Quelltext der Seite (471) Papagena

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 471
| Name = (471) Papagena
| Bild = 471Papagena (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (471) Papagena
| Orbittyp =OMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.229023
| Große_Halbachse = 2.88853
| Bahnneigung = 15.01908
| Knoten = 83.77138
| Periwinkel = 315.87748
| Peridatum = 2025-10-18
| Periode = 1793.137
| Durchmesser = 148.1
| DurchmesserSigma = 3.9
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 7.113
| Albedo = 0.16
| Absolute_Helligkeit = 6.3
| Tholen = S
| Smass = S
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1901-06-07
| anderer_Name ='''1901&nbsp;LA''', 1911&nbsp;MB
}}

'''(471) Papagena''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 7. Juni 1901 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11&nbsp;mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er am gleichen Ort bereits am 19. Mai fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach der Freundin von Papageno in der Oper ''[[Die Zauberflöte]]'' von [[Wolfgang Amadeus Mozart]].

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi im April 1973 wurden für (471) Papagena erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 143&nbsp;km und 0,13 bestimmt.<ref>D. Morrison: ''Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 194, 1974, S. 203–212, {{bibcode|1974ApJ...194..203M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1974ApJ...194..203M/ADS_PDF PDF; 997 kB]).</ref><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 (471) Papagena, für die damals Werte von 134,2&nbsp;km bzw. 0,20 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 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 148,1&nbsp;km bzw. 0,16.<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> Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus fünf [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch (471) Papagena einen Durchmesser von 126,4 ± 6,4&nbsp;km<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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/499/3/4570/34072696/staa3077.pdf PDF; 6,52 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 20. bis 29. November 1976 während fünf Nächten am [[Observatoire de Haute-Provence]] (OHP) in Frankreich. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 7,1129&nbsp;h bestimmt.<ref>G. Lustig: ''Die Rotationsperiode und die photoelektrische Lichtkurve des Planetoiden 471 Papagena.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 30, 1977, S. 117–119, {{bibcode|1977A&AS...30..117L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977A&AS...30..117L/ADS_PDF PDF; 74 kB]).</ref> Kurz darauf gab es weitere Beobachtungen vom 12. bis 16. Dezember 1976 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile mit einer abgeleiteten Periode von 7,156&nbsp;h.<ref>A. Surdej, J. Surdej: ''Rotation period and photoelectric light curves of asteroid 471 Papagena.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 30, 1977, S. 121–124, {{bibcode|1977A&AS...30..121S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977A&AS...30..121S/ADS_PDF PDF; 79 kB]).</ref> Auch vom 23. bis 28. November 1976 hatten Messungen während drei Nächten am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien stattgefunden, die zunächst zu einer Rotationsperiode von 7,108&nbsp;h ausgewertet wurden. Eine Nachberechnung unter zusätzlicher Einbeziehung der Daten des La-Silla-Observatoriums ergab dann einen Wert von 7,113&nbsp;h.<ref>F. Scaltriti, V. Zappalà: ''Photoelectric photometry of asteroids 37, 80, 97, 216, 270, 313, and 471.'' In: ''Icarus.'' Band 34, Nr. 2, 1978, S. 428–435, [[doi:10.1016/0019-1035(78)90178-1]].</ref>

Eine Untersuchung von 1980 konnte die ungewöhnliche Form der Lichtkurve von (471) Papagena mit drei Maxima und drei Minima während einer Umdrehung des Asteroiden durch die Annahme einer Gestalt in Form eines unregelmäßigen [[dreieck]]igen [[Prisma (Geometrie)|Prismas]] erklären.<ref>V. Zappalà: ''Peculiar shapes of asteroids: Implications for light curves and periods of rotation.'' In: ''The Moon and the Planets.'' Band 23, 1980, S. 345–353, [[doi:10.1007/BF00902049]] ([https://link.springer.com/content/pdf/10.1007/BF00902049.pdf PDF; 371 kB]).</ref> Weitere photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten am 13. April 1983 wieder in Turin mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 7,105&nbsp;h. Die auch hier beobachtete ungewöhnliche Form der Lichtkurve gab zu Vermutungen über eine sehr unregelmäßige Gestalt oder das Vorhandensein von Albedo-Flecken auf der Oberfläche Anlass.<ref>M. Di Martino, S. Cacciatori: ''Photoelectric photometry of 14 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, [[doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8]].</ref>

Eine Messung am 6. und 7. Mai 1989 an der Außenstelle „El Leoncito“ des [[Felix-Aguilar-Observatorium]]s in Argentinien stand im Einklang mit der bekannten Periode.<ref>J. Licandro, T. Gallardo, G. Tancredi: ''Photometric Observations of Asteroids 31 Euphrosyne, 118 Peitho, 13 Egeria, 196 Philomena, and 471 Papagena.'' In: ''Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica.'' Band 21, 1990, S. 590–592, {{bibcode|1990RMxAA..21..590L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1990RMxAA..21..590L/ADS_PDF PDF; 131 kB]).</ref> Eine Untersuchung von 1994 konnte aus den Daten aber keine Rotationsachse bestimmen.<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> Dies gelang dann nach Beobachtungen während drei Nächten vom 6. bis 15. Dezember 1996 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien, wo die lückenhafte Lichtkurve allerdings zu einer Rotationsperiode von 6,327&nbsp;h ausgewertet wurde.<ref>D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: ''Rotational periods of asteroids II.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, [[doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9]].</ref> Aus den archivierten Lichtkurven von 1976 bis 1996 berechnete eine Untersuchung von 2000 für (471) Papagena dann erstmals zwei alternative Positionen der Rotationsachse, eine mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] und eine mit retrograder Rotation. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells bestimmt.<ref>C. Blanco, M. Cigna, D. Riccioli: ''Pole and shape determinaton of asteroids. II.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 48, Nr. 10, 2000, S. 973–982, [[doi:10.1016/S0032-0633(00)00065-9]].</ref>

Neue Beobachtungen erfolgten vom 2. bis 12. April 2003 während vier Nächten an einem privaten Observatorium in Maryland. Hier konnte wieder eine Rotationsperiode von 7,114&nbsp;h bestimmt werden.<ref>J. L. Menke: ''Lightcurves and periods for asteroids 471 Papagena, 675 Ludmilla, 1016 Anitra, 1127 Mimi, 1165 Imprinetta, 1171 Rustahawelia, and 2283 Bunke.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 32, Nr. 3, 2005, S. 64–66, {{bibcode|2005MPBu...32...64M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2005MPBu...32...64M/ADS_PDF PDF; 196 kB]).</ref> Aus den archivierten Lichtkurven und einer neuen photometrischen Beobachtung vom 25. März 2007 am Taurus Hill Observatory in Finnland wurden in einer Untersuchung von 2008 dreidimensionale Gestaltmodelle des Asteroiden für drei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmt, die dazu berechneten Perioden lagen im Bereich 7,1125 bis 7,1151&nbsp;h.<ref>J. Torppa, V.-P. Hentunen, P. Pääkkönen, P. Kehusmaa, K. Muinonen: ''Asteroid shape and spin statistics from convex models.'' In: ''Icarus.'' Band 198, Nr. 1, 2008, S. 91–107, [[doi:10.1016/j.icarus.2008.07.014]] ([https://hal.science/hal-00499092/file/PEER_stage2_10.1016%252Fj.icarus.2008.07.014.pdf PDF; 1,72 MB]).</ref>

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des [[United States Naval Observatory]] (USNO) in Arizona, der [[Catalina Sky Survey]], des [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]]s auf La Palma und des [[Astrometrie]]-Satelliten ''[[Hipparcos]]'' ermöglichte 2011 erneut die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,11539&nbsp;h.<ref>J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: ''A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 530, A134, 2011, S. 1–16, [[doi:10.1051/0004-6361/201116738]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/06/aa16738-11.pdf PDF; 1,82 MB]).</ref> Ein Vergleich mit den Beobachtungsdaten einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 24. Januar 1987 brachte dann eine klare Bevorzugung einer der zuvor ermittelten Rotationsachsen, außerdem konnte das Gestaltmodell damit auf einen äquivalenten Durchmesser von 137 ± 25&nbsp;km skaliert werden.<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: [https://arxiv.org/pdf/1104.4227 PDF; 551 kB]).</ref>

Mit dem neuen Algorithmus ''All-Data Asteroid Modeling'' (ADAM) wurde 2017 ein verbessertes Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit einer hochaufgelösten Infrarot-Aufnahme des Teleskops II am [[Keck-Observatorium]] auf Hawaiʻi vom 16. August 2009 sowie den Beobachtungen von Sternbedeckung durch den Asteroiden im Januar 1987 (siehe oben) und am 24. Mai 2007 gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position mit einer Periode von 7,11539&nbsp;h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 132 ± 4&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/05/aa29956-16.pdf PDF; 5,41 MB]).</ref>

Bereits in einer Untersuchung von 2009 waren aus 94 archivierten Beobachtungen des Astrometrie-Satelliten ''Hipparcos'' für den Asteroiden (471) Papagena eine Rotationsachse mit prograder Rotation, eine Periode von 7,10540&nbsp;h sowie die Achsenverhältnisse eines ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet worden.<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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2009/41/aa12134-09.pdf PDF; 472 kB]).</ref> Bei einer erneuten Auswertung von 2019 konnten dann unter zusätzlicher Verwendung von [[Gaia DR2|Gaia-DR2]]-Daten Ergebnisse mit ähnlichen Rotationsachsen und Achsenverhältnissen erzielt werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hierfür wurde eine völlig andere Rotationsachse in der Ebene der [[Ekliptik]] gefunden.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, X. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: ''Inversion of {{Kapitälchen|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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/11/aa36059-19.pdf PDF; 1,16 MB]).</ref>

Abschätzungen von Masse und Dichte für (471) Papagena aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 3,05·10<sup>18</sup>&nbsp;kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 125&nbsp;km zu einer [[Schüttdichte|Dichte]] von 3,01&nbsp;g/cm³ führte bei einer [[Porosität]] von 9 %. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±60 %.<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> Eine Auswertung der astrometrischen Daten von [[Gaia DR3]], die bei der Begegnung von (471) Papagena mit dem kleinen Asteroiden (238319) 2003 YH<sub>131</sub> am 30. August 2016 bis auf etwa 672.000&nbsp;km Abstand bei einer [[Relativgeschwindigkeit]] von 1,9&nbsp;km/s erfasst worden waren, ergaben in einer Untersuchung von 2023 verbesserte Werte für die Masse und Dichte von (471) Papagena von 3,49·10<sup>18</sup>&nbsp;kg bzw. 2,70&nbsp;g/cm³ mit einer Unsicherheit von ±37 %.<ref>F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): ''Dynamical Masses of 20 Asteroids Determined with Gaia DR3 Asteroid Observations.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 166, Nr. 3, 2023, S. 1–9, [[doi:10.3847/1538-3881/ace52b]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ace52b/pdf PDF; 595 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|471 Papagena|(471) Papagena}}
* {{IAU MPC|471}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=471}}
* {{AstDyS|ID=471}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=471 (471) Papagena] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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