Quelltext der Seite (566) Stereoskopia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 566
| Name = (566) Stereoskopia
| Orbittyp =ORB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.120081
| Große_Halbachse = 3.37515
| Bahnneigung = 4.89468
| Knoten = 79.51322
| Periwinkel = 300.35013
| Peridatum = 2025-12-20
| Periode = 2264.843
| Durchmesser = 167.4
| DurchmesserSigma = 3.5
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 12.103
| Albedo = 0.04
| Absolute_Helligkeit = 8.2
| Tholen = C
| Smass =
| Entdecker = [[Paul Götz (Astronom)|Paul Götz]]
| Entdeckungsdatum = 1905-05-28
| anderer_Name = 1899&nbsp;JB, 1899&nbsp;LB, '''1905&nbsp;KA''', 1907&nbsp;VL, 1927&nbsp;ED, 1928&nbsp;HC
}}

'''(566) Stereoskopia''' ist ein [[Asteroid]] jenseits des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 28. Mai 1905 vom deutschen Astronomen [[Paul Götz (Astronom)|Paul Götz]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11,8&nbsp;mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits vom 9. bis 12. Mai 1899 mehrfach am [[Boyden Observatory]] der [[Harvard University]], damals bei [[Arequipa]] in Peru, sowie am 9. Juni 1899 in Heidelberg fotografiert worden war.

Der Name des Asteroiden ist eine Anspielung auf den 1901 vom deutschen Optiker [[Carl Pulfrich]] entwickelten [[Stereokomparator]], mit dessen Hilfe er einen Asteroiden entdeckte, der zuvor auf älteren Fotoplatten übersehen worden war. Es war der erste mit dieser Methode entdeckte Asteroid und er wurde später mit (566) Stereoskopia identifiziert. Die Benennung erfolgte mit Zustimmung des Entdeckers durch Pulfrich.<ref>H. Kreutz: ''Benennung von kleinen Planeten.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Band 169, Nr. 4053, 1905, Sp. 363–364, [[doi:10.1002/asna.19051692103]].</ref>

(566) Stereoskopia wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber außerhalb der [[Kirkwoodlücke|Hecuba-Lücke]] und ist damit ein Mitglied der [[(65) Cybele#Cybele-Gruppe|Cybele-Gruppe]].

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (566) Stereoskopia, für die damals Werte von 168,2&nbsp;km bzw. 0,04 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> Mit dem Satelliten [[Midcourse Space Experiment]] (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen Werte von 171,4&nbsp;km bzw. 0,04 bestimmt wurden.<ref>E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: ''The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 124, Nr. 1, 2002, S. 583–591, [[doi:10.1086/340960]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/340960/pdf PDF; 485 kB]).</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 134,0&nbsp;km bzw. 0,06.<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 Analyse von Beobachtungen, die im Mai und November 2006 durch das japanische [[Weltraumteleskop]] [[ASTRO-F|AKARI]] im mittleren Infrarot erfolgt waren, ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 177 ± 2&nbsp;km bzw. 0,04.<ref>T. Kasuga, F. Usui, S. Hasegawa, D. Kuroda, T. Ootsubo, T. G. Müller, M. Ishiguro: ''AKARI/AcuA Physical Studies of the Cybele Asteroid Family.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 143, Nr. 6, 2012, S. 1–11, [[doi:10.1088/0004-6256/143/6/141]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/143/6/141/pdf PDF; 477 kB]).</ref> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 167,4&nbsp;km bzw. 0,04 korrigiert.<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 2015 zunächst mit 141,7 oder 150,3&nbsp;km bzw. 0,05 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 171,7&nbsp;km bzw. 0,04, 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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 24. und 25. Februar 1990 am [[McDonald-Observatorium]] in Texas. Die aufgezeichneten Daten wiesen auf eine lange [[Rotationsperiode]] hin, es konnte dafür aber nur ein grober Wert von etwa 17&nbsp;h abgeschätzt werden.<ref>R. P. Binzel, L. M. Sauter: ''Trojan, Hilda, and Cybele asteroids: New lightcurve observations and analysis.'' In: ''Icarus.'' Band 95, Nr. 2, 1992, S. 222–238, [[doi:10.1016/0019-1035(92)90039-A]].</ref> Beobachtungen am 27. Januar 1990 und vom 24. Oktober bis 2. November 1994 während insgesamt neun Nächten am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien lieferten eine [[Lichtkurve]], die am ehesten zu einer Rotationsperiode von 9,685&nbsp;h zu passen schien.<ref>C. Blanco, M. Di Martino, D. Riccioli: ''New rotational periods of 18 asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 48, Nr. 4, 2000, S. 271–284, [[doi:10.1016/S0032-0633(99)00074-4]].</ref>

Diese Auswertungen erwiesen sich aber als fehlerhaft, denn Messungen vom 4. Januar bis 6. Februar 2008 während zehn Nächten am Evelyn L. Egan Observatory der [[Florida Gulf Coast University]] passten zu keiner dieser früher abgeleiteten Perioden. Stattdessen wurde dafür ein Wert von 12,103&nbsp;h bestimmt.<ref>M. Fauerbach, S. A. Marks: ''Lightcurve Analysis of 556 Stereoskopia and 823 Sisigambis.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 3, 2009, S. 96–97, {{bibcode|2009MPBu...36...96F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...96F/ADS_PDF PDF; 1,00 MB]).</ref> Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem halb- oder ganzzahligen Erdtag kann an einem Observatorium oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Teilabschnitt der Lichtkurve erfasst wird, was oft zu Fehlauswertungen führt.

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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] eine Rotationsperiode von 12,0838&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>

Aus einer Auswertung von archivierten Lichtkurven aus den Jahren 1990 bis 2022 wurden in einer Untersuchung aus 2023 zwei alternative Rotationsachsen nahe zur Ebene der [[Ekliptik]] mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation bestimmt. In Verbindung mit den Beobachtungsdaten von fünf Sternbedeckungen aus den Jahren 2004–2022 konnte dabei eine der Rotationsachsen als wahrscheinlicher angesehen werden. Diese korrespondiert mit einem mittleren Durchmesser von 148 ± 8&nbsp;km und einer Rotationsperiode von 12,08466&nbsp;h.<ref>A. Marciniak, J. Ďurech, A. Choukroun, J. Hanuš, W. Ogłoza, R. Szakáts, L. Molnár, A. Pál, F. Monteiro, E. Frappa, W. Beisker, H. Pavlov, J. Moore, R. Adomavičienė, R. Aikawa, S. Andersson, P. Antonini, Y. Argentin, A. Asai, P. Assoignon, J. Barton, P. Baruffetti, K. L. Bath, R. Behrend, L. Benedyktowicz, L. Bernasconi, G. Biguet, M. Billiani, D. Błażewicz, R. Boninsegna, M. Borkowski, J. Bosch, S. Brazill, M. Bronikowska, A. Bruno, M. Butkiewicz-Bąk, J. Caron, G. Casalnuovo, J. J. Castellani, P. Ceravolo, M. Conjat, P. Delincak, J. Delpau, C. Demeautis, A. Demirkol, M. Dróżdż, R. Duffard, C. Durandet, D. Eisfeldt, M. Evangelista, S. Fauvaud, M. Fauvaud, M. Ferrais, M. Filipek, P. Fini, K. Fukui, B. Gährken, S. Geier, T. George, B. Goffin, J. Golonka, T. Goto, J. Grice, K. Guhl, K. Halíř, W. Hanna, M. Harman, A. Hashimoto, W. Hasubick, D. Higgins, M. Higuchi, T. Hirose, R. Hirsch, O. Hofschulz, T. Horaguchi, J. Horbowicz, M. Ida, B. Ignácz, M. Ishida, K. Isobe, E. Jehin, B. Joachimczyk, A. Jones, J. Juan, K. Kamiński, M. K. Kamińska, P. Kankiewicz, H. Kasebe, B. Kattentidt, D.-H. Kim, M.-J. Kim, K. Kitazaki, A. Klotz, M. Komraus, I. Konstanciak, R. Könyves-Tóth, K. Kouno, E. Kowald, J. Krajewski, G. Krannich, A. Kreutzer, A. Kryszczyńska, J. Kubánek, V. Kudak, F. Kugel, R. Kukita, P. Kulczak, D. Lazzaro, J. Licandro, F. Livet, P. Maley, N. Manago, J. Mánek, A. Manna, H. Matsushita, S. Meister, W. Mesquita, S. Messner, J. Michelet, J. Michimani, I. Mieczkowska, N. Morales, M. Motyliński, M. Murawiecka, J. Newman, V. Nikitin, M. Nishimura, J. Oey, D. Oszkiewicz, M. Owada, E. Pakštienė, M. Pawłowski, W. Pereira, V. Perig, J. Perła, F. Pilcher, E. Podlewska-Gaca, J. Polák, T. Polakis, M. Polińska, A. Popowicz, F. Richard, J. J. Rives, T. Rodrigues, Ł. Rogiński, E. Rondón, M. Rottenborn, R. Schäfer, C. Schnabel, O. Schreurs, A. Selva, M. Simon, B. Skiff, M. Skrutskie, J. Skrzypek, K. Sobkowiak, E. Sonbas, S. Sposetti, P. Stuart, K. Szyszka, K. Terakubo, W. Thomas, P. Trela, S. Uchiyama, M. Urbanik, G. Vaudescal, R. Venable, Ha. Watanabe, Hi. Watanabe, M. Winiarski, R. Wróblewski, H. Yamamura, M. Yamashita, H. Yoshihara, M. Zawilski, P. Zelený, M. Żejmo, K. Żukowski, S. Żywica: ''Scaling slowly rotating asteroids with stellar occultations.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 679, A60, 2023, S. 1–43, [[doi:10.1051/0004-6361/202346191]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/11/aa46191-23.pdf PDF; 14,0 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|566 Stereoskopia|(566) Stereoskopia}}
* {{IAU MPC|566}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=566}}
* {{AstDyS|ID=566}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=566 (566) Stereoskopia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

[[Kategorie:Hauptgürtelasteroid zwischen 100 und 200 km Durchmesser]]
[[Kategorie:Cybele-Gruppe]]