(423) Diotima

Asteroid
(423) Diotima
Berechnetes 3D-Modell von (423) Diotima
Berechnetes 3D-Modell von (423) Diotima
{{{Bild2}}}
{{{Bildtext2}}}
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Eos-Familie
Große Halbachse 3,066 AE
Exzentrizität 0,034
Perihel – Aphel 2,962 AE – 3,171 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 11,243°
Länge des aufsteigenden Knotens 69,3°
Argument der Periapsis 199,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 8. Oktober 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 135 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,01 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 175,9 km ± 3,9 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 47 min
Absolute Helligkeit 7,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		C
Geschichte
Entdecker Auguste Charlois
Datum der Entdeckung 7. Dezember 1896
Andere Bezeichnung 1896 XA, 1951 UV, 1975 LV
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(423) Diotima ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 7. Dezember 1896 vom französischen Astronomen Auguste Charlois am Observatoire de Nice bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Diotima, einer Seherin und Lehrerin des griechischen Philosophen Sokrates (469–399 v. Chr.). Julius Bauschinger, der Direktor des Astronomischen Rechen-Instituts in Berlin, veröffentlichte 1901 die Namen von 34 von Charlois entdeckten Asteroiden zwischen den Nummern (356) und (451). Im Text heißt es lediglich: „Nach Zustimmung des Herrn Charlois haben folgende von ihm entdeckten… Planeten nachstehende Namen erhalten.“ Es liegt daher nahe, dass die Namen vom Astronomischen Rechen-Institut ausgewählt wurden.[1]

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (423) Diotima zur Eos-Familie gezählt. Sie befindet sich dabei nahe einer Dreikörperresonanz mit Jupiter und Saturn, denn die gemittelte Umlauffrequenz (Kehrwert der siderischen Periode) ist etwa gleich groß wie die von Jupiter plus die dreifache Umlauffrequenz Saturns.[2]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (423) Diotima, für die damals Werte von 208,8 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[3] Aus den Beobachtungsergebnissen einer Bedeckung des Sterns 9. Größe HIP 66446 durch den Asteroiden am 15. März 2001 wurde für diesen eine Abschätzung von (186 × 149) km für die projizierte Größe erhalten.[4] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 6. Dezember 2003 konnte für den Asteroiden in einer Untersuchung von 2006 ein mittlerer Durchmesser von 208 km und das Achsenverhältnis einer zweiachsig-ellipsoidischen Kontur ermittelt werden.[5] Eine neue Auswertung der Daten ergab in einer Untersuchung von 2013 einen äquivalenten Durchmesser von 194 ± 18 km.[6]

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 177,3 km bzw. 0,07.[7] 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 177,0 km bzw. 0,07.[8] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 228,0 km bzw. 0,04 geändert worden waren,[9] wurden sie 2014 auf 175,9 km bzw. 0,07 korrigiert.[10] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 217,6 km bzw. 0,04 angegeben[11] und dann 2016 korrigiert zu 167,2 km bzw. 0,07, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[12] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch (423) Diotima einen Durchmesser von 205,7 ± 8,4 km.[13]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 10. August 1981 am La-Silla-Observatorium in Chile. Die über einen Zeitraum von mehr als sieben Stunden aufgezeichnete Lichtkurve wurde dahingehend interpretiert, dass die Rotationsperiode mindestens so lange sein müsste, es wurde dafür zunächst ein Wert von 8 Stunden angenommen, aber eine deutlich längere Periode auch nicht völlig ausgeschlossen. Am 10. November 1982 erfolgte eine weitere Beobachtung über fünf Stunden am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich. Die gemessene Lichtkurve schien ebenfalls zu der früheren Periode zu passen. Es wurde auch versucht, Besonderheiten in der Lichtkurven zu erklären. Als eine Möglichkeit dafür wurde unter anderem die Existenz eines dunklen Begleiters vorgeschlagen.[14]

Bereits am 22. November 1982 erfolgte eine weitere Beobachtung des Asteroiden über etwa sieben Stunden am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Die aufgezeichnete Lichtkurve wurde hier aber zu einer deutlich kürzeren Rotationsperiode von 4,62 h ausgewertet.[15] Eine Untersuchung von 1985 versuchte, diese widersprüchlichen Ergebnisse zu klären. Dabei zeigte es sich, dass die Messwerte von 1981 wegen ihrer geringen Qualität offenbar falsch interpretiert worden waren, denn sie passten auch sehr überzeugend zu der kürzeren Periode. Dafür wurde ein verbesserter Wert von 4,622 h abgeleitet.[16] Aus den archivierten Daten von 1981 und 1982 sowie neuen Messungen vom April 1985 in Turin (siehe unten) wurden dann erstmals zwei alternative Rotationsachsen und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden berechnet.[17] Weitere Beobachtungen erfolgten vom 13. bis 23. Oktober 1987 während vier Nächten am Observatorio astronómico Municipal de Mercedes in Argentinien. Die Auswertung der Daten bestätigte die kürzere Rotationsperiode mit einem Wert von 4,626 h.[18]

Aus photometrischen Messungen vom 14. und 16. April 1985, 19. November 1987 und 10. Januar bis 7. Februar 1989 in Turin wurde eine neue Lichtkurve zusammengesetzt, aus der jetzt aber eine geringfügig, aber signifikant längere Periode von 4,775 h bestimmt wurde. Außerdem konnte in Verbindung mit den archivierten Daten der früheren Beobachtungen dieses Mal eine eindeutige Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 4,7747 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden berechnet werden.[19] Aus Beobachtungen während der Oppositionen in den Jahren 1990 und 1992 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma wurde eine Rotationsperiode von 4,30 h abgeschätzt.[20]

Aus Beobachtungen vom 19. bis 26. September 1992 am La-Silla-Observatorium konnten drei gleichermaßen mögliche Werte für die Rotationsperiode von 4,7840, 9,5630 oder 11,9529 h bestimmt werden, wovon der mittlere als der richtige angesehen wurde.[21] Dagegen führten Messungen während sieben Nächten vom 17. November 1993 bis 7. Februar 1994 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis in der Auswertung wieder zu einer Rotationsperiode von 4,7752 h.[22]

Photometrische Messungen, die bereits am 12. und 18. November 1982 am Table Mountain Observatory in Kalifornien erfolgt waren, hatten zwar nur drei einzelne Datenpunkte erbracht, eine Untersuchung von 1999 nahm aber die verwirrende Vielfalt der in der Zwischenzeit propagierten Angaben zur Rotationsperiode des Asteroiden zum Anlass, alle Daten vom 10. bis 22. November 1982 noch einmal neu zu bewerten. Dadurch wurde zunächst sowohl ein Wert von 4,620 h als auch einer von 4,775 h eindeutig als gleichermaßen möglich angesehen, während eine Periode von 11,953 h ausgeschlossen werden konnte. Eine daraufhin stattfindende Analyse der Daten vom September 1992 konnte dann auch die Periode von 4,620 h eindeutig ausschließen, so dass nur noch die Periode von 4,775 h möglich erschien, wobei auch der doppelte Wert nicht völlig ausgeschlossen werden konnte.[23] Weitere Beobachtungen des Asteroiden gab es dann noch am 7. und 13. Dezember 2004 am Evelyn L. Egan Observatory der Florida Gulf Coast University (abgeleitete Rotationsperiode 4,7750 h)[24] und am 12. Januar 2005 an einer privaten Sternwarte in Hampshire, England (abgeleitete Periode 4,825 h).[25]

Aus archivierten Daten des Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und weiteren Beobachtungsergebnissen aus dem Zeitraum von 1981 bis 2006 konnte in einer Untersuchung von 2007 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse, eine mit prograder Rotation und eine nahe zur Ebene der Ekliptik gelegen, sowie eine Periode von 4,77538 h abgeleitet werden. Nach einem Vergleich mit den AO-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops vom Dezember 2003 (siehe oben) konnte jedoch die erste Lösung mit prograder Rotation ausgeschlossen werden.[26] Eine erneute Auswertung mit zusätzlichen Lichtkurven aus 2005 und 2009 erbrachte in einer Untersuchung von 2016 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell mit exakt den gleichen Werten für Rotationsachse und -periode.[27] Aus neuen photometrischen Beobachtungen vom 28. Februar bis 3. März 2016 am UnderOak Observatory in New Jersey wurde auch eine Rotationsperiode von 4,775 h bestimmt.[28]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2018 ein weiteres Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops (siehe oben) gut reproduziert. Die bereits zuvor ermittelte Rotationsachse konnte damit geringfügig verbessert werden, außerdem konnte das Gestaltmodell damit auf einen äquivalenten Durchmesser von 205 ± 7 km skaliert werden. Aufgrund der Spektralklasse C, der geringen Albedo und der vermuteten niedrigen Dichte (siehe unten) wurde (423) Diotima aber als nicht zur Eos-Familie gehörig, sondern als Eindringling (Interloper) innerhalb derselben eingestuft.[29] Vom 11. April bis 7. Juni 2023 wurden noch einmal während 30 Nächten am Command Module Observatory in Arizona Beobachtungen des Asteroiden durchgeführt, die zu einer Rotationsperiode von 4,77575 h ausgewertet wurden.[30]

Abschätzungen von Masse und Dichte für (423) Diotima aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,91·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 212 km zu einer Dichte von 1,39 g/cm³ führte bei einer Porosität von 38 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±35 %.[31]

Vermutete Binarität des Asteroiden

Nachdem bereits nach photometrischen Beobachtungen von (423) Diotima im November 1982 (siehe oben) die mögliche Existenz eines Begleiters ins Spiel gebracht worden war,[14] schienen die Auswertungen neuer Beobachtungen vom 16. März bis 25. Mai 1990 am Krim-Observatorium die Binarität des Asteroiden zu bestätigen. In der aufgezeichneten Lichtkurve waren zwei Periodizitäten von 4,56 und 14,88 h gefunden worden. Es wurde angenommen, dass diese die Rotationsperiode der primären Komponente sowie die Umlaufperiode eines Satelliten mit gebundener Rotation sind. Die Binarität von (423) Diotima sollte weiter durch das Vorhandensein einer etwa 200-tägigen Periode untermauert werden, bei der es sich wahrscheinlich um die Präzessionsperiode der Rotationsachse der Primärkomponente handeln sollte.[32][33] Ein vorgeschlagenes Modell des Asteroiden bestand aus zwei Körpern mit Durchmessern von 200 und 80 km, die sich in einem Abstand von 400 km voneinander befinden.[34] Diese Theorie wurde weiter ausgebaut nach weiteren Beobachtungen des Asteroiden im Zeitraum September 1993 bis April 2000 am Krim-Observatorium. Die Präzessionsperiode wurde noch genauer spezifiziert auf 113 (oder 226) Tage und für den Asteroiden wurde eine linsenförmige Gestalt angenommen, die einem katastrophalen Kollisionsereignis entstammt.[35]

Die Auswertung der AO-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops vom Dezember 2003 (siehe oben) erbrachte aber letztendlich keine Belege für die Existenz eines Begleiters von mehr als 6 km Größe bei über 12,5 km Abstand bzw. von mehr als 8 km Größe bei über 1 km Abstand vom Primärkörper.[5]

Diotima-Familie

(423) Diotima bewegt sich im Bereich der Eos-Familie. Eine Untersuchung von 2003 definierte jedoch den Asteroiden als namensgebendes und größtes Mitglied einer neuen Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 3,03–3,07 AE, eine Exzentrizität von 0,01–0,13 und eine Bahnneigung von 7,6°–13,1°. Die Diotima-Familie wäre dabei nach innen durch den Bereich der 9:4-Bahnresonanz mit Jupiter von der Eos-Familie abgetrennt und sollte zu dieser Zeit etwa 410 bekannte Mitglieder enthalten.[34]

Siehe auch

Commons: (423) Diotima – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ J. Bauschinger: Benennung von kleinen Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, doi:10.1002/asna.19011561520 (PDF; 141 kB).
  2. ↑ E. A. Smirnov, I. I. Shevchenko: Massive identification of asteroids in three-body resonances. In: Icarus. Band 222, Nr. 1, 2013, S. 220–228, doi:10.1016/j.icarus.2012.10.034 (arXiv-Preprint: PDF; 2,70 MB).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ R. Vasundhara, K. Jayakumar, C. Velu, M. Appakutty, A. Paranjpye, H. Kulkarni, P. Nitsure, M. Prabhunne, K. Shah: Observations of occultation of HIP 66446 by (423) Diotima on 2001 March 15 from India – Detection of a companion to the star. In: Bulletin of the Astronomical Society of India. Band 29, 2001, S. 577–584, bibcode:2001BASI...29..577V (PDF; 137 kB).
  5. ↑ a b F. Marchis, M. Kaasalainen, E. F. Y. Hom, J. Berthier, J. Enriquez, D. Hestroffer, D. Le Mignant, I. de Pater: Shape, size and multiplicity of main-belt asteroids: I. Keck Adaptive Optics survey. In: Icarus. Band 185, Nr. 1, 2006, S. 39–63, doi:10.1016/j.icarus.2006.06.001 (PDF; 3,92 MB).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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).
  10. ↑ 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).
  11. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  12. ↑ 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 (PDF; 1,34 MB).
  13. ↑ 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).
  14. ↑ a b H. J. Schober: The large C-type asteroid 423 Diotima – Rotation period, lightcurve and implications for a possible satellite. In: Astronomy & Astrophysics. Band 127, Nr. 2, 1983, S. 301–303, bibcode:1983A&A...127..301S (PDF; 68 kB).
  15. ↑ M. Di Martino, S. Cacciatori: Rotation periods and light curves of the large asteroids 409 Aspasia and 423 Diotima. In: Astronomy & Astrophysics. Band 130, 1984, S. 206–207, bibcode:1984A&A...130..206D (PDF; 56 kB).
  16. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino, A. Hanslmeier, H. J. Schober: New cases of ambiguity among large asteroids’ spin rates. In: Astronomy & Astrophysics. Band 147, Nr. 1, 1985, S. 35–38, bibcode:1985A&A...147...35Z (PDF; 93 kB).
  17. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino: Rotation axes of asteroids via the amplitude-magnitude method: Results for 10 objects. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 40–54, doi:10.1016/0019-1035(86)90073-4.
  18. ↑ R. Gil Hutton: Rotation period and light curve of asteroid 423 Diotima. In: Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía. Band 36, 1990, S. 193–200, bibcode:1990BAAA...36..193G (PDF; 499 kB, spanisch).
  19. ↑ 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.
  20. ↑ J. Piironen, P. Magnusson, C.-I. Lagerkvist, I. P. Williams, M. E. Buontempo, L. V. Morrison: Physical studies of asteroids. XXXI. Asteroid photometric observations with the Carlsberg Automatic Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 121, Nr. 3, 1997, S. 489–497, doi:10.1051/aas:1997325 (PDF; 402 kB).
  21. ↑ 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, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  22. ↑ V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of asteroids: Lightcurves of 24 asteroids obtained in 1993–2005. In: Planetary and Space Science. Band 55, Nr. 7–8, 2007, S. 986–997, doi:10.1016/j.pss.2007.01.001.
  23. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, D. J. Tholen: Asteroid Lightcurve Observations from 1981 to 1983. In: Icarus. Band 142, Nr. 1, 1999, S. 173–201, doi:10.1006/icar.1999.6181.
  24. ↑ M. Fauerbach, T. Bennett: Photometric lightcurve observations of 125 Liberatrix, 218 Bianca, 423 Diotima, 702 Alauda, 1963 Bezovec, and (5849) 1990 HF1. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 4, 2005, S. 80–81, bibcode:2005MPBu...32...80F (PDF; 274 kB).
  25. ↑ R. Dymock: Lightcurve of 423 Diotima. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 3, 2005, S. 52, bibcode:2005MPBu...32...52D (PDF; 65 kB).
  26. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, A. Marciniak, W. H. Allen, R. Behrend, C. Bembrick, T. Bennett, L. Bernasconi, J. Berthier, G. Bolt, S. Boroumand, L. Crespo da Silva, R. Crippa, M. Crow, R. Durkee, R. Dymock, M. Fagas, M. Fauerbach, S. Fauvaud, M. Frey, R. Gonçalves, R. Hirsch, D. Jardine, K. Kamiński, R. Koff, T. Kwiatkowski, A. López, F. Manzini, T. Michałowski, R. Pacheco, M. Pan, F. Pilcher, R. Poncy, D. Pray, W. Pych, R. Roy, G. Santacana, S. Slivan, S. Sposetti, R. Stephens, B. Warner, M. Wolf: Physical models of ten asteroids from an observers’ collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 465, Nr. 1, 2007, S. 331–337, doi:10.1051/0004-6361:20066347 (PDF; 618 kB).
  27. ↑ 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 (PDF; 493 kB).
  28. ↑ K. B. Alton: CCD Lightcurves for Main-belt Asteriods 423 Diotima and 925 Alphonsina. 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. 188–189, bibcode:2017MPBu...44..188A (PDF; 974 kB).
  29. ↑ J. Hanuš, M. Delbo’, V. Alí-Lagoa, B. Bolin, R. Jedicke, J. Ďurech, H. Cibulková, P. Pravec, P. Kušnirák, R. Behrend, F. Marchis, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, M. Bachschmidt, L. Bernasconi, L. Brunetto, S. Casulli, R. Dymock, N. Esseiva, M. Esteban, O. Gerteis, H. de Groot, H. Gully, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, P. Krafft, M. Lehký, F. Manzini, J. Michelet, E. Morelle, J. Oey, F. Pilcher, F. Reignier, R. Roy, P. A. Salom, B. D. Warner: Spin states of asteroids in the Eos collisional family. In: Icarus. Band 299, 2018, S. 84–96, doi:10.1016/j.icarus.2017.07.007.
  30. ↑ T. Polakis: Lightcurves, H-G Curves and Color Indices for Three Minor Planets. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 50, Nr. 4, 2023, S. 267–270, bibcode:2023MPBu...50..267P (PDF; 890 kB).
  31. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
  32. ↑ V. V. Prokof’eva, M. L. Demchik, L. G. Karachkina: Photometric Evidences for the Binary Asteroids 87 Sylvia and 423 Diotima. In: Astronomical and Astrophysical Transactions. Band 8, Nr. 4, 1995, S. 291–295, doi:10.1080/10556799508226945 (PDF; 209 kB).
  33. ↑ V. V. Prokof’eva, L. G. Karachkina: Satellites of Two Large Asteroids. In: Astronomical and Astrophysical Transactions. Band 15, Nr. 1–4, 1998, S. 219–224, doi:10.1080/10556799808201772 (PDF; 234 kB).
  34. ↑ a b L. G. Karachkina, V. V. Prokof’eva: On the Family of the Binary Asteroid 423 Diotima. In: Solar System Research. Band 37, 2003, S. 414–420, doi:10.1023/A:1026027013694.
  35. ↑ V. V. Prokof’eva, L. G. Karachkina: Photometric and Colorimetric Observations of Asteroid 423 Diotima and Their Analysis. In: Solar System Research. Band 38, 2004, S. 108–119, doi:10.1023/B:SOLS.0000022822.94524.0a.
Dieser Artikel wurde von Wikipedia herausgegeben. Der Text ist verfügbar unter Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0, sofern nicht anders angegeben. Möglicherweise können weitere Bestimmungen für Mediendateien gelten.