(39) Laetitia
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| Asteroid (39) Laetitia | |
|---|---|
| 000039-asteroid shape model (39) Laetitia.png | |
| Berechnetes 3D-Modell von (39) Laetitia | |
| Eigenschaften des Orbits Vorlage:Infobox Asteroid/Database | |
| Orbittyp | Mittlerer Hauptgürtel |
| Große Halbachse | 2.76993 AE |
| Exzentrizität | 0.112436 |
| Perihel – Aphel | Vorlage:Str round AE – Vorlage:Str round AE |
| Neigung der Bahnebene | 10.36979 ° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | Vorlage:Str round° |
| Argument der Periapsis | Vorlage:Str round° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate |
| Siderische Umlaufperiode | Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Infobox Asteroid“ ist nicht vorhanden. |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | Vorlage:Str round km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 179,5 km ± 1,7 km |
| Albedo | 0,27 |
| Rotationsperiode | Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Infobox Asteroid“ ist nicht vorhanden. |
| Absolute Helligkeit | Vorlage:Str round mag |
| Spektralklasse (nach Tholen) |
S |
| Spektralklasse (nach SMASSII) |
S |
| Geschichte | |
| Entdecker | Jean Chacornac |
| Datum der Entdeckung | Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate |
| Andere Bezeichnung | 1856 CA |
| Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten. | |
Vorlage:Infobox Asteroid/Kategorien
(39) Laetitia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 8. Februar 1856 vom französischen Astronomen Jean Chacornac am Pariser Observatorium bei einer Helligkeit von 8,9 mag entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Laetitia, der nachrangigen römischen Göttin der Fröhlichkeit. Die Benennung erfolgte durch den französischen Astronomen Urbain Le Verrier.
Wissenschaftliche Auswertung
Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten von 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (39) Laetitia erstmals stark voneinander abweichende Werte für den Durchmesser und die Albedo von 158 oder 203 km bzw. 0,10 oder 0,17 bestimmt.<ref>D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.</ref> Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (39) Laetitia, für die damals Werte von 149,5 km bzw. 0,29 erhalten wurden.<ref>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).</ref> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 17. Juli 2005 und 29. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 152 ± 15 km abgeleitet werden.<ref>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).</ref> 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 163,0 km bzw. 0,25.<ref>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).</ref> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 161,8 km bzw. 0,27 korrigiert worden waren,<ref>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).</ref> wurden sie 2014 auf 179,5 km bzw. 0,23 geändert.<ref>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).</ref> Mit einer Auswertung von 2 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 159,0 ± 1,0 km bestimmt werden.<ref>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).</ref>
Eine Bewertung spektrografischer Daten von Asteroiden des taxonomischen S-Typs wies in einer Untersuchung von 1993 für (39) Laetitia auf das Vorhandensein einer signifikanten kalziumhaltigen Pyroxenkomponente in einer von Olivin dominierten Zusammensetzung hin.<ref>M. J. Gaffey, J. F. Bell, R. H. Brown, T. H. Burbine, J. L. Piatek, K. L. Reed, D. A. Chaky: Mineralogical Variations within the S-Type Asteroid Class. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 573–602, doi:10.1006/icar.1993.1194.</ref>
Nachdem bereits 1918 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (39) Laetitia festgestellt worden war,<ref>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).</ref> erfolgten neue photometrische Beobachtungen am 9. Mai 1949 am McDonald-Observatorium in Texas. Zusammen mit weiteren Beobachtungen am 29. Januar 1952 sowie am 4. und 10. April 1953 erfolgte eine Auswertung, bei der aus den kombinierten Lichtkurven eine Rotationsperiode für den Asteroiden von 5,179 h abgeleitet wurde.<ref>I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. I. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 200–220, doi:10.1086/145904 (PDF; 1,02 MB).</ref><ref>I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. II. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 529–546, doi:10.1086/145941 (PDF; 747 kB).</ref> Dieses Ergebnis konnte durch eine weitere Messung während drei Nächten vom 18. bis 28. Dezember 1955 mit einem Wert von 5,138 h noch verbessert werden. Wegen der Veränderlichkeit der Lichtkurven wurde vermutet, dass der Äquator des Asteroiden beträchtlich gegen die Ebene der Ekliptik geneigt ist und es wurde eine Berechnung von zwei alternativen Positionen der Rotationsachse versucht.<ref>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).</ref> Weitere Beobachtungen erfolgten am 5. März 1958 am gleichen Ort, dabei konnte keine Rotationsperiode abgeleitet werden,<ref>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).</ref> im November 1964 in China sowie am 1. August 1968 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika.<ref>W. Wamsteker, R. E. Sather: Minor planets and related objects. XVII. Five-color photometry of four asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 79, Nr. 12, 1974, S. 1465–1470, doi:10.1086/111702 (PDF; 422 kB).</ref> Aus den archivierten Lichtkurven und einer eigenen Messung am 22. August 1968 konnte eine Untersuchung der University of Arizona von 1971 eine Rotationsperiode von 5,1382 h bestimmen,<ref>R. C. Taylor: Photometric Observations and Reductions of Lightcurves of Asteroids. In: T. Gehrels (Hrsg.): Physical Studies of Minor Planets. NASA SP-267, 1971, S. 117–131, bibcode:1971NASSP.267..117T (PDF; 220 kB).</ref> während eine Untersuchung von 1975 aus den archivierten Lichtkurven der Jahre 1949 bis 1968 eine Rotationsachse und Achsenverhältnisse einer dreiachsig-ellipsoidischen Gestalt bestimmte.<ref>R. de Santis: An ellipsoidal asteroid: 39 Laetitia. In: Memorie della Società Astronomica Italiana. Band 46, 1975, S. 355–360, bibcode:1975MmSAI..46..355D (PDF; 262 kB).</ref>
Neue photometrische Beobachtungen wurden vom Juni 1968 bis Dezember 1974 während neun Gelegenheiten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona und am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi durchgeführt. Es konnte eine Position für die Rotationsachse und eine sehr längliche ellipsoidische Form von etwa 255 × 150 × 85 km und eine Rotationsperiode von 5,138 h berechnet werden. Form, Größe und Zusammensetzung des Asteroiden deuteten stark darauf hin, dass es sich um ein großes Kollisionsfragment eines wesentlich massereicheren differenzierten Mutterkörpers handelt.<ref>R. E. Sather: Minor planets and related objects. XIX. Shape and pole orientation of (39) Laetitia. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 67–73, doi:10.1086/111854 (PDF; 479 kB).</ref> Weitere Messungen erfolgten am 10. Juni 1977 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium, am 15. Oktober 1978 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona<ref>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.</ref> und im November 1978 in China.<ref>Y. Chang, X. Zhou, X. Yang, Y. Zhang, X. Li, Zh. Wu: Light curves of Asteroids (IV). In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 5, Nr. 4, 1981, S. 434–437, doi:10.1016/0275-1062(81)90008-4.</ref> Aus den archivierten Daten von 1952 bis 1978 konnten in einer Untersuchung von 1984 zwei alternative Rotationsachsen und ähnliche Achsenverhältnisse wie zuvor abgeleitet werden.<ref>V. Zappalà, Z. Knežević: Rotation axes of asteroids: Results for 14 objects. In: Icarus. Band 59, Nr. 3, 1984, S. 436–455, doi:10.1016/0019-1035(84)90112-X.</ref>
Bei einer Beobachtung vom 29. bis 31. August 1982 am Observatorio del Teide auf Teneriffa konnte zwar aus der aufgezeichneten Lichtkurve keine direkte Bestimmung einer Rotationsperiode erfolgen, aber die Kurve passte gut zu dem bereits bekannten Wert. Auch eine Lösung für die Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells wurden bestimmt, die Beobachtungsdaten schienen dabei auf eine andersfarbige Region in der Nähe eines der beiden Pole hinzuweisen.<ref>R. S. McCheyne, N. Eaton, S. F. Green, A. J. Meadows: B and V lightcurves and pole positions of three S-class asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 2, 1984, S. 286–295, doi:10.1016/0019-1035(84)90028-9.</ref> Eine weitere photometrische Beobachtung gelang am 24. November 1983 am South African Astronomical Observatory (SAAO) in Südafrika.<ref>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.</ref> Aus allen diesen Daten berechnete auch eine Untersuchung von 1986 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse für prograde Rotation, sowie eine Periode von 5,1382 h.<ref>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.</ref>
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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 (39) Laetitia. Bei Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium bei fünf Gelegenheiten zwischen Mai 1982 und Juni 1986 konnten zahlreiche Lichtkurven erfasst werden.<ref>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.</ref> Die Auswertung in einer Untersuchung von 1988 errechnete daraus eine eindeutige Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,1382 h sowie die Achsenverhältnisse eines ellipsoidischen Gestaltmodells.<ref>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.</ref> Neue Beobachtungen im Juni 1987, August 1987 (diese am Mount-Lemmon-Observatorium) sowie Dezember 1988 lieferten zusätzliche Lichtkurven,<ref>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.</ref> so dass in einer finalen Auswertung von 1991 die Lage einer Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmt und die Werte für die Achsenverhältnisse noch verbessert werden konnten. Für die Rotationsperiode wurde wieder ein Wert von 5,1382 h abgeleitet.<ref>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.</ref> Bei dieser Auswertung wurde auch noch eine Beobachtung am 4. Dezember 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien mit einbezogen.<ref>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.</ref>
Bei photometrischen Beobachtungen des Asteroiden 1986 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma konnten nur sehr lückenhafte Lichtkurven gewonnen werden, die aber mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 5,138 h die früheren Werte bestätigten.<ref>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).</ref> In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven ab 1949 Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung der Rotationsachse, des Drehsinns, der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten. Für die Rotationsachsen wurden dabei jeweils ähnliche Lösungen gefunden, gelegentlich konnte eine Alternative ausgeschlossen werden, der Drehsinn war immer prograd und die Periode lag bei 5,1382 h.<ref>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.</ref><ref>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.</ref>
Aus 46 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1949 bis 1988 wurde dann in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell mit sehr länglicher Form für den Asteroiden berechnet. Es wurde eine eindeutige Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 5,13824 h gefunden.<ref>M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: Models of Twenty Asteroids from Photometric Data. In: Icarus. Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, doi:10.1006/icar.2002.6907 (PDF; 1,03 MB).</ref> Von Oktober 2006 bis Februar 2007 erfolgten mehrfach Beobachtungen des Asteroiden am Pulkowo-Observatorium in Russland. Erhebliche zeitliche Schwankungen der Form der Lichtkurve wurden dahingehend beurteilt, dass sie entweder auf seine komplexe Form oder auf seinen binären Charakter (siehe unten) hinweisen könnten.<ref>I. A. Vereshchagina, D. L. Gorshanov, A. V. Devyatkin, P. G. Papushev: Some Specific Features of Light Curves of (39) Laetitia, (87) Sylvia, (90) Antiopa, and 2006 VV2 Asteroids. In: Solar System Research. Band 43, 2009, S. 291–300, doi:10.1134/S0038094609040030.</ref> Durch die Auswertung von 19 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 21. März 1998 konnte in einer Untersuchung von 2011 das Modell und die Rotationsachse der Untersuchung von 2002 bestätigt werden. Es wurde für den Asteroiden ein mittlerer Durchmesser von 163 ± 12 km bestimmt.<ref>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).</ref>
Die Auswertung von 68 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 zur Erstellung eines neuen dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation.<ref>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).</ref> Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 wieder ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juli 2005, August 2009 und November 2010 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine eindeutige und verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 5,13824 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 164 ± 3 km abgeleitet.<ref>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).</ref>
Bereits in einer Untersuchung von 2009 war es gelungen, aus archivierten Beobachtungen des Astrometrie-Satelliten Hipparcos für (39) Laetitia zwei Rotationsachsen zu bestimmen.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, P. Tanga, S. Mottola, A. Dell’Oro: Genetic inversion of sparse disk-integrated photometric data of asteroids: application to Hipparcos data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 506, Nr. 2, 2009, S. 935–954, doi:10.1051/0004-6361/200912134 (PDF; 472 kB).</ref> Bei einer erneuten Auswertung von 2019 konnte dann für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell eine Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 5,1383 h sowie die Achsenverhältnisse berechnet werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hier wurde jedoch keine sinnvolle Lösung gefunden.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, X. 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; 1,16 MB).</ref>
Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (39) Laetitia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,13822 h berechnet wurde.<ref>J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).</ref>
Durch die Auswertung einer nahen Begegnung von (39) Laetitia am 3. Januar 1968 mit dem etwa 15 km großen Asteroiden (2416) Sharonov bis auf einen Abstand von etwa 367.000 km bei einer Relativgeschwindigkeit von 2,0 km/s konnte eine Untersuchung von 2011 die Masse von (39) Laetitia auf 5,63·1018 kg (Unsicherheit ±26 %) bestimmen. Aus der Schüttdichte von 3,19 g/cm³ ergab sich mit einer angenommenen Materialdichte für Asteroiden dieses Typs von 3,56 g/cm³ eine Porosität im Bereich von 10 %.<ref>J. Baer, S. R. Chesley, R. D. Matson: Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity. In: The Astronomical Journal. Band 141, Nr. 5, 2011, S. 27–42, doi:10.1088/0004-6256/141/5/143 (PDF; 303 kB).</ref> Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (39) Laetitia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben dann in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 4,72·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 154 km zu einer Dichte von 2,47 g/cm³ führte bei einer Porosität von 25 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±25 %.<ref>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).</ref> Eine weitere Untersuchung von 2017 bestimmte die Masse von (39) Laetitia mit zwei Methoden zu etwa 8,55·1018 kg.<ref>J. Baer, S. R. Chesley: Simultaneous Mass Determination for Gravitationally Coupled Asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 154, Nr. 2, 2017, S. 1–11, doi:10.3847/1538-3881/aa7de8 (PDF; 1,63 MB).</ref>
Möglicher Doppelasteroid?
In einer Untersuchung von 1985 wurde versucht, mit einer archivierten Lichtkurve von 1972 eine mögliche Binärität von (39) Laetitia nachzuweisen. Es hätte sich dann möglicherweise um zwei Körper von 144 × 132 × 120 km und 118 × 72 × 68 km handeln können, die sich im Abstand von 168 km umkreisen. Wegen der dann notwendigen untypisch hohen Materialdichte wurde aber ein einfaches dreiachsig-ellisoidisches Modell als plausibler angesehen.<ref>A. Cellino, R. Pannunzio, V. Zappalà, P. Farinella, P. Paolicchi: Do we observe light curves of binary asteroids? In: Astronomy & Astrophysics. Band 144, Nr. 2, 1985, S. 355–362, bibcode:1985A&A...144..355C (PDF; 203 kB).</ref> Der Asteroid wurde daraufhin im Jahr 2000 vom digitalen Fernsehkomplex des Krim-Observatoriums in drei Spektralbändern gleichzeitig beobachtet. Die absolute Helligkeit zeigte dabei die bekannte Rotationsperiode 5,1382 h, während die Farbindizes B−V (blau zu visuell) und V−R (visuell zu rot) diese Periode nicht zeigten, sondern stattdessen Perioden von 5,69 und 4,25 h. Es wurde daher darauf geschlossen, dass es sich bei (39) Laetitia um einen Doppelasteroiden handelt, und diese Perioden die jeweiligen Rotationsperioden einer runden und einer länglichen Komponente darstellen.<ref>V. V. Prokof’eva-Mikhailovskaya, Yu. V. Batrakov, L. G. Karachkina, D. V. Bondarenko: On Possible Binarity of Leatitia Asteroid 39. In: Bulletin of the Crimean Astrophysical Observatory. Band 108, 2012, S. 133–139, doi:10.3103/S0190271712010202.</ref>
Siehe auch
Weblinks
- (39) Laetitia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
- (39) Laetitia in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- (39) Laetitia in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
- (39) Laetitia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).
Einzelnachweise
<references />