Quelltext der Seite (298) Baptistina

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 298
| Name = (298) Baptistina
| Bild = 298Bap-LB1-mag15.jpg
| Bildtext = Aufnahme von (298) Baptistina am 24. Oktober 2009 zwischen zwei Vergleichssternen
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.095089
| Große_Halbachse = 2.26390
| Bahnneigung = 6.28017
| Knoten = 8.11738
| Periwinkel =134.91737
| Peridatum = 2024-10-24
| Periode = 1244.185
| Durchmesser = 21.1
| DurchmesserSigma = 0.4
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 16.23
| Albedo = 0.13
| Tholen =
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 11.2
| Entdecker = [[Auguste Charlois]]
| Entdeckungsdatum = 1890-09-09
| anderer_Name = '''1890&nbsp;RB'''
}}

'''(298) Baptistina''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 9. September 1890 vom französischen Astronomen [[Auguste Charlois]] am [[Observatoire de Nice]] entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1986 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (298) Baptistina, für die damals Werte von 41,5&nbsp;km bzw. 0,14 erhalten wurden.<ref>D. L. Matson (Hrsg.): ''The IRAS Asteroid and Comet Survey.'' Jet Propulsion Laboratory D-3698, Pasadena 1986 (Preprint: [https://irsa.ipac.caltech.edu/IRASdocs/surveys/D-3698.pdf PDF; 92,9 MB]).</ref> Diese Werte erwiesen sich jedoch später als deutlich revisionsbedürftig, denn aus Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] mit dem südlichen [[Gemini-Observatorium|Gemini-Teleskop]] in Chile am 4. März 2008 wurde für den Asteroiden nur noch ein Durchmesser von 12,4&nbsp;km und dafür eine höhere Albedo im sichtbaren Bereich von 0,35 abgeleitet.<ref name="carvan">J. M. Carvano, D. Lazzaro: ''Diameter, geometric albedo and compositional constraints for (298) Baptistina through visible and mid-infrared photometry.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.'' Band 404, Nr. 1, 2010, S. L31–L34, [[doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00828.x]] ([https://academic.oup.com/mnrasl/article-pdf/404/1/L31/54674215/mnrasl_404_1_l31.pdf PDF; 1,35 MB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen Infrarot führte 2012 wiederum zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 21,1&nbsp;km bzw. 0,13.<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> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 17,5&nbsp;km bzw. 0,18 angegeben<ref>C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: ''NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, [[doi:10.1088/0004-637X/814/2/117]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/117/pdf PDF; 1,07 MB]).</ref> und dann 2016 korrigiert zu 17,3 oder 18,2&nbsp;km bzw. 0,16 oder 0,15, diese Angaben beinhalten aber alle 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 [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (298) Baptistina eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xc-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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 21. September 1989 am [[Mount-Lemmon-Observatorium]] in Arizona. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] mit geringer Amplitude wurde auf eine mögliche [[Rotationsperiode]] von etwa 7 Stunden geschlossen.<ref>W. Z. Wisniewski, T. M. Michałowski, A. W. Harris, R. S. McMillan: ''Photometric Observations of 125 Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 126, Nr. 2, 1997, S. 395–449, [[doi:10.1006/icar.1996.5665]].</ref> Neue Beobachtungen vom 9. und 10. November 2006 am Oakley Observatory des [[Rose-Hulman Institute of Technology]] in Indiana widersprachen jedoch diesem Ergebnis, denn hier konnte eine Rotationsperiode von 9,301&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>R. Ditteon, S. Hawkins: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Oakley Observatory – October–November 2006.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 59–64, {{bibcode|2007MPBu...34...59D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...59D/ADS_PDF PDF; 682 kB]).</ref>

Da immer noch sehr wenige abgesicherte Daten über den Asteroiden vorlagen, gab es im März und April 2008 koordinierte Beobachtungen an drei weit voneinander entfernten Observatorien, nämlich dem Abbey Ridge Observatory in Kanada, dem Hunter Hill Observatory in Australien und einem Observatorium des Calvin College, Michigan, in Rehoboth, New Mexico. Aus der sehr detaillierten Lichtkurve konnte nun ein neuer Wert von 16,23&nbsp;h für die Rotationsperiode bestimmt werden.<ref>D. J. Majaess, D. Higgins, L. A. Molnar, M. J. Haegert, D. J. Lane, D. G. Turner, I. Nielsen: ''New Constraints on the Asteroid 298 Baptistina, the Alleged Family Member of the K/T Impactor.'' In: ''Journal of the Royal Astronomical Society of Canada.'' Band 103, Nr. 1, 2009, S. 7–10, {{bibcode|2009JRASC.103....7M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009JRASC.103....7M/ADS_PDF PDF; 709 kB]).</ref>

Weitere Messungen erfolgten vom 3. bis 6. März am La-Silla-Observatorium und am 7. und 8. Mai 2008 am [[Observatório do Pico dos Dias]] (OPD) in Brasilien. Obwohl eine mögliche Rotationsperiode zwischen 9 und 12 Stunden oder auch länger als 16 Stunden nicht ausgeschlossen werden konnte, passten die Daten auch nicht sehr gut zu der zuvor bestimmten Periode von 16,23&nbsp;h, die aber dennoch für die weiteren Auswertungen übernommen wurde. Die Unsicherheiten bei der Bestimmung der Rotationsperiode eines relativ hellen Asteroiden wie (298) Baptistina wurden als ein Hinweis darauf angesehen, dass das Objekt eine sehr unregelmäßige Oberfläche hat, sich sehr schnell oder sehr langsam dreht oder sogar eine komplexe Rotation aufweist.<ref name="carvan" />

Im gleichen Zeitraum fanden auch noch weitere Beobachtungen statt vom 7. bis 11. Mai 2008 am Observatorium Borówiec in Polen. Da die Daten aus drei Nächten nicht zur Herleitung einer Rotationsperiode genügten, wurden noch die Messergebnisse vom Hunter Hill Observatory und vom Observatório do Pico dos Dias aus dem gleichen Zeitraum zur Auswertung herangezogen. Die aus den kombinierten Daten erstellte Lichtkurve passte dann zu einer Periode von 16,23&nbsp;h.<ref>A. Kryszczyńska, F. Colas, M. Polińska, R. Hirsch, V. Ivanova, G. Apostolovska, B. Bilkina, F. P. Velichko, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, F. Vachier, V. Umlenski, T. Michałowski, A. Marciniak, A. Maury, K. Kamiński, M. Fagas, W. Dimitrov, W. Borczyk, K. Sobkowiak, J. Lecacheux, R. Behrend, A. Klotz, L. Bernasconi, R. Crippa, F. Manzini, R. Poncy, P. Antonini, D. Oszkiewicz, T. Santana-Ros: ''Do Slivan states exist in the Flora family? I. Photometric survey of the Flora region.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 546, A72, 2012, S. 1–51, [[doi:10.1051/0004-6361/201219199]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/10/aa19199-12.pdf PDF; 2,36 MB]).</ref> Dieses Ergebnis wurde durch weitere Messungen vom 23. Oktober bis 5. November 2009 am Palmer Divide Observatory/Space Science Institute in Colorado bestätigt, wo eine Periode von 16,21&nbsp;h abgeleitet wurde.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2009 September–December.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 2, 2010, S. 57–64, {{bibcode|2010MPBu...37...57W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2010MPBu...37...57W/ADS_PDF PDF; 2,44 MB]).</ref>

Aus den Daten des Calvin-Rehoboth Observatory aus drei Beobachtungsreihen vom 13. bis 27. März 2008, vom 30. März bis 24. April 2008 und vom 9. Mai bis 9. Juni 2008 wurden in einer Untersuchung von 2016 Rotationsperioden des Asteroiden von 16,2212, 16,2263 bzw. 16,2376&nbsp;h abgeleitet.<ref>M. J. Dykhuis, L. A. Molnar, C. J. Gates, J. A. Gonzales, J. J. Huffman, A. R. Maat, S. L. Maat, M. I. Marks, A. R. Massey-Plantinga, N. D. McReynolds, J. A. Schut, J. P. Stoep, A. J. Stutzman, B. C. Thomas, G. W. Vander Tuig, J. W. Vriesema, R. Greenberg: ''Efficient spin sense determination of Flora-region asteroids via the epoch method.'' In: ''Icarus.'' Band 267, 2016, S. 174–203, [[doi:10.1016/j.icarus.2015.12.021]].</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 16,2301&nbsp;h bestimmt 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>

== Baptistina-Familie ==
(298) Baptistina ist das größte Mitglied einer [[Asteroidenfamilie]] mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]] von 2,17–2,34&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]], eine [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,12–0,17 und eine [[Bahnneigung]] von 4,5°–7,0°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen S und C, die mittlere Albedo liegt bei 0,23. Die ''Baptistina-Familie'' umfasste im Jahr 2019 über 5860 bekannte Mitglieder, sie ist innerhalb der größeren (und wesentlich älteren) [[(8) Flora#Flora-Familie|Flora-Familie]] angesiedelt<ref>T. A. Vinogradova: ''Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, [[doi:10.1093/mnras/stz228]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/3/3755/28549009/stz228.pdf PDF; 4,80 MB]).</ref> und ihr Alter wurde auf unter 100 Mio. Jahre geschätzt.<ref name="spoto">F. Spoto, A. Milani, Z. Knežević: ''Asteroid family ages.'' In: ''Icarus.'' Band 257, 2015, S. 275–289, [[doi:10.1016/j.icarus.2015.04.041]].</ref><ref name="paolic">P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: ''Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, [[doi:10.1093/mnras/sty3446]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/2/1815/27597377/sty3446.pdf PDF; 802 kB]).</ref> Damals könnte ein Ursprungskörper von etwa 41&nbsp;km Durchmesser von einem Impaktor mit einer Größe von mindestens 900&nbsp;m getroffen worden sein, wodurch er etwa 86 % seiner Masse verlor.<ref>J. Leliwa-Kopystynski, I. Wlodarczyk: ''The minimal sizes of impactors that formed the Vesta family and 15 other asteroid families.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 528, Nr. 4, 2024, S. 6312–6318, [[doi:10.1093/mnras/stae332]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/528/4/6312/56719255/stae332.pdf PDF; 408 kB]).</ref>

== Möglicher Zusammenhang mit dem K-P-Ereignis ==
Es wurde oft angenommen, dass die Kraterbildungsrate auf [[Erde]] und [[Mond]] in den letzten drei Milliarden Jahren nahezu konstant geblieben ist. Verschiedene Belege deuten jedoch darauf hin, dass der Einschlagsstrom von kilometergroßen Körpern in den letzten rund 100 Millionen Jahren im Vergleich zum langfristigen Durchschnitt um mindestens das Doppelte zugenommen hat. Noch basierend auf den IRAS-Angaben zu Durchmesser und Albedo für (298) Baptistina (siehe oben) kam eine Untersuchung von 2007 aufgrund von theoretischen Überlegungen, statistischen Berechnungen und numerischen Simulationen zum Schluss, dass dieser scheinbare Anstieg durch die katastrophale Zerstörung des Vorgängerkörpers des Asteroiden (298) Baptistina vor 140–190 Millionen Jahren ausgelöst wurde. Demnach soll es sich um einen etwa 170&nbsp;km großen Körper mit einer Zusammensetzung aus sehr dunklem [[Kohliger Chondrit|kohligem Chondrit]]-Material gehandelt haben, der durch einen 60&nbsp;km großen Impaktor getroffen wurde. Dabei wären rund 135.000 Bruchstücke mit mehr als einem Kilometer und etwa 300 mit mehr als 10&nbsp;km Größe entstanden, deren Reste heute die Baptistina-Familie bildeten.

Etwa 10–20 % dieser Bruchstücke könnten durch [[Bahnresonanz]]effekte mit [[Mars (Planet)|Mars]] und [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] in Verbindung mit den [[Bahnstörung#Nicht-gravitative Kräfte|nicht-gravitativen]] Wirkungen des [[Jarkowski-Effekt|Jarkowski-]] und des [[YORP-Effekt]]s aus dem Asteroidengürtel in den Bereich der [[Innere und äußere Planeten|inneren Planeten]] abgelenkt worden sein, wovon wiederum etwa 2 % auf Kollisionskurs mit der Erde, aber auch mit Mars und [[Venus (Planet)|Venus]] kamen. Die Untersuchung schätzte dazu ab, dass dies zu einer erhöhten Rate an Einschlägen auf der Erde während der gesamten [[Kreide (Geologie)|Kreidezeit]] führte (mit einem Maximum vor etwa 100 Mio. Jahren) und dass insbesondere der [[Chicxulub-Krater|Chicxulub-Impaktor]], der das [[Massenaussterben]] am [[Kreide-Paläogen-Grenze|Übergang von der Kreidezeit zum Paläogen]] vor etwa 65 Mio. Jahren verursachte (K-P-Ereignis), mit einer Wahrscheinlichkeit von mindestens 90 % eines dieser Proto-Baptistina-Bruchstücke war. Ebenso könnte der auffällige 109 Mio. Jahre alte Krater [[Tycho (Mondkrater)|Tycho]] auf dem Mond sowie wenigstens einer der großen [[Venus (Planet)#Einschlagkrater|Krater auf der Venus]] jeweils mit hoher Wahrscheinlichkeit auf eines der Proto-Baptistina-Bruchstücke zurückgehen.<ref>W. F. Bottke, D. Vokrouhlický, D. Nesvorný: ''An asteroid breakup 160 Myr ago as the probable source of the K/T impactor.'' In: ''Nature.'' Band 449, 2007, S. 48–53, [[doi:10.1038/nature06070]] ([https://www.researchgate.net/profile/David-Nesvorny/publication/6035775_An_asteroid_breakup_160_Myr_ago_as_the_probable_source_of_the_KT_impactor/links/0c96052714a8618e08000000/An-asteroid-breakup-160-Myr-ago-as-the-probable-source-of-the-K-T-impactor.pdf PDF; 1,46 MB]).</ref>

Untersuchungen mit dem SPEX-Instrument an der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi im Februar und März 2008 führten jedoch zu einer Neubewertung der Albedo von (298) Baptistina innerhalb eines Bereichs von 0,12–0,39. Diese Albedo ist viel höher als die für einen Körper aus kohligem Chondrit erwartete Albedo von etwa 0,03–0,06, und steht eher im Einklang mit der von S-Typ-Asteroiden. Dazu passen auch die gemessenen Spektraldaten im nahen Infrarot, nach denen die Oberfläche von (298) Baptistina von einer Mischung aus [[Olivingruppe|Olivin]] und [[Pyroxengruppe|Pyroxen]] dominiert wird. Die höhere Albedo führte auch zu einer Korrektur des Durchmessers des Asteroiden zu 14–26&nbsp;km, wesentlich weniger als in der Untersuchung von 2007 angenommen. Diese Ergebnisse sprachen gegen die Annahme, dass es sich bei (298) Baptistina um einen kohligen Chondrit handelt und dass sie mit dem K-P-Impaktkörper in Verbindung steht.<ref>V. Reddy, J. P. Emery, M. J. Gaffey, W. F. Bottke, A. Cramer, M. S. Kelley: ''Composition of 298 Baptistina: Implications for the K/T impactor link.'' In: ''Meteoritics & Planetary Science.'' Band 44, Nr. 12, 2009, S. 1917–1927, [[doi:10.1111/j.1945-5100.2009.tb02001.x]] ([https://onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/10.1111/j.1945-5100.2009.tb02001.x PDF; 1,27 MB]).</ref>

Auch die Untersuchung weiterer Mitglieder der Baptistina-Familie ergab, dass sie wahrscheinlich aus dem Zerfall eines Vorgängerkörpers mit einer Zusammensetzung aus [[Gewöhnlicher Chondrit|gewöhnlichem Chondrit]] mit geringem Metall- und Eisengehalt entstanden ist, und damit nicht die Quelle des K-P-Impaktors sein kann, falls dieser Körper tatsächlich eine Zusammensetzung aus kohligem Chondrit hatte, wie die Analyse von Sedimenten und Meteoritenfragmenten nahelegt. Die in der Untersuchung von 2007 zur Datierung der Baptistina-Familie verwendete Methode würde durch die höhere Albedo auch ein deutlich jüngeres Alter der Baptistina-Familie ergeben.<ref>V. Reddy, J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. A. Michtchenko, M. J. Gaffey, M. S. Kelley, T. Mothé-Diniz, A. Alvarez-Candal, N. A. Moskovitz, E. A. Cloutis, E. L. Ryan: ''Mineralogical characterization of Baptistina Asteroid Family: Implications for K/T impactor source.'' In: ''Icarus.'' Band 216, Nr. 1, 2011, S. 184–197, [[doi:10.1016/j.icarus.2011.08.027]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1110.3414 PDF; 1,27 MB]).</ref>

Dies wurde auch durch die Auswertung der Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im Jahr 2011 bestätigt, das für etwa 1000 Mitglieder der Baptistina-Familie eine mittlere Albedo von 0,13–0,34 lieferte, wonach bei ansonsten unveränderten physikalischen Parametern das Alter der Familie mit etwa 80 Mio. Jahren etwa 2-mal niedriger wäre als in der Untersuchung von 2007 angenommen, wodurch die dort abgeleiteten Zusammenhänge sehr unwahrscheinlich würden.<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> Eine Neubewertung in einer Untersuchung von 2012 stellte dagegen fest, dass unter zusätzlicher Berücksichtigung einer höheren mittleren Dichte das am besten passende Alter der Baptistina-Familie irgendwo im Bereich zwischen 140 und 320 Millionen Jahren liegen kann.<ref>J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. Jedicke: ''Revising the Age for the Baptistina Asteroid Family Using WISE/NEOWISE Data.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 759, Nr. 1, 2012, S. 1–12, [[doi:10.1088/0004-637X/759/1/14]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/759/1/14/pdf PDF; 4,45 MB]).</ref> Neuere Untersuchungen von 2015 und 2019 grenzten das Alter unter Berücksichtigung des YORP-Effekts aber erneut auf unter 100 Mio. Jahre ein.<ref name="spoto" /><ref name="paolic" />

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|298 Baptistina|(298) Baptistina}}
* {{IAU MPC|298}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=298}}
* {{AstDyS|ID=298}}

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