition. In: Astronomische Nachrichten. Band 84, Nr. 2012, 1874, Sp. 315–320 (online). Diese Angabe lag nur etwa 0,85 % unter dem seit 2012 durch die IAU zu 149,60 Mio. km definierten Wert.
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom April 1973 und am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (8) Flora erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 161 bzw. 163 km und 0,12 bzw. 0,13 bestimmt.D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, (PDF; 997 kB).D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 4. bis 11. Dezember 1981 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 138 ± 9 km.C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D. B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, doi:10.1006/icar.1999.6130 (PDF; 354 kB). Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (8) Flora, für die damals Werte von 135,9 km bzw. 0,24 erhalten wurden.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 (PDF; 398 kB). Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni und 30. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 125 ± 10 km abgeleitet werden.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: PDF; 1,79 MB). Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 140,0 km bzw. 0,26.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 (PDF; 73,0 MB). 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 138,8 km bzw. 0,22.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 (PDF; 1,44 MB). Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 147,5 km bzw. 0,23 korrigiert.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 (PDF; 1,10 MB). Mit einer Auswertung von vier Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 147,0 ± 4,7 km bestimmt werden.D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
Bei spektroskopischen Untersuchungen am Mauna-Kea-Observatorium vom 11. bis 31. Dezember 1981 konnten von (8) Flora Emissionsspektren gewonnen werden, aus denen das Oberflächenmaterial des Asteroiden charakterisiert wurde: Die Zusammensetzung besteht aus Olivin, Pyroxen und Metall, wobei das Verhältnis von Olivin zu Pyroxen mäßig hoch ist. Der Metallanteil rührt wahrscheinlich von einem metallreichen, grobkörnigen Substrat her, während der Pyroxenanteil entweder reich an eisenhaltigem Orthopyroxen oder an Klinopyroxen ist. Die Zusammensetzung zeigt dabei auch eine Veränderlichkeit über die gesamte Oberfläche des Himmelskörpers hinweg. Bei (8) Flora handelt es sich höchstwahrscheinlich um den Restkern eines stark erhitzten, thermisch entwickelten und magmatisch differenzierten Planetesimals, der später zerstört wurde. Die beobachteten Oberflächenproben stammen aus Schichten, die an und nahe der Kern-Mantel-Grenze im Mutterkörper entstanden sind. Dies könnte auch für die anderen Asteroiden des S-Typs gelten.M. J. Gaffey: Rotational spectral variations of asteroid (8) Flora: Implications for the nature of the S-type asteroids and for the parent bodies of the ordinary chondrites. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1983, S. 83–114, doi:10.1016/0019-1035(84)90140-4.
mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (8) Flora Eine Helligkeitsveränderung von (8) Flora wurde erstmals 1921 von einem Astronomen in Italien entdeckt. Weitere photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten im Jahr 1950 in Frankreich sowie am 11. und 12. Februar und am 27. März 1953 am McDonald-Observatorium in Texas. Die aufgezeichneten Lichtkurven waren aber nur kurz oder zeigten wenig Veränderungen und konnten daher nicht weiter ausgewertet werden.I. I. Ahmad: Photometric Studies of Asteroids. IV. The Light-Curves of Ceres, Hebe, Flora, and Kalliope. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 551–273, (PDF; 476 kB). Eine erste Abschätzung für die Rotationsperiode zu etwa 13,6 Stunden gelang dann nach Beobachtungen vom 20. Dezember 1955 bis 1. Januar 1956 am gleichen Ort.I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten: Photometric Studies of Asteroids. VII. In: The Astrophysical Journal. Band 127, 1958, S. 253–273, doi:10.1086/146459 (PDF; 1,11 MB). Dieser Wert schien auch auf Messungen vom 16. und 17. Februar 1969 am Harvard-College-Observatorium in Massachusetts zuzutreffen, allerdings konnte auch eine halb so lange Periode nicht ausgeschlossen werden.J. Veverka: Photopolarimetric observations of the minor planet Flora. In: Icarus. Band 15, Nr. 3, 1971, S. 454–458, doi:10.1016/0019-1035(71)90122-9. Eine weitere Beobachtung vom 19. April 1970 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona wurde nicht weiter ausgewertet,C. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5. auch Messungen am 26. Januar und 1. Februar 1979 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien führten nicht zur Ableitung einer Rotationsperiode.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.
Neue Impulse brachten erst Beobachtungen vom 4. bis 22. Juli 1980 am Table Mountain Observatory. Aus der während sechs Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 12,86 h bestimmt.A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0. Während die im Rahmen einer spektroskopischen Beobachtung am Mauna-Kea-Observatorium im Dezember 1981 (siehe oben) aufgezeichneten Lichtkurven des Asteroiden zu keinen neuen Erkenntnissen über die Rotationsperiode führten, ebenso wie die fast zur gleichen Zeit in China registrierten,X. Zhou, X. Yang, Zh. Wu: Light curves of asteroids. Paper V. In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 7, Nr. 2, 1983, S. 129–131, doi:10.1016/0275-1062(83)90064-4. ergab die Auswertung von Beobachtungen zwischen Juli und Oktober 1984 an vier Observatorien in Großbritannien, Australien und der Schweiz eine signifikant kürzere Periode von 12,790 h, allerdings erschienen hier auch deutlich längere Werte im Bereich 17–19 bzw. >25,6 Stunden als möglich.A. J. Hollis, C. S. Bembrick, M. Dumont, R. Miles: Photometric properties of the minor planets: observations of (8) Flora in 1984. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 97, Nr. 4, 1987, S. 220–223, (PDF; 209 kB). Auch die Messdaten vom 11. und 13. September 1987 am La-Silla-Observatorium in Chile waren wieder nicht weiter auswertbar.H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, G. Hahn: Physical Studies of Asteroids XX. Photoelectric Photometry of Asteroids. In: Asteroids, Comets, Meteors III. AMC 89 Proceedings, Uppsala 1990, S. 45–48, (PDF; 151 kB).