Quelltext der Seite (171) Ophelia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 171
| Name = (171) Ophelia
| Bild = 000171-asteroid shape model (171) Ophelia.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (171) Ophelia
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.132655
| Große_Halbachse = 3.12800
| Bahnneigung = 2.54702
| Knoten = 100.46973
| Periwinkel = 55.33231
| Peridatum = 2027-06-17
| Periode = 2020.687
| Durchmesser = 130.8
| DurchmesserSigma = 1.5
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 6.66535
| Albedo = 0.08
| Tholen = C
| Smass = C
| Absolute_Helligkeit = 8.6
| Entdecker = [[Alphonse Louis Nicolas Borrelly|A. L. N. Borelly]]
| Entdeckungsdatum = 1877-01-13
| anderer_Name = '''1877&nbsp;AB'''
}}

'''(171) Ophelia''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 13. Januar 1877 vom französischen Astronomen [[Alphonse Louis Nicolas Borrelly]] am [[Observatoire de Marseille]] entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Ophelia, der Tochter von Polonius in [[William Shakespeare]]s Theaterstück ''[[Hamlet]]''.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (171) Ophelia zur [[Themis-Familie]] gezählt.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (171) Ophelia, für die damals Werte von 116,7&nbsp;km bzw. 0,06 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf PDF; 398 kB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 104,1&nbsp;km bzw. 0,08.<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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf PDF; 73,0 MB]).</ref> Nachdem die Werte 2012 auf 130,8&nbsp;km bzw. 0,05 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden sie 2014 auf 105,0&nbsp;km bzw. 0,08 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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 107,7&nbsp;km bzw. 0,06, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/63/pdf PDF; 1,34 MB]).</ref> Eine Auswertung der von [[Wide-Field Infrared Survey Explorer|WISE/NEOWISE]] gemessenen thermischen [[Lichtkurve]]n des Asteroiden im mittleren Infrarot ermöglichten dann in einer Untersuchung von 2021 eine Abschätzung des effektiven Durchmessers zu 103,8&nbsp;km und der Albedo zu 0,06.<ref>H. Jiang, J. Ji: ''Thermophysical Modeling of 20 Themis Family Asteroids with WISE/NEOWISE Observations.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 162, Nr. 2, 2021, S. 1056–1085, [[doi:10.3847/1538-3881/ac01c8]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac01c8/pdf PDF; 5,52 MB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (171) Ophelia eine taxonomische Klassifizierung als C- bzw. Cb-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>

In einem Artikel von 1979 wurde beschrieben, dass die Lichtkurven einiger Asteroiden, wie [[(49) Pales]] und (171) Ophelia, auffällig den Lichtkurven von [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderlichen Sternen]] ähneln. Es wurde postuliert, dass (171) Ophelia möglicherweise aus zwei Körpern mit einem Radienverhältnis von 3:1 besteht, die sich in 13&nbsp;h in einem Abstand vom 3,5-fachen Radius des größeren Körpers umkreisen.<ref>E. F. Tedesco: ''Binary Asteroids: Evidence for Their Existence from Lightcurves.'' In: ''Science.'' Band 203, Nr. 4383, 1979, S. 905–907, [[doi:10.1126/science.203.4383.905]].</ref> Dies wurde theoretisch noch weiter ausgearbeitet zu einem Modell von zwei Körpern von etwa 80 bzw. 27&nbsp;km Durchmesser, die sich in einem Abstand von etwa 100&nbsp;km in 13,15&nbsp;h umkreisen.<ref>M. P. Wijesinghe, E. F. Tedesco: ''A test of the plausibility of eclipsing binary asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 40, Nr. 3, 1979, S. 383–393, [[doi:10.1016/0019-1035(79)90031-9]] ([https://www.researchgate.net/profile/Ed-Tedesco/publication/253199578_A_test_of_plausibility_of_eclipsing_binary_asteroids/links/5c9ad478299bf11169499f16/A-test-of-plausibility-of-eclipsing-binary-asteroids.pdf PDF; 612 kB]).</ref> [[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen des Asteroiden wurden erneut vom 9. März bis 5. April 2006 am Leura Observatory in Australien durchgeführt. Aus den gemessenen Lichtkurven konnte aber eine [[Rotationsperiode]] von 6,6666&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>J. Oey: ''Lightcurves analysis of 10 asteroids from Leura Observatory.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 4, 2006, S. 96–99, {{bibcode|2006MPBu...33...96O}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006MPBu...33...96O/ADS_PDF PDF; 487 kB]).</ref>

Um die bisherigen Vermutungen über (171) Ophelia zu verifizieren, wurden in einer Untersuchung von 2015 insgesamt 40 Lichtkurven, die während der vergangenen 34 Jahre gemessen worden waren, analysiert und daraus für die Rotationsperiode ein wahrscheinlichster Wert von 6,66543&nbsp;h gewonnen. Anschließend wurden aus den photometrischen Daten ein Gestaltmodell und zwei mögliche Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation abgeleitet. Die konvexe Form von (171) Ophelia weist demnach eine längliche Gestalt auf, wobei ein Ende deutlich schlanker ist als das andere (ähnlich wie bei [[(41) Daphne]] und [[(44) Nysa]]), und lässt daher auf eine binäre Struktur schließen. Dennoch konnten keine direkten Beweise für die Bestätigung einer Binarität gefunden werden.<ref>X. Wang, K. Muinonen, Y. Wang, R. Behrend, R. Goncalves, J. Oey, P. Antonini, C. Demeautis, F. Manzini, J. Damerdji, J. Montier, A. Klotz, A. Leroy, G. Ganand: ''Photometric analysis for the spin and shape parameters of the C-type main-belt asteroids (171) Ophelia and (360) Carlova.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 581, A55, 2015, S. 1–5, [[doi:10.1051/0004-6361/201526523]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2015/09/aa26523-15.pdf PDF; 829 kB]).</ref>

Die Auswertung von 37 vorliegenden Lichtkurven und weiteren Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells mit zwei alternativen Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,66454&nbsp;h.<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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/02/aa27441-15.pdf PDF; 493 kB]).</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 (171) Ophelia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 6,66537&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa40759-21.pdf PDF; 1,16 MB]).</ref> Aus archivierten Daten des [[Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System]] (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 6,6654&nbsp;h berechnet werden.<ref>J. Ďurech, M. Vávra, R. Vančo, N. Erasmus: ''Rotation Periods of Asteroids Determined With Bootstrap Convex Inversion From ATLAS Photometry.'' In: ''Frontiers in Astronomy and Space Sciences.'' Band 9, 2022, S. 1–7, [[doi:10.3389/fspas.2022.809771]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref>

== Asteroidenpaar ==
(171) Ophelia bildet mit dem Asteroiden [[(1581) Abanderada]] ein quasi-complanares Asteroidenpaar.<ref>J. L. Simovljević: ''Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities'' In: ''Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts.'' Band 76, 1981, S. 33–37 ([http://elibrary.matf.bg.ac.rs/bitstream/handle/123456789/1308/dur.prox.pdf?sequence=1 PDF; 1,99 MB]).</ref> Sie besitzen sehr ähnliche [[Bahnelement]]e und bewegen sich nahezu in der gleichen [[Bahnebene]], allerdings sind ihre [[Apsis (Astronomie)#Apsiden und Apsidenlinie|Apsidenlinien]] etwas gegeneinander verdreht. (171) Ophelia besitzt eine geringfügig kürzere [[Umlaufzeit]] um die Sonne als (1581) Abanderada, so dass sie diese etwa alle 420 Jahre überholt. Für einen Zeitraum von etwa 25 Jahren führen die beiden Asteroiden dann als [[Quasisatellit]]en eine Pendelbewegung umeinander aus, allerdings ohne gravitativ aneinander gebunden zu sein, bevor sie sich wieder voneinander entfernen. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nur einmal näher als 1 Mio.&nbsp;km, nämlich am 23. Januar 2025 bis auf etwa 830.000&nbsp;km bei einer geringen Relativgeschwindigkeit von 1,4&nbsp;km/s.<ref>{{Internetquelle |autor=A. Vitagliano |url=http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|171 Ophelia|(171) Ophelia}}
* {{IAU MPC|171}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=171}}
* {{AstDyS|ID=171}}

== Einzelnachweise ==
<references />
{{SORTIERUNG:Ophelia}}

[[Kategorie:Hamlet]]