(129) Antigone

Asteroid
(129) Antigone
Berechnetes 3D-Modell von (129) Antigone
Berechnetes 3D-Modell von (129) Antigone
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,869 AE
Exzentrizität 0,213
Perihel – Aphel 2,258 AE – 3,480 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,3°
Länge des aufsteigenden Knotens 135,7°
Argument der Periapsis 110,6°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 22. Dezember 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 314 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,39 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 113 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,15
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 4 h 57 min
Absolute Helligkeit 7,0 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker C. H. F. Peters
Datum der Entdeckung 5. Februar 1873
Andere Bezeichnung 1873 CA, 1878 CA, 1907 BA
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.

(129) Antigone ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 5. Februar 1873 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters am Litchfield Observatory in New York entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Antigone, der Tochter von Ödipus, dem König von Theben. Sie begleitete ihren Vater, als dieser blind war und von ihrem Onkel Kreon ins Exil geschickt wurde.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten vom März 1975 und Juni 1976 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona wurden für (129) Antigone erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 115 km bzw. 0,19 bestimmt.[1][2] Am 11. April 1985 gab es eine Bedeckung des Sterns BD +20° 2390 (= AG +20° 1138) durch (129) Antigone für bis zu 84 Sekunden, die von mehreren Beobachtern in Colorado verfolgt wurde. Aus dem zeitlichen Verlauf konnte für den Asteroiden ein mittlerer Durchmesser von 113 ± 4 km bestimmt werden. Die Beobachtungen wiesen auf eine nicht-sphärische Gestalt hin.[3][4] 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 129,5 km bzw. 0,16.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 128,7 km bzw. 0,15 geändert.[6] Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 124 ± 12 km abgeleitet werden.[7]

Radarastronomische Untersuchungen von (129) Antigone erfolgten am Arecibo-Observatorium am 28. April bis 13. Mai 2005 bei 2,38 GHz. Die Radar-Albedo zeigte rotationsabhängig starke Schwankungen. Aus einer 3D-Modellierung wurde eine Größe 113 ± 18 km mit den Achsen eines Ellipsoids von 150 × 101 × 94 km und eine visuelle Albedo von 0,21 abgeleitet.[8] Der Asteroid besteht zu einem hohen Anteil aus NiFe-Metall.[9] Spektroskopische Messungen vom März 2005 bis Oktober 2006 an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi wiesen darüber hinaus auf das Vorhandensein von hydratisierten Mineralen hin und dass die Oberflächenmineralogie des Asteroiden von Orthopyroxen oder einer Mischung aus Orthopyroxen/Klinopyroxen dominiert wird. Um die Ursache der widersprüchlichen Messergebnisse in verschiedenen Frequenzbereichen zu erklären, wurde ein Szenario entworfen, nach dem der Asteroid möglicherweise aus der Kollision zweier unterschiedlicher Körper entstand, einer davon reich an Metallen, der andere reich an hydratisierten Mineralen.[10][11]

Photometrische Beobachtungen von (129) Antigone erfolgten erstmals vom 29. Mai bis 16. Juni 1971 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium. Damals wurden vier Lichtkurven aufgezeichnet.[12] Weitere Messungen wurden vom 6. Mai bis 8. Juni 1976 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien durchgeführt. Aus den dabei registrierten Lichtkurven konnte eine Rotationsperiode von 4,9572 h bestimmt werden.[13] Neue Beobachtungen erfolgten am 19. Oktober 1982 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien[14] und am 5. Dezember 1983 wieder am Osservatorio Astronomico di Torino. In beiden Fällen wurde eine Rotationsperiode von 4,957 h abgeleitet.[15]

Aus Beobachtungen vom 1. und 2. Juli 1981 sowie 29. und 31. Dezember 1983 am Osservatorio Astrofisico di Catania und am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien wurden neben einer Rotationsperiode von 4,957 h unter Einbeziehung der archivierten Daten von 1976 und 1982 erstmals zwei Lösungen für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und das Verhältnis zweier Achsen eines elliptischen Konturmodells für den Asteroiden errechnet.[16] Unter Verwendung der gleichen Daten führte eine Untersuchung von 1986 mit einem anderen mathematischen Verfahren allerdings zu zwei davon stark abweichenden Lösungen für die Lage der Rotationsachse bei einer prograden Rotationsperiode von 4,95736 h. Weitere Beobachtungen zur Klärung der Abweichung wurden daher als notwendig erachtet.[17]

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 (129) Antigone. Beobachtungen fanden am Kitt-Peak-Nationalobservatorium bei 12 Gelegenheiten zwischen April 1981 und Juni 1986 statt und lieferten eine Vielzahl an Lichtkurven.[18] Aus diesen konnte in einer Untersuchung von 1988 eine eindeutige Lösung für die Position der Rotationsachse bestimmt werden mit prograder Rotation und einer Periode von 4,95717 h. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.[19] Die Ergebnisse wurden 1991 unter zusätzlicher Berücksichtigung der Beobachtungsdaten vom 5. Dezember 1983 und einer weiteren eigenen Messung vom 24. Dezember 1984[20] noch einmal überarbeitet, dies führte aber zu keinen signifikanten Änderungen an den Ergebnissen.[21]

Eine unabhängige Untersuchung von 1990, die die gleichen Ausgangsdaten wie die Forschergruppe verwendete, konnte ebenfalls zwei alternative Positionen für die Rotationsachse und die Achsenverhältnisse bestimmen. Die Rotationsperiode wurde hier zu 4,9572 h bestimmt.[22] Ebenso wurden in einer neuen Untersuchung von 1992 aus photometrischen Messungen vom Juli/August 1986 sowie Februar und April 1990 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo wieder zwei alternative Positionen für die Rotationsachse bei einer Rotationsperiode von 4,9572 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt.[23] In einer weiteren Untersuchung von 1995 wurde aus den Lichtkurven der Jahre 1971 bis 1986 zum einen eine eindeutige Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation mit einer Periode von 4,95716 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt, zum anderen eine Bewertung aller früheren Versuche zur Bestimmung der Rotationsachse des Asteroiden vorgenommen. Es zeigte sich dabei, dass außer dem ersten Versuch, der gänzlich abweichende Angaben geliefert hatte, alle anderen zu ähnlichen Ergebnissen führten, wobei in drei Fällen auch jeweils eine der beiden alternativen Lösungen ausgeschlossen werden konnte.[24]

Berechnetes 3D-Modell von (129) Antigone

Neue photometrische Messungen von (129) Antigone waren derweil bereits bei der Opposition 1986 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma durchgeführt worden und führten wieder zu einer Rotationsperiode von 4,9572 h,[25] während Beobachtungen am Lohrmann-Observatorium in Dresden zwischen 11. Februar und 4. Mai 2000 zu einem Wert von 4,955 h ausgewertet wurden.[26]

Mit den seit 1971 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) und neuen photometrischen Messungen vom 19. und 21. Januar 1999 am Observatorium Borówiec in Polen und vom 26. November 2002 am Quail Hollow Observatory in Florida konnte in einer Untersuchung von 2003 wieder eine eindeutige Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation mit einer Periode von 4,95715 h sowie die Achsenverhältnisse bestimmt werden. Der Versuch, ein Gestaltmodell für den Asteroiden zu erstellen, führte zunächst zu etwas verwirrenden Ergebnissen, bis die Lichtkurve von 2002 die Lösung bestätigte. Die Unsicherheit war auf eine Gruppe von sechs fehlerhaften Lichtkurven aus den 70er und 80er Jahren zurückzuführen, bei denen die Kurvenformen zwar in jedem Fall in Ordnung waren, nur die angegebenen Epochen eindeutig falsch waren. Die Form des Asteroiden erwies sich mit Achsenverhältnissen von a/b = 1,3 und b/c = 1,0 als ziemlich regelmäßig. Allerdings schien die Oberfläche auch Schwankungen in der Albedo aufzuweisen.[27] Die Auswertung von Beobachtungen der Sternbedeckung von 1985 (siehe oben) sowie zweier weiterer vom 9. September 2001 und vom 13. Februar 2009 durch den Asteroiden zeigte in einer Untersuchung von 2011, dass die Projektionen des abgeleiteten Gestaltmodells zwar mit den drei Bedeckungen übereinstimmten, die Größe sich aber nicht gut anpassen ließ. Die Größe, die gut zu den beiden Bedeckungen von 1985 und 2001 passte, passte schlecht zur dritten Bedeckung von 2009. Wenn nur die ersten beiden Bedeckungen angepasst wurden, beträgt die Größe 118 ± 14 km, während sich das dritte Ereignis bestenfalls mit einer Größe von 148 ± 11 km anpassen ließ. Diese Inkonsistenz könnte durch die beobachtet Albedo-Variation verursacht werden – die tatsächliche Form unterscheidet sich wahrscheinlich von dem Modell, das eine gleichmäßige Albedo-Verteilung auf der Oberfläche annahm.[28] Die Auswertung von inzwischen 52 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 eine Überarbeitung des Gestaltmodells von 2003 und die Angabe verbesserter Werte für die Position der Rotationsachse und der Rotationsperiode mit 4,95716 h.[29]

Bei einer Auswertung von Gaia DR2-Daten in 2019 konnte mit einem cellinoidförmigen Modell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) eine Rotationsperiode von 4,9570 h sowie eine von den früheren Bestimmungen abweichende Lage der Rotationsachse bestimmt werden.[30] Vom 23. bis 27. Oktober 2021 wurden an verschiedenen spanischen Observatorien photometrische Beobachtungen von (129) Antigone durchgeführt. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 4,956 h abgeleitet.[31]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (129) Antigone aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 2,65·1018 kg geführt, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 119 km zu einer Dichte von 2,96 g/cm³ führte bei einer Porosität von 29 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±35 %.[32] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi von 2006[33] und 2010 (siehe oben) gut reproduziert. Für die Rotationsachse konnte eine Position bestimmt werden und die Rotationsperiode wurde zu 4,95716 h berechnet. Für die Größe gab es eine neue Bestimmung zu einem volumenäquivalenten Durchmesser von 126 ± 3 km. Die entsprechende Schüttdichte von 2,5 g/cm³ ist für einen Asteroiden des M-Typs eher gering, beinhaltet aber aus der Massenbestimmung eine hohe Unsicherheit.[34]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ D. Morrison, C. R. Chapman: Radiometric diameters for an additional 22 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 204, 1976, S. 934–939, doi:10.1086/154242 (PDF; 636 kB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑ J. Stamm: Observations of Asteroidal Appulses and Occultations. In: Occultation Newsletter. Band 3, Nr. 12, 1985, S. 249–253 (PDF; 1,30 MB).
  4. ↑ L. H. Wasserman, R. L. Millis, O. G. Franz: The Occultation of AG + 20° 1138 by 129 Antigone on 11 April 1985. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Band 18, 1986, S. 797–798, bibcode:1986BAAS...18..797W (PDF; 82 kB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ M. K. Shepard, B. E. Clark, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. Warner, D. Pray, P. Pravec, M. Fauerbach, T. Bennett, A. Klotz, R. Behrend, H. Correia, J. Coloma, S. Casulli, A. Rivkin: A radar survey of M- and X-class asteroids. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 184–205, doi:10.1016/j.icarus.2007.11.032 (PDF; 2,04 MB).
  9. ↑ M. K. Shepard, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. D. Warner, R. D. Stephens, M. Mueller: A radar survey of M- and X-class asteroids. II. Summary and synthesis. In: Icarus. Band 208, Nr. 1, 2010, S. 221–237, doi:10.1016/j.icarus.2010.01.017 (PDF; 2,04 MB).
  10. ↑ M. E. Ockert-Bell, B. E. Clark, M. K. Shepard, A. S. Rivkin, R. P. Binzel, C. A. Thomas, F. E. DeMeo, S. J. Bus, S. Shah: Observations of X/M asteroids across multiple wavelengths. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 206–219, doi:10.1016/j.icarus.2007.11.006.
  11. ↑ P. S. Hardersen, E. A. Cloutis, V. Reddy, T. Mothé-Diniz, J. P. Emery: The M-/X-asteroid menagerie: Results of an NIR spectral survey of 45 main-belt asteroids. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 46, Nr. 12, 2011, S. 1910–1938, doi:10.1111/j.1945-5100.2011.01304.x (PDF; 600 kB).
  12. ↑ 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.
  13. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric photometry of the minor planets 41 Daphne and 129 Antigone. In: Astronomy & Astrophysics. Band 56, Nr. 1–2, 1977, S. 7–11, bibcode:1977A&A....56....7S (PDF; 81 kB).
  14. ↑ 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.
  15. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. G. Levy, S. Vail: Photometric geodesy of main-belt asteroids: I. Lightcurves of 26 large, rapid rotators. In: Icarus. Band 70, Nr. 2, 1987, S. 191–245, doi:10.1016/0019-1035(87)90131-X.
  19. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: II. Analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 76, Nr. 1, 1988, S. 19–77, doi:10.1016/0019-1035(88)90139-X.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 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.
  22. ↑ P. Magnusson: Spin vectors of 22 large asteroids. In: Icarus. Band 85, Nr. 1, 1990, S. 229–240, doi:10.1016/0019-1035(90)90113-N.
  23. ↑ 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 (PDF; 349 kB).
  24. ↑ 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.
  25. ↑ C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs: Physical studies of asteroids. XVIII: Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 73, Nr. 3, 1988, S. 395–405, bibcode:1988A&AS...73..395L (PDF; 303 kB).
  26. ↑ I. Foerster, H. Potthoff: Lightcurves of Asteroid 43, 87, 129, and 130. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 28, Nr. 2, 2001, S. 25–26, bibcode:2001MPBu...28...25F (PDF; 132 kB).
  27. ↑ 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 (PDF; 303 kB).
  28. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  29. ↑ 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).
  30. ↑ A. Cellino, D. Hestroffer, X.-P. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: Inversion of HIPPARCOS and Gaia photometric data for asteroids. Asteroid rotational properties from sparse photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A67, 2019, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/201936059 (PDF; 1,17 MB).
  31. ↑ R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band. 49, Nr. 2, 2022, S. 136–140, bibcode:2022MPBu...49..136F (PDF; 21,3 MB).
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