(20) Massalia ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 19. September 1852 vom italienischen Astronomen Annibale de Gasparis am Osservatorio Astronomico di Capodimonte in Neapel entdeckt wurde. Einen Tag später erfolgte noch eine unabhängige Entdeckung durch Jean Chacornac am Observatoire de Marseille, der das Objekt wahrscheinlich schon am 9. September beobachtet hatte.
Der Asteroid wurde benannt nach dem griechischen Namen der Stadt Marseille. Manchmal wurde auch die lateinische Schreibweise Massilia verwendet. Die Benennung erfolgte nach der Entdeckung in Marseille durch den französischen Astronomen Jean Elias Benjamin Valz. Er war auch einer der ersten, der die eingekreiste Zahl des Asteroiden 20x20px|Astronomisches Symbol von Massalia als Symbol vorschlug, die sich heute allgemein als eingeklammerte oder freistehende Nummerdarstellung durchgesetzt hat.B. Valz: Entdeckung eines neuen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 35, Beilage zu Nr. 828, 1853, Sp. 193–194 (online, französisch). De Gasparis, der den Asteroiden nach einem Vorschlag von Wilhelm Herschel Themis nennen wollte, willigte aber in Valz’ Namensgebung ein, die auch den ersten Namen für einen Kleinplaneten darstellt, der nicht aus der antiken Mythologie stammt.A. de Gasparis: Sur la dénomination de la planète découverte le 19 septembre 1852 à Naples. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 35, Nr. 833, 1853, Sp. 279–280 (online).
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom Juni 1974 und am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (20) Massalia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 133 und 132 km bzw. 0,16 bestimmt.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 (PDF; 1,18 MB).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 2. bis 7. Dezember 1987 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 145 ± 17 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 (20) Massalia, für die damals Werte von 145,5 km bzw. 0,21 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). Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 135,7 km bzw. 0,24.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 (PDF; 3,27 MB).
Spektroskopische Aufnahmen im mittleren Infrarot mit dem Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie (SOFIA) am 27. Januar 2022 lieferten Hinweise darauf, dass im Oberflächenmaterial von (20) Massalia Wasser in molekularer Form in einer Konzentration von etwa 0,045 % vorliegt, ähnlich wie auf dem Mond.A. Arredondo, M. M. McAdam, C. I. Honniball, T. M. Becker, J. P. Emery, A. S. Rivkin, D. Takir, C. A. Thomas: Detection of Molecular H2O on Nominally Anhydrous Asteroids. In: The Planetary Science Journal. Band 5, Nr. 2, 2024, S. 1–13, doi:10.3847/PSJ/ad18b8 (PDF; 1,75 MB).
mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (20) Massalia Photometrische Beobachtungen von (20) Massalia fanden erstmals statt vom 27. März bis 15. Mai 1955 am Yerkes-Observatorium in Wisconsin und am McDonald-Observatorium in Texas. Die in sechs Nächten aufgezeichneten Lichtkurven wurden zu einer Rotationsperiode von 8,098 h ausgewertet. Dieser Datensatz führte auch zur erstmaligen Entdeckung des Oppositionseffekts bei einem Asteroiden.T. Gehrels: Photometric Studies of Asteroids. V. The Light-Curve and Phase Function of 20 Massalia. In: The Astrophysical Journal. Band 123, 1956, S. 331–8, doi:10.1086/146166 (PDF; 205 kB). Bei neuen Messungen am 25. Januar 1958 am McDonald-Observatorium konnte eine Lichtkurve registriert werden, es wurde aber kein Wert für die Periode abgeleitet.T. Gehrels, D. Owings: Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves. In: The Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 906–924, doi:10.1086/147334 (PDF; 1,21 MB). Beobachtungen in China am 9. Januar 1962 konnten den Wert der Rotationsperiode bestätigen und auch Aussagen zur Lage der Rotationsachse treffen, während Messungen am 28. März 1970 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona zu den früheren Messdaten passten,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. ebenso wie eine Messung am 8. September 1979 in der Sowjetunion, die eine Periode von 8,0981 h und eine retrograde Rotation vorschlug.
Nach einer weiteren Beobachtung am 15. Oktober 1983 am Osservatorio Astrofisico di Catania und am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien konnten aus den archivierten Daten seit 1955 ebenfalls zwei alternative Positionen für die Rotationsachse sowie die Achsenverhältnisse eines zweiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet werden.M. A. Barucci, M. Fulchignoni, R. Burchi, V. D’Ambrosio: Rotational Properties of Ten Main Belt Asteroids: Analysis of the Results Obtained by Photoelectric Photometry. In: Icarus. Band 61, Nr. 1, 1985, S. 152–162, doi:10.1016/0019-1035(85)90161-7. Dies gelang auch nach einer Beobachtung am 28. November 1983 am Observatorio del Teide auf Teneriffa.R. S. McCheyne, N. Eaton, A. J. Meadows: Visible and near-infrared lightcurves of eight asteroids. In: Icarus. Band 61, Nr. 3, 1985, S. 443–460, doi:10.1016/0019-1035(85)90135-6. Aus den bis 1983 archivierten Daten berechnete dann eine Untersuchung von 1986 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation sowie eine Periode von 8,0976 h und das Achsenverhältnis für eine zweiachsig-ellipsoidische Gestalt des Asteroiden.P. Magnusson: Distribution of spin axes and senses of rotation for 20 large asteroids. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 1–39, doi:10.1016/0019-1035(86)90072-2.
Weitere Beobachtungen erfolgten vom 3. bis 13. August 1986 während drei Nächten am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo. Aus den Daten der Beobachtungen von 1955 bis 1986 wurden zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer prograden Rotation und eine Periode von 8,0976 h abgeleitet, außerdem wurden wieder Achsenverhältnisse berechnet.E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M.A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158. Neue Messungen am 25. und 26. Januar 1992 am La-Silla-Observatorium in Chile führten in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 8,0926 h,M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, (PDF; 468 kB). während eine Untersuchung von 1999 aus den archivierten Daten eine Rotationsperiode von 8,0976 h und zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit prograder Rotation berechnete.Gy. Szabó, K. Sárneczky, L. L. Kiss: The O-C diagrams of minor planets – a new approach to modelling the rotation. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173rd colloquium of the IAU, Tatranská Lomnica 1999, S. 185–188, (PDF; 87 kB). Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden gelangen vom 20. Oktober 1998 bis 21. Januar 1999 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 8,0994 h abgeleitet.I. N. Belskaya, V. G. Shevchenko, N. N. Kiselev, Yu. N. Krugly, N. M. Shakhovskoy, Yu. S. Efimov, N. M. Gaftonyuk, A. Cellino, R. Gil-Hutton: Opposition polarimetry and photometry of S- and E-type asteroids. In: Icarus. Band 166, Nr. 1, 2003, S. 276–284, doi:10.1016/j.icarus.2003.09.005.