(18) Melpomene

Asteroid
(18) Melpomene
Berechnetes 3D-Modell von (18) Melpomene
Berechnetes 3D-Modell von (18) Melpomene
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,295 AE
Exzentrizität 0,218
Perihel – Aphel 1,795 AE – 2,796 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,1°
Länge des aufsteigenden Knotens 150,3°
Argument der Periapsis 228,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 11. September 2023
Siderische Umlaufperiode 3 a 174 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,43 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 139,6 ± 2,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,18
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 34 min
Absolute Helligkeit 6,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker John Russell Hind
Datum der Entdeckung 24. Juni 1852
Andere Bezeichnung 1852 MA
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.

(18) Melpomene ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 24. Juni 1852 vom englischen Astronomen John Russell Hind am George Bishop’s Observatory in London entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Melpomene, der Muse der Tragödie. Alle Musen waren Nachkommen von Zeus und Mnemosyne, die anderen wurden bei der Namensgebung von (84) Klio, (27) Euterpe, (23) Thalia, (81) Terpsichore, (62) Erato, (33) Polyhymnia, (22) Kalliope und (30) Urania berücksichtigt. Die Benennung erfolgte auf Wunsch von George Bishop durch den Astronomer Royal George Biddell Airy,[1] der in einem Brief an den Astronomen am Kap der Guten Hoffnung David Gill schrieb: „Ich betrachte sie aus folgendem Grund als meinen Planeten, den Sie in Büchern nicht finden werden. Am 24. Juni 1839 verlor ich meinen edlen Jungen Arthur. Am 24. Juni 1852 (nur 13 Jahre später) verlor ich meine geliebte Tochter Elizabeth. Und während ich diesen Tag der Trauer empfand, erfuhr ich, dass an diesem Tag ein Planet entdeckt wurde, den ich benennen sollte. Also entschied ich mich für den Namen der Muse der Traurigkeit.“ (Vgl. G. Forbes: David Gill, Man and Astronomer. J. Murray, London 1916, S. 91.) Das früher für den Asteroiden verwendete Symbol Astronomisches Symbol von Melpomene war ein Kreuz und ein Stern.

Wissenschaftliche Auswertung

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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 (18) Melpomene erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 164 und 146 km bzw. 0,12 und 0,15 bestimmt.[2][3] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 7. bis 11. Dezember 1985 sowie vom 11. bis 26. September 1995 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden effektive Durchmesser von 134 ± 22 bzw. 141 ± 14 km.[4] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (18) Melpomene, für die damals Werte von 140,6 km bzw. 0,22 erhalten wurden.[5] 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 141,0 km bzw. 0,22.[6] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 155,8 km bzw. 0,18 korrigiert worden waren,[7] wurden sie 2014 auf 139,6 km bzw. 0,23 geändert.[8] Mit einer Auswertung von fünf Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 138 ± 6 km bestimmt werden.[9]

Berechnetes 3D-Modell von (18) Melpomene

Nachdem bereits 1920 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (18) Melpomene festgestellt worden war,[10] erfolgten neue photometrische Beobachtungen am 15. Februar und 9. März 1958 am McDonald-Observatorium in Texas. Wegen der Kürze und des großen zeitlichen Abstands der Beobachtungen konnte keine sichere Ableitung einer Rotationsperiode erfolgen, es wurde dafür ein Wert von etwa 14,2 Stunden angenommen.[11] Neue Beobachtungen wurden am 15. August 1974 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona[12] sowie während vier Nächten vom 21. bis 27. August 1974 im Camp Uraniborg in Kalifornien durchgeführt. Die Messungen führten hier allerdings zu einer Rotationsperiode, die auf 5⁄6 dieses Wertes, nämlich 11,83 h, bestimmt wurde. Es wurden auch bereits erste Überlegungen zur Position der Rotationsachse angestellt.[13] Weitere Beobachtungen erfolgten während sechs Nächten vom 28. Oktober bis 11. Dezember 1978 am Macalester College Observatory in Minnesota und am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Die aufgezeichneten Lichtkurven wurde zu einer Rotationsperiode von 11,572 h ausgewertet. Zu dieser Periode passten auch die Daten aus 1958, während diejenigen aus 1974 nicht gut kompatibel dazu waren.[14]

Beobachtungen vom 22. bis 28. September 1981 am Dance Hill Observatory in Kanada konnten nur zu einer ungefähren Periode von 11,4 h ausgewertet werden,[15] während Messungen vom 27. Mai bis 21. Juni 1984 am Gila Observatory in Arizona die genauere Periode mit einem Wert von 11,570 h bestätigen konnten,[16] ebenso wie Beobachtungen in 1984 und 1985 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma (abgeleitete Perioden 11,57 bzw. 11,58 h)[17] sowie vom 8. August 1988 bis 4. Januar 1989 am Observatorium Hoher List in Deutschland (abgeleitete Periode 11,5732 h). In Verbindung mit den archivierten Daten seit 1958 wurde auf eine retrograde Rotation und eine steil zur Orbitalebene angestellte Rotationsachse geschlossen.[18] Auch bei Messungen vom 22. bis 26. Februar 1990 am Observatorium Skalnaté Pleso in der Slowakei wurde für die Rotationsperiode ein wahrscheinlichster Wert von 11,57 h abgeleitet.[19]

Mit den von 1958 bis 1990 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 11,57144 h bestimmt. Das Modell erschien nicht glatt, sondern bestand aus ebenen Flächen, was auf eine unregelmäßige, nicht konvexe Form schließen ließ.[20] Um mehr Daten zur Verbesserung des Gestaltmodells zu liefern, erfolgten weitere Beobachtungen von (18) Melpomene vom 29. August bis 24. September 2012 sowie am 15. und 21. Januar 2014 am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Aus den detaillierten Lichtkurven ergab sich eine Rotationsperiode von 11,571 h.[21][22]

Aufnahme von (18) Melpomene durch das Very Large Telescope (VLT) am 3. August 2019

Die Auswertung von 64 vorliegenden Lichtkurven führte in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit einer eindeutigen Rotationsachse, allerdings mit prograder Rotation, und einer Periode von 11,57031 h.[23] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 wieder ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Teleskops II am Keck-Observatorium auf Hawaiʻi aus den Jahren 2005, 2009 und 2012 sowie Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden vom 11. Dezember 1978 gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine eindeutige und verbesserte Position mit prograder Rotation bestimmt und die Periode zu 11,57031 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 146 ± 3 km abgeleitet.[24] Neue photometrische Beobachtungen von (18) Melpomene erfolgten noch einmal vom 17. bis 30. August 2019 mit dem ferngesteuerten Teleskop TRAPPIST-South am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 11,571 h bestimmt.[25]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (18) Melpomene aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 3,22·1018 kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 142 km zu einer Dichte von 2,15 g/cm³ führte bei einer Porosität von 35 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±41 %.[26] Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (18) Melpomene. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[27]

  • Mittlerer Durchmesser 141 ± 2 km
  • Abmessungen in drei Achsen (161 × 135 × 131) km
  • Masse 4,5·1018 kg
  • Dichte 3,06 g/cm³
  • Albedo 0,22
  • Rotationsperiode 11,57031 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Möglicher Satellit

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Bei Beobachtungen der Bedeckung des Sterns 8. Größe SAO 114159 durch (18) Melpomene am 11. Dezember 1978 gab es einen möglichen Hinweis auf einen mindestens 48 km großen Begleiter des Asteroiden in einer Entfernung von 700 km von dessen Mittelpunkt.[28] Dies konnte aber durch interferometrische Beobachtungen mit leistungsstarken Teleskopen wie dem BTA-6 am Selentschuk-Observatorium in Russland widerlegt werden.[29]

Siehe auch

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Commons: (18) Melpomene – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  1. ↑ J. R. Hind: Beobachtungen der Melpomene. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 34, Nr. 816, 1852, Sp. 391–392 (online, englisch).
  2. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ 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; 2,74 MB).
  10. ↑ M. Harwood: Variations in the Light of Asteroids. In: Harvard College Observatory Circular. Nr. 269, 1924, S. 1–15, bibcode:1924HarCi.269....1H (PDF; 490 kB).
  11. ↑ 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).
  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. ↑ D. Welch, R. Binzel, J. Patterson: The Rotation Period of 18 Melpomene. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 2, Nr. 2, 1974, S. 20–21, bibcode:1974MPBu....2...20W (PDF; 202 kB).
  14. ↑ R. P. Binzel, A. W. Harris: Photoelectric lightcurves of asteroid 18 Melpomene. In: Icarus. Band 42, Nr. 1, 1980, S. 43–45, doi:10.1016/0019-1035(80)90240-7.
  15. ↑ C. J. Cunnigham, M. Kaitting: Photoelectric Photometry of Asteroid 18 Melpomene. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 9, Nr. 1, 1982, S. 1–3, bibcode:1982MPBu....9....1C (PDF; 141 kB).
  16. ↑ K. W. Zeigler, W. B. Florence: Photoelectric photometry of asteroids 9 Metis, 18 Melpomene, 60 Echo, 116 Sirona, 230 Athamantis, 694 Ekard, and 1984 KD. In: Icarus. Band 62, Nr. 3, 1985, S. 512–517 doi:10.1016/0019-1035(85)90191-5.
  17. ↑ 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).
  18. ↑ M. Hoffmann, E. H. Geyer: A Photometric Study of 18 Melpomene. In: C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, B. A. Lindblad (Hrsg.): Asteroids, Comets, Meteors III. Proceedings of a meeting (AMC 89), Uppsala 1990, S. 111–114, bibcode:1990acm..proc..111H (PDF; 187 kB).
  19. ↑ J. Borošová: Photometric observations of 18 Melpomene. In: Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. Band 21, 1991, S. 333–338, bibcode:1991CoSka..21..333B (PDF; 130 kB).
  20. ↑ 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).
  21. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Derived Rotation Periods for 18 Melpomene, 38 Leda, and 465 Alekto. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 1, 2013, S. 33, bibcode:2013MPBu...40...33P (PDF; 151 kB).
  22. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Derived Rotation Periods for 18 Melpomene, 234 Barbara, 236 Honoria, 520 Franziska, and 525 Adelaide. 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. 155–156, bibcode:2014MPBu...41..155P (PDF; 567 kB).
  23. ↑ 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).
  24. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  25. ↑ M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South. 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. 307–313, bibcode:2022MPBu...49..307F (PDF; 1,36 MB).
  26. ↑ 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).
  27. ↑ P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).
  28. ↑ R. M. Williamson: Observation of a secondary extinction during the occultation of SAO 114159 by (18) Melpomene. In: The Astronomical Journal. Band 85, Nr. 2, 1980, S. 174–176, doi:10.1086/112658 (PDF; 260 kB).
  29. ↑ I. A. Sokova, E. N. Sokov, V. V. Dyachenko, D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega: Results of testing for presence of satellites near 18 Melpomene and 532 Herculina by the speckle-interferometry method. In: arXiv. Nr. 1612.05813, 2016, S. 1–3, doi:10.48550/arXiv.1612.05813 (PDF; 195 kB).