Quelltext der Seite (196) Philomela

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 196
| Name = (196) Philomela
| Bild = 196Philomela (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (196) Philomela
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.014221
| Große_Halbachse = 3.11266
| Bahnneigung = 7.26295
| Knoten = 72.29826
| Periwinkel = 203.94064
| Peridatum = 2023-06-23
| Periode = 2005.842
| Durchmesser = 144.6
| DurchmesserSigma = 4.1
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 8.334
| Albedo = 0.34
| Tholen = S
| Smass = S
| Absolute_Helligkeit = 6.7
| Entdecker = [[Christian Heinrich Friedrich Peters|C. H. F. Peters]]
| Entdeckungsdatum = 1879-05-14
| anderer_Name = '''1879&nbsp;JA''', 1934&nbsp;JO
}}

'''(196) Philomela''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 14. Mai 1879 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen [[Christian Heinrich Friedrich Peters]] am [[Litchfield Observatory]] in New York bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 10,5&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Philomela]], der Schwester von [[Prokne (Mythologie)|Prokne]]. Philomela wurde in eine [[Nachtigall]] verwandelt, siehe dazu auch bei [[(194) Prokne]].

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen in [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] aus dem Jahr 1974 vom [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi und dem [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] in Chile wurden für (196) Philomela erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 158 bis 172&nbsp;km und 0,10 bis 0,12 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 [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (196) Philomela, für die damals Werte von 136,4&nbsp;km bzw. 0,23 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 Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 158,0&nbsp;km bzw. 0,17.<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 111,8&nbsp;km bzw. 0,34 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 144,6&nbsp;km bzw. 0,20 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>

[[Spektroskopie|Spektroskopische]] Beobachtungen von (196) Philomela erfolgten zu drei Zeitpunkten zwischen 28. Oktober und 1. Dezember 2008 am [[Krim-Observatorium]] in der Ukraine. Die gewonnenen Spektren entsprachen einem S-Typ und zeigten so gut wie keine rotationsabhängigen Unterschiede. Dies weist auf eine relativ homogene Zusammensetzung des Oberflächenmaterials des Asteroiden hin. Schwache Absorptionsbänder deuten auf das Vorhandensein kleiner Oberflächenformationen aus oxidiertem und/oder hydratisiertem Material oder auf die Beimischung dieses Materials zum Hauptmaterial des Asteroiden hin.<ref>V. V. Busarev: ''Asteroids 10 Hygiea, 135 Hertha, and 196 Philomela: Heterogeneity of the material from the reflectance spectra.'' In: ''Solar System Research.'' Band 45, Nr. 1, 2011, S. 43–52, [[doi:10.1134/S0038094610061036]] ([http://selena.sai.msu.ru/bus/Publications/SSR-11(Busarev).pdf PDF; 187 kB]).</ref><ref>V. V. Busarev, V. V. Prokof’eva-Mikhailovskaya, A. N. Rublevskii, N. N. Gor’kavyi: ''Spots on asteroid surfaces: Research opportunities using ground-based instruments.'' In: ''Kinematics and Physics of Celestial Bodies.'' Band 28, Nr. 1, 2012, S. 1–8, [[doi:10.3103/S0884591312010059]] ([https://www.researchgate.net/profile/Vladimir-Busarev/publication/257911862_Spots_on_Asteroid_Surfaces_Research_Opportunities_Using_Ground-Based_Instruments/links/00b495293548ceac73000000/Spots-on-Asteroid-Surfaces-Research-Opportunities-Using-Ground-Based-Instruments.pdf PDF; 515 kB]).</ref>

[[Datei:000196-asteroid shape model (196) Philomela.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (196) Philomela]]
Nachdem für (196) Philomela bereits 1964 durch chinesische Forscher erstmals eine [[Rotationsperiode]] von 8,333&nbsp;h berichtet wurde, erfolgten vom 30. November bis 4. Dezember 1981 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien neue [[Photometrie|photometrische]] Messungen. Aus der [[Lichtkurve]] konnte diesmal eine Rotationsperiode von 8,32&nbsp;h ermittelt werden.<ref>V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: ''Photoelectric photometry of 21 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, [[doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8]].</ref> Weitere Beobachtungen wurden vom 26. Februar bis 1. März 1989 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile durchgeführt. Auch hier ergab sich eine Periode von 8,333&nbsp;h.<ref>A. Erikson, C.-I. Lagerkvist, M. Lindgren, G. Cutispoto, H. Debehogne, G. Hahn, P. Magnusson: ''Physical studies of asteroids XXIII: Photometric observations of the asteroids 6, 32, 196, 243, 416, 532 and 1580.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 91, Nr. 2, 1991, S. 259–264, {{bibcode|1991A&AS...91..259E}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1991A&AS...91..259E/ADS_PDF PDF; 126 kB]).</ref>

Aus den vorliegenden drei Lichtkurven wurde in einer Untersuchung von 1992 eine Bestimmung von zwei Alternativen für die räumliche Lage der Rotationsachse unternommen. Der Drehsinn oder die Rotationsperiode konnte dabei aber nicht eindeutig bestimmt werden.<ref>T. Michałowski: ''Spin Vectors of Asteroids 21 Lutetia, 196 Philomela, 250 Bettina, 337 Devosa and 804 Hispania.'' In: ''Asteroids, Comets, Meteors 1991.'' Lunar and Planetary Institute, Houston TX 1992, S. 417–419, {{bibcode|1992acm..proc..417M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1992acm..proc..417M/ADS_PDF PDF; 147 kB]).</ref><ref>T. Michałowski: ''Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, [[doi:10.1006/icar.1993.1193]] ([https://sirrah.troja.mff.cuni.cz/~mira/tmp/icarus_pdf/michalowski.1993.pdf PDF; 599 kB]).</ref> Dies gelang 1994 unter Verwendung der zwei Lichtkurven von 1981 und 1989 sowie eigenen Beobachtungen an der Außenstelle „Carlos U. Cesco“ des [[Felix-Aguilar-Observatorium]]s (OAFA) in Argentinien am 7. und 9. Mai 1989. Hier wurde eine Rotationsperiode von 8,333&nbsp;h und zwei alternative Lösungen für die räumliche Lage der Rotationsachse sowie Abschätzungen für das Achsenverhältnis eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells erhalten.<ref>J. Licandro, T. Gallardo, G. Tancredi: ''Lightcurves and Pole Determinations for Asteroids 31 Euphrosyne, 196 Philomena, and 471 Papagena.'' In: ''Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica.'' Band 28, 1994, S. 91–96, {{bibcode|1994RMxAA..28...91L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1994RMxAA..28...91L/ADS_PDF PDF; 173 kB]).</ref> Ebenfalls aus den Lichtkurven von 1964, 1981 und 1989 konnte auch eine weitere Untersuchung 1995 zwar eine Lage der Rotationsachse und die Achsenverhältnisse, aber keine Periode und keinen Drehsinn ableiten.<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> Eine weitere Untersuchung von 1998 bestimmte aus vier Lichtkurven von 1964 bis 1989 ebenfalls eine Rotationsachse und Achsenverhältnisse.<ref>C. Blanco, D. Riccioli: ''Pole coordinates and shape of 30 asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 131, Nr. 3, 1998, S. 385–394, [[doi:10.1051/aas:1998277]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/15/ds4996.pdf PDF; 419 kB]).</ref>

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten am 6./7. Februar 1994 am [[Pic du Midi de Bigorre#Observatorium 2|Observatorium auf dem Pic du Midi]] in Frankreich und am 13. April an der astronomischen Beobachtungsstation Ostrowik der [[Universität Warschau]] in Polen. In Verbindung mit den früheren Lichtkurven wurde ein verbesserter Wert für die Rotationsperiode von 8,343&nbsp;h errechnet. Außerdem konnte die Lage der Rotationsachse für eine [[Rechtläufig und rückläufig|prograde]] Rotation und die Achsenverhältnisse bestimmt werden.<ref>A. Kryszczyńska, F. Colas, J. Berthier, T. Michałowski, W. Pych: ''CCD Photometry of Seven Asteroids: New Spin Axis and Shape Determinations.'' In: ''Icarus.'' Band 124, Nr. 1, 1996, S. 134–140, [[doi:10.1006/icar.1996.0194]].</ref> Auch aus Messungen vom 2. bis 12. Oktober 1997 und 2./3. Februar 2000 am [[Observatorio de Sierra Nevada]] in Spanien wurden zwei alternative Rotationsachsen für prograde Rotation, die Achsenverhältnisse und die Rotationsperiode zu 8,340&nbsp;h bestimmt.<ref>M. J. López-González, E. Rodríguez: ''Lightcurves and poles of seven asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 53, Nr. 11, 2005, S. 1147–1165, [[doi:10.1016/j.pss.2005.04.010]].</ref> Eine weitere Beobachtung vom 16. bis 23. November 2003 am Carbuncle Hill Observatory in Rhode Island ergab eine Rotationsperiode von 8,33&nbsp;h.<ref>D. P. Pray: ''Lightcurve analysis of asteroids 110, 196, 776, 804, and 1825.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 2, 2004, S. 34–36, {{bibcode|2004MPBu...31...34P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2004MPBu...31...34P/ADS_PDF PDF; 308 kB]).</ref>

Aus einer Auswertung dieser und anderer photometrischer Daten vom November 2003 bis Mai 2006 konnte in einer Untersuchung von 2007 ein asymmetrisches und glattes Modell der Form des Asteroiden erstellt sowie zwei alternative Möglichkeiten für die Orientierung der Rotationspole für [[Rechtläufig und rückläufig|retrograde]] Rotation abgeleitet werden. Die Rotationsperiode wurde zu 8,3328&nbsp;h bestimmt.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/13/aa6347-06.pdf PDF; 618 kB]).</ref> Mit dem [[Weltraumteleskop]] [[Transiting Exoplanet Survey Satellite]] (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden nach einer ersten Pilotstudie<ref>A. McNeill, M. Mommert, D. E. Trilling, J. Llama, B. Skiff: ''Asteroid Photometry from the Transiting Exoplanet Survey Satellite: A Pilot Study.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 245, Nr. 2, 2019, S. 1–8, [[doi:10.3847/1538-4365/ab5223]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab5223/pdf PDF; 1,05 MB]).</ref> auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (196) Philomela wurde aus Messungen etwa vom 25. Juli bis 22. August 2018 eine Rotationsperiode von 8,3330&nbsp;h bestimmt.<ref>A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: ''Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey.'' In: ''The Astrophysical Journal Supplement Series.'' Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, [[doi:10.3847/1538-4365/ab64f0]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f0/pdf PDF; 1,06 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 (196) Philomela, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,3328&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>

Abschätzungen von Masse und Dichte für (196) Philomela ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 4,00·10<sup>18</sup>&nbsp;kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 145&nbsp;km eine [[Schüttdichte|Dichte]] von 2,48&nbsp;g/cm³ bei einer [[Porosität]] von 25 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit von ±40 %.<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: [https://arxiv.org/pdf/1203.4336 PDF; 5,41 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|196 Philomela|(196) Philomela}}
* {{IAU MPC|196}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=196}}
* {{AstDyS|ID=196}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=196 (196) Philomela] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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