Quelltext der Seite (201) Penelope

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 201
| Name = (201) Penelope
| Bild = 201Penelope (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (201) Penelope
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.179436
| Große_Halbachse = 2.68031
| Bahnneigung = 5.75565
| Knoten = 156.86895
| Periwinkel = 181.33797
| Peridatum = 2024-05-21
| Periode = 1602.791
| Durchmesser = 85.9
| DurchmesserSigma = 3.1
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 3.7474
| Albedo = 0.04
| Tholen = M
| Smass = X
| Absolute_Helligkeit = 8.6
| Entdecker = [[Johann Palisa]]
| Entdeckungsdatum = 1879-08-07
| anderer_Name = 1869&nbsp;GA, '''1879&nbsp;PA'''
}}

'''(201) Penelope''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 7. August 1879 vom österreichischen Astronomen [[Johann Palisa]] an der [[Marine-Sternwarte Pola]] in [[Istrien]] entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits am 14. April 1869 an der [[Sternwarte Düsseldorf]] beobachtet worden war.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Penelope (Mythologie)|Penelope]], der berühmten Prinzessin von Griechenland, Tochter von [[Ikarios (Vater der Penelope)|Ikarios]] und [[Periboia (Gattin des Ikarios)|Periboia]]. Sie war die Frau von [[Odysseus]] und die Mutter von [[Telemachos]]. Während der Abwesenheit ihres Mannes wurde sie von 108 Verehrern bedrängt, die sie mit Kälte und Verachtung behandelte. Die drei hartnäckigsten waren [[Amphinomos (Sohn des Nisos)|Amphinomos]], [[Antinoos (Mythologie)|Antinoos]] und [[Eurymachos (Sohn des Polybos)|Eurymachos]], aber sie wurde von ihren unerwünschten Aufmerksamkeiten befreit, als Odysseus nach zwanzig Jahren Abwesenheit nach Hause zurückkehrte und seine Rivalen tötete. Penelope wird von [[Homer]] als Vorbild weiblicher Tugend und Keuschheit beschrieben. Die Benennung erfolgte durch die Berliner Astronomen anlässlich der Versammlung der [[Astronomische Gesellschaft|Astronomischen Gesellschaft]] im September 1879.

== 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 (201) Penelope, für die damals Werte von 68,4&nbsp;km bzw. 0,16 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> [[Radarastronomie|Radarastronomische]] Untersuchungen am 11. und 14. November 2011 am [[Arecibo-Observatorium]] bei 2,38&nbsp;GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 80&nbsp;km. Die Radarechos wiesen auf eine große Höhlung oder eine gegabelte Struktur hin und die hohe Radar-Albedo deutete auf eine Zusammensetzung hin, die von Metallen dominiert ist, während die Oberfläche sehr glatt sein dürfte.<ref>M. K. Shepard, P. A. Taylor, M. C. Nolan, E. S. Howell, A. Springmann, J. D. Giorgini, B. D. Warner, A. W. Harris, R. Stephens, W. J. Merline, A. Rivkin, L. A. M. Benner, D. Coley, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, C. Magri: ''A radar survey of M- and X-class asteroids. III. Insights into their composition, hydration state, & structure.'' In: ''Icarus.'' Band 245, Nr. 1, 2015, S. 38–55, [[doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/shepard.etal.2015.pdf PDF; 3,69 MB]).</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 88,1&nbsp;km bzw. 0,10.<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> Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der [[Sternwarte Ondřejov]] in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu einer Korrektur der Werte für den Durchmesser und die Albedo auf 87,7&nbsp;km bzw. 0,09.<ref>P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: ''Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations.'' In: ''Icarus.'' Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, [[doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026]] ([https://www.asu.cas.cz/~ppravec/pravecetal2012b.pdf PDF; 1,44 MB]).</ref> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 60,9&nbsp;km bzw. 0,04 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 85,9&nbsp;km bzw. 0,10 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>

[[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen in Verbindung mit den Albedo-Messungen durch IRAS führten für (201) Penelope zu einer taxonomischen Zuordnung zur Spektralklasse M.<ref>E. F. Tedesco, J. G. Williams, D. L. Matson, G. J. Weeder, J. C. Gradie, L. A. Lebofsky: ''A Three-Parameter Asteroid Taxonomy.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 97, Nr. 2, 1989, S. 580–606, [[doi:10.1086/115007]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1989AJ.....97..580T/ADS_PDF PDF; 2,54 MB]).</ref> Im August 1993 wurde (201) Penelope an der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) auf Hawaiʻi spektrophotometrisch im mittleren Infrarot beobachtet. Ein [[Spektrallinie#Absorptionslinie|Absorptionsmerkmal]] bei 3&nbsp;µm Wellenlänge deutete auf wasserhaltige Minerale auf dem Asteroiden hin.<ref>A. S. Rivkin, E. S. Howell, D. T. Britt, L. A. Lebofsky, M. C. Nolan, D. D. Branston: ''3-μm Spectrophotometric Survey of M- and E-Class Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 117, Nr. 1, 1995, S. 90–100, [[doi:10.1006/icar.1995.1144]].</ref> Im selben Monat erfolgten weitere spektrophotometrische Messungen auch am [[Krim-Observatorium]] in der Ukraine. Absorptionsbänder im sichtbaren Bereich konnten möglicherweise metallischen Verbindungen, [[Pyroxengruppe|Pyroxenen]] und oxidierten oder durch Aufnahme von Wasser veränderten [[Mafische Minerale|mafischen Mineralen]] zugeschrieben werden.<ref>V. V. Busarev: ''Spectral Features of M-Asteroids: 75 Eurydike and 201 Penelope.'' In: ''Icarus.'' Band 131, Nr. 1, 1998, S. 32–40, [[doi:10.1006/icar.1997.5847]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1007.2582 PDF; 999 kB]).</ref> Spektrographische Beobachtungen an der IRTF im Mai 2001 zeigten erstmals schwache und zeitlich veränderliche, aber eindeutige Absorptionsmerkmale auch im nahen Infrarot bei 900&nbsp;nm. Sie wurden dahingehend interpretiert, das bei (201) Penelope ein partieller oder intakter Metallkern vorliegt mit geringen, variablen Vorkommen an [[Pyroxengruppe|Orthopyroxenen]] mit niedrigem Fe- und Ca-Gehalt.<ref>P. S. Hardersen, M. J. Gaffey, P. A. Abell: ''Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 175, Nr. 1, 2005, S. 141–158, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=b8e8463e041973b12f191283bd146ae7c92450eb PDF; 287 kB]).</ref>

Im Rahmen des Programms ''Mid-IR Asteroid Spectroscopy'' (MIDAS) der [[Cornell University]] in New York erfolgten im September 2002 spektrometrische Messungen des Asteroiden am [[Palomar-Observatorium]] im mittleren Infrarot bei 8–13&nbsp;µm. Auf der direkt der Sonne zugewandten Seite konnte eine Temperatur von etwa 250 bis 255&nbsp;K gemessen werden, der mittlere Durchmesser wurde zu etwa 74 bis 84&nbsp;km abgeschätzt.<ref>L. F. Lim, T. H. McConnochie, J. F. Bell III, T. L. Hayward: ''Thermal infrared (8–13&nbsp;μm) spectra of 29 asteroids: the Cornell Mid-Infrared Asteroid Spectroscopy (MIDAS) Survey.'' In: ''Icarus.'' Band 173, Nr. 2, 2005, S. 385–408, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.08.005]] ([http://molokai.sese.asu.edu/~jimbo/indexed/publications/students_postdocs/0005_Lim_L_Thermal_Infrared_Spectra_Icarus_2004.pdf PDF; 1,66 MB]).</ref>

[[Datei:000201-asteroid shape model (201) Penelope.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (201) Penelope]]
Bei einem Projekt zur Untersuchung, ob Asteroiden der Spektralklasse M generell kurze [[Rotationsperiode]]n besitzen, wurde auch (201) Penelope Anfang September 1980 am [[La-Silla-Observatorium]] photometrisch beobachtet.<ref>C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: ''The spin periods of M asteroids.'' In: ''The Moon and the Planets.'' Band 24, 1981, S. 437–440, [[doi:10.1007/BF00896909]] ([https://link.springer.com/content/pdf/10.1007/BF00896909.pdf PDF; 230 kB]).</ref> Aus der Kombination mit weiteren Beobachtungsdaten von Ende Oktober vom [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien konnte aus der [[Lichtkurve]] mit großer Amplitude tatsächlich eine kurze Rotationsperiode von 3,7474&nbsp;h bestimmt werden. Eine so rasche Rotation bei solchen Objekten könnte durch große Einschläge verursacht sein, bei denen ein erheblicher Teil der durch die Kollisionen entstandenen Trümmer und Fragmente nicht entkommen kann, sondern auf der Oberfläche einen tiefen [[Regolith]] mit sehr geringer Kohäsionsfestigkeit bildet. Diese Schicht würde dazu neigen, sich wie eine Flüssigkeit in eine ausgeprägte dreiachsig-[[ellipsoid]]ische Gleichgewichtsform zu entspannen.<ref>C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, F. Scaltriti, V. Zappalà: ''Physical Studies of Asteroids. VI. Asteroid 201 Penelope, a Fast Rotator.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 104, Nr. 1, 1981, S. 148–149, {{bibcode|1981A&A...104..148L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1981A&A...104..148L/ADS_PDF PDF; 52 kB]).</ref> Während eine einzelne Beobachtung am 20. September 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien wegen der kurzen Beobachtungszeit keine Verbesserung der bereits bekannten Ergebnisse brachte,<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid lightcurve observations from 1979–1981.'' In: ''Icarus.'' Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, [[doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0]].</ref> bestätigten koordinierte Beobachtungen vom 6. bis 30. Oktober 1980 mit zwei verschiedenen Teleskopen am La-Silla-Observatorium sowie vom 29. Oktober bis 7. November am [[Perth-Observatorium]] in Australien die Rotationsperiode mit einem Wert von 3,7476&nbsp;h.<ref>J. Surdej, B. Louis, N. Cramer, F. Rufener, C. Waelkens, R. Barbier, P. V. Birch: ''Photoelectric lightcurves and rotation period of the minor planet 201 Penelope.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 54, Nr. 2, 1983, S. 371–378, {{bibcode|1983A&AS...54..371S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1983A&AS...54..371S/ADS_PDF PDF; 52 kB]).</ref>

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 (201) Penelope. Bei Beobachtungen am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona bei mehreren Gelegenheiten zwischen Dezember 1982 und Januar 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> Aus diesen wurden mehrere alternative Positionen für die Rotationsachse bestimmt, beide nahezu in der Ebene der [[Ekliptik]] gelegen, und eine Periode von 3,7471&nbsp;h. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen berechnet.<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> Eine unabhängige Untersuchung von 1990, die die gleichen Ausgangsdaten der Forschergruppe verwendete, konnte ebenfalls zwei alternative Rotationsachsen und Achsenverhältnisse bestimmen. Hier wurde allerdings eine [[Rechtläufig und rückläufig|retrograde]] Rotation mit einer Rotationsperiode von 3,74746&nbsp;h präferiert. Die Untersuchung bestätigte aber auch die Schwierigkeiten in der Auswertung der Daten gerade dieses Asteroiden im Hinblick auf die stark schwankenden Amplituden der Lichtkurven.<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> Im Februar 1987, April 1988 und November 1989 wurden im Rahmen des Programms der Forschergruppe noch drei weitere Lichtkurven für den Asteroiden erhalten.<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> Damit wurden die zuvor erhaltenen Ergebnisse noch einmal überarbeitet, es konnten aber wegen der Schwierigkeiten in der Auswertung der Lichtkurven wieder keine eindeutigen Aussagen betreffend die Rotationsachse und -richtung getroffen werden. Von einer Lösung nahe zur Ebene der Ekliptik und einer mit retrograder Rotation wurde die erste mit einer Periode von 3,7471&nbsp;h bevorzugt.<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> 

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (bevorzugt retrograd), der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von Gestaltmodellen durchführten.<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]].</ref><ref>A. Erikson, P. Magnusson: ''Pole Determinations of Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 103, Nr. 1, 1993, S. 62–66, [[doi:10.1006/icar.1993.1058]].</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><ref>T. Michałowski: ''Pole and Shape Determination for 12 Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, [[doi:10.1006/icar.1996.0171]].</ref><ref>N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: ''Rotation parameters and shapes of 15 asteroids.'' In: ''Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel.'' Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, {{bibcode|2002KFNT...18..508T}} ([https://www.researchgate.net/profile/V-Shevchenko-4/publication/237009488_Rotation_parameters_and_shapes_of_15_asteroids/links/02e7e51ae113f3ec53000000/Rotation-parameters-and-shapes-of-15-asteroids.pdf PDF; 810 kB], russisch).</ref> Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie Ende Juli 1984 am [[South African Astronomical Observatory]] (SAAO) in Südafrika (abgeleitete Rotationsperiode 3,76&nbsp;h),<ref>J. Pfleiderer, M. Pfleiderer, A. Hanslmeier: ''Photoelectric five-colour photometry of the asteroids 16 Psyche, 201 Penelope and 702 Alauda.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 69, Nr. 1, 1987, S. 117–122, {{bibcode|1987A&AS...69..117P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1987A&AS...69..117P/ADS_PDF PDF; 137 kB]).</ref> Anfang August desselben Jahres am La-Silla-Observatorium,<ref>M. Di Martino, V. Zappalà, J. A. de Campos, H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist: ''Rotational properties and lightcurves of the minor planets 94, 107, 197, 201, 360, 451, 511 and 702.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 67, Nr. 1, 1987, S. 95–101, {{bibcode|1987A&AS...67...95D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1987A&AS...67...95D/ADS_PDF PDF; 157 kB]).</ref> Ende August 1993 am Krim-Observatorium in [[Nautschnyj]] (hier wurde auch eine rotationsabhängige Veränderung des Spektrums des Asteroiden festgestellt und als Ursache das örtliche Vorkommen wasserhaltiger [[Silicate]] angenommen)<ref>V. V. Busarev, Yu. N. Krugly: ''A Spot of Hydrated Silicates on the M Asteroid 201 Penelope?'' In: ''Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference.'' Band 29, 1995, S. 197–198, {{bibcode|1995LPI....26..197B}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1995LPI....26..197B/ADS_PDF PDF; 113 kB]).</ref> sowie vom August bis Oktober 1993 an der Außenstelle Tshuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s in der Ukraine und am Krim-Observatorium in [[Simejis]] (abgeleitete Periode 3,7474&nbsp;h).<ref>V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny: ''Asteroid Observations at Low Phase Angles. II. 5 Astraea, 75 Eurydike, 77 Frigga, 105 Artemis, 119 Althaea, 124 Alkeste, and 201 Penelope.'' In: ''Icarus.'' Band 155, Nr. 2, 2002, S. 365–374, [[doi:10.1006/icar.2001.6651]].</ref>

In einer Untersuchung von 2003 konnte durch die Methode der komplexen Inversion aus Beobachtungsdaten der Jahre 1980 bis 1989 für (201) Penelope ein Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen errechnet werden. Das Modell ist etwas länglich und recht regelmäßig, weist aber eine leichte ovale Asymmetrie sowie einige große flache Bereiche (die möglicherweise große Einkerbungen markieren) in der Mitte auf. Diese könnten auch auf eine Kontaktbinärstruktur hinweisen. Die Achsenverhältnisse und eine Rotationsperiode von 3,74745&nbsp;h wurden bestimmt.<ref>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]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=87352c8bc7274adee44a4fbb0afdb49e4d3e2415 PDF; 1,09 MB]).</ref> Bei einem Vergleich mit einer Aufnahme des [[Adaptive Optik|Adaptive Optics]] (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 entsprach die dort beobachtete ovale Kontur dem erstellten Gestaltmodell für eine der Rotationsachsen sehr exakt, die alternative Rotationsachse konnte dagegen ausgeschlossen werden. Für den äquivalenten Durchmesser wurde ein Wert von 85 ± 8&nbsp;km abgeleitet.<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: [https://arxiv.org/pdf/1308.0446 PDF; 1,79 MB]).</ref>

Weitere photometrische Beobachtungen im Dezember 2011 am UnderOak Observatory in New Jersey lieferten eine Lichtkurve und eine Rotationsperiode von 3,749&nbsp;h<ref>K. B. Alton: ''CCD Lightcurves for Asteroids 201 Penelope and 360 Carlova.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 107–108, {{bibcode|2012MPBu...39..107A}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2012MPBu...39..107A/ADS_PDF PDF; 459 kB]).</ref> und Beobachtungen im Januar 2017 durch eine Schülergruppe an einer Highschool in Japan ergaben ebenfalls eine Rotationsperiode von 3,75&nbsp;h.<ref>T. Mizoguchi, A. Tanaka, A. Nakata, K. Hirono, Sh. Moriuchi, Sh. Nakamura, A. Watanabe, H. Koyago, I. Koyama, K. Morimoto, M. Nakai, S. Kitora, T. Tanigawa: ''The Lightcurve Period for the Asteroid 201 Penelope.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 190, {{bibcode|2017MPBu...44..190M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2017MPBu...44..190M/ADS_PDF PDF; 468 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 (201) Penelope, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 3,74744&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 3,74745&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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|201 Penelope|(201) Penelope}}
* {{IAU MPC|201}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=201}}
* {{AstDyS|ID=201}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=201 (201) Penelope] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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