Quelltext der Seite (56) Melete

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 56
| Name = (56) Melete
| Bild = 56Melete (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (56) Melete
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.236991
| Große_Halbachse = 2.59671
| Perihel =
| Aphel =
| Bahnneigung = 8.08161
| Knoten = 192.93407
| Periwinkel = 104.88429
| Peridatum = 2024-10-26
| Periode = 1528.391
| Umlaufgeschwindigkeit =
| Durchmesser = 121.3
| DurchmesserSigma = 0.9
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 18.147
| Albedo = 0.06
| Tholen = P
| Smass = Xk
| Absolute_Helligkeit = 8.5
| Entdecker = [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt|H. M. S. Goldschmidt]]
| Entdeckungsdatum = 1857-09-09
| anderer_Name = '''1857&nbsp;RB''', 1949&nbsp;TH, 1986&nbsp;EN<sub>5</sub>, 1990&nbsp;HG<sub>4</sub>
}}
'''(56) Melete''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 9. September 1857 vom deutsch-französischen Astronomen [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt]] in Paris entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Melete (Mythologie)|Melete]], einer der drei „titanischen“ [[Muse (Mythologie)|Musen]], die auf dem Berg [[Helikon (Gebirge)|Helikon]] als Töchter des [[Uranos]] verehrt wurden. Der Asteroid war zunächst für [[(41) Daphne]] gehalten worden. Nachdem er als neuer Himmelskörper erkannt wurde, war er zunächst nur als ''Pseudo-Daphne'' bekannt. Die Vergabe eines eigenen Namens erfolgte dann auf Wunsch des Entdeckers durch Ernst Schubert (1813–1873) am [[Detroit Observatory]] in [[Ann Arbor]], der die Umlaufbahn berechnet hatte.<ref>[C. A. F.] P[eters]: ''Name der Pseudo-Daphne.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Bd. 56, Nr. 22, 1861, Sp. 349–350, [[doi:10.1002/asna.18620562206]] ([https://www.digitale-sammlungen.de/view/bsb10049481?page=193 online]).</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] am [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] in Chile von 1974 und am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi vom August 1974 wurden für (56) Melete erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 141 und 148&nbsp;km bzw. 0,03 bestimmt.<ref>D. Morrison: ''Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 214, 1977, S. 667–677 [[doi:10.1086/155293]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977ApJ...214..667M/ADS_PDF PDF; 1,18 MB]).</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 (56) Melete, für die damals Werte von 113,2&nbsp;km bzw. 0,07 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 129,1&nbsp;km bzw. 0,05.<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 nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 121,3&nbsp;km bzw. 0,06 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 120,3&nbsp;km bzw. 0,06 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 105,8 oder 113,8&nbsp;km bzw. 0,05, 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> Mit einer Auswertung von 12 [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 113,4 ± 4,0&nbsp;km bestimmt werden.<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>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (56) Melete eine taxonomische Klassifizierung als X-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]] Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals vom 31. Mai bis 2. Juni 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] gelang keine eindeutige Bestimmung einer [[Rotationsperiode]]. Sowohl Werte von 19,0 als auch 13,7&nbsp;h wurden dafür als gleichermaßen annehmbar angesehen.<ref>A. W. Harris, J. Young: ''Photoelectric lightcurves of asteroids 42 Isis, 45 Eugenia, 56 Melete, 103 Hera, 532 Herculina, and 558 Carmen.'' In: ''Icarus.'' Band 38, Nr. 1, 1979, S. 100–105, [[doi:10.1016/0019-1035(79)90089-7]].</ref>

[[Datei:000056-asteroid shape model (56) Melete.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (56) Melete]]
Bei neuen Messungen vom 8. bis 15. August 1991 am [[Maidanak-Observatorium]] in Usbekistan, damals Hauptobservatorium der [[Nationale Akademie der Wissenschaften der Ukraine|Nationalen Akademie der Wissenschaften der Ukraine]] konnte jedoch ein davon gänzlich abweichender Wert von 18,14&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>I. N. Bel’skaya, A. N. Dovgopol, A. Erikson, C.-I. Lagerkvist, T. Oja: ''Physical studies of asteroids. XXVII. Photoelectric photometry of asteroids 14 Irene, 54 Alexandra and 56 Melete.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 101, Nr. 3, 1993, S. 507–511, {{bibcode|1993A&AS..101..507B}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1993A&AS..101..507B/ADS_PDF PDF; 151 kB]).</ref> Diese Rotationsperiode wurde durch weitere Beobachtungen vom 28. April bis 13. Mai 2007 am Palmer Divide Observatory in Colorado bestätigt, als aus der aufgezeichneten Lichtkurve ein Wert von 18,151&nbsp;h bestimmt wurde.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – March–May 2007.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 4, 2007, S. 104–107, {{bibcode|2007MPBu...34..104W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34..104W/ADS_PDF PDF; 1,02 MB]).</ref> Neue photometrische Messungen vom 2. Oktober bis 14. November 2008 führten dann auch am Organ Mesa Observatory in New Mexico zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 18,147&nbsp;h.<ref>F. Pilcher, D. Jardine: ''Period Determinations for 31 Euphrosyne, 35 Leukothea, 56 Melete, 137 Meliboea, 155 Scylla, and 264 Libussa.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 2, 2009, S. 52–54, {{bibcode|2009MPBu...36...52P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...52P/ADS_PDF PDF; 633 kB]).</ref>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (56) Melete aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 4,61·10<sup>18</sup>&nbsp;kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 114&nbsp;km zu einer Dichte von 6,00&nbsp;g/cm³ führte bei keiner [[Porosität]]. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±21 %.<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>

Die Auswertung von 37 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines Gestaltmodells für den Asteroiden und die Bestimmung von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und einer Periode von 18,1482&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> Mit dem neuen Algorithmus ''All-Data Asteroid Modeling'' (ADAM) konnte 2017 erneut ein Gestaltmodell erstellt werden, das alle verfügbaren photometrischen und photographischen Daten gut reproduziert. Die zuvor bestimmten alternativen Positionen der Rotationsachse konnten verbessert werden, während für die Rotationsperiode ein Wert von 18,14817&nbsp;h, für den mittleren Durchmesser 119 ± 5&nbsp;km und für die Dichte 5,2&nbsp;g/cm³ bestimmt wurden.<ref>M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: ''Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 607, A117, 2017, S. 1–14, [[doi:10.1051/0004-6361/201731456]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/11/aa31456-17.pdf PDF; 2,64 MB]).</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 auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (56) Melete wurde aus Messungen etwa vom 2. bis 27. Februar 2019 eine Rotationsperiode von 18,1558&nbsp;h abgeleitet.<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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|56 Melete|(56) Melete}}
* {{IAU MPC|56}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=56}}
* {{AstDyS|ID=56}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=56 (56) Melete] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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