Quelltext der Seite (71) Niobe

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 71
| Name = (71) Niobe
| Bild = 71Niobe (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (71) Niobe
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.176957
| Große_Halbachse = 2.75462
| Bahnneigung = 23.24271
| Knoten = 315.90888
| Periwinkel = 267.05076
| Peridatum = 2025-02-10
| Periode = 1669.905
| Durchmesser = 83.4
| DurchmesserSigma = 1.7
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 35.864
| Albedo = 0.31
| Tholen = S
| Smass = Xe
| Absolute_Helligkeit = 7.2
| Entdecker = [[Karl Theodor Robert Luther|K. T. R. Luther]]
| Entdeckungsdatum = 1861-08-13
| anderer_Name = '''1861&nbsp;PA'''
}}

'''(71) Niobe''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 13. August 1861 vom deutschen Astronomen [[Karl Theodor Robert Luther]] an der [[Sternwarte Düsseldorf]] entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Niobe (Mythologie)|Niobe]], der Tochter von [[Tantalos]] und Schwester von [[Pelops]], dem König von [[Phrygien]]. Sie stellte sich über die [[Titan (Mythologie)|Titanin]] [[Leto (Mythologie)|Leto]]. Deren Sohn [[Apollon]] bestrafte sie, indem er ihre sieben Söhne und sieben Töchter tötete und sie in einen Felsen verwandelte. Der Name wurde von einer Mehrheit der Astronomen gewählt, die sich am 20./21. August 1861 in Dresden trafen.

== 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 (71) Niobe, für die damals Werte von 83,4&nbsp;km bzw. 0,31 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]] Messungen vom 20. bis 22. Februar 2006 am [[Arecibo-Observatorium]] bei 2,38&nbsp;GHz führten zur Abschätzungen des Durchmessers zu einem effektiven Wert von 97 ± 20&nbsp;km bei einer visuellen Albedo von 0,31.<ref>M. K. Shepard, B. E. Clark, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. Warner, D. Pray, P. Pravec, M. Fauerbach, T. Bennett, A. Klotz, R. Behrend, H. Correia, J. Coloma, S. Casulli, A. Rivkin: ''A radar survey of M- and X-class asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 195, Nr. 1, 2008, S. 184–205, [[doi:10.1016/j.icarus.2007.11.032]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/MBAs/shepard.etal.2008.mxmbas.pdf PDF; 2,04 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 92,8&nbsp;km bzw. 0,25.<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 ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 92,8&nbsp;km bzw. 0,24.<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 75,9&nbsp;km bzw. 0,37 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 82,1&nbsp;km bzw. 0,32 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> Aus einer Auswertung von zwei [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 83,5 ± 0,5&nbsp;km bestimmt werden. Die Beobachtung eines Beobachters während einer Okkultation am 10. Februar 2005 könnte durch die Anwesenheit eines Satelliten von etwa 10&nbsp;km Größe erklärt werden. Allerdings gab es dafür keine bestätigenden Beobachtungen.<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; 2,74 MB]).</ref>

Bei [[Spektroskopie|spektroskopischen]] Beobachtungen von (71) Niobe am [[Astrophysikalisches Observatorium Şamaxı|Astrophysikalischen Observatorium Şamaxı]] in Aserbaidschan am 13./14. August 1989 konnten in den gemessenen Spektren [[Absorptionslinie]]n festgestellt werden, die auf [[Titan (Element)|Titan]]-Ionen eingebettet in eine Nichteisen-[[Pyroxengruppe|Pyroxenmatrix]] hinweisen könnten.<ref>D. I. Shestopalov, L. F. Golubeva: ''Minor planet spectrometry. Titanium-bearing regolith in 71 Niobe?'' In: ''Astronomy Letters.'' Band 19, Nr. 5, 1993, S. 395–397, {{bibcode|1993AstL...19..395S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1993AstL...19..395S/ADS_PDF PDF; 159 kB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen von (71) Niobe fanden erstmals statt im Februar 1974 am [[Observatoire de Haute-Provence]] in Frankreich. Aus der gemessenen [[Lichtkurve]] konnte eine [[Rotationsperiode]] von 11,213&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>G. Lustig, R. Dvorak: '' Photometrische Untersuchungen der Planetoiden (43) Ariadne und (71) Niobe.'' In: ''Acta Physica Austriaca.'' Band 43, Nr. 1–2, 1975, S. 89–97, {{bibcode|1975AcPhA..43...89L}}.</ref> Weitere Messungen vom 14. bis 21. August 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien führten zunächst zur Abgabe einer provisorischen Periode von 28,8&nbsp;h.<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid rotation IV. 1979 observations.'' In: ''Icarus.'' Band 54, Nr. 1, 1983, S. 59–109, [[doi:10.1016/0019-1035(83)90072-6]].</ref> Nachdem eine Beobachtung am 3. Februar 1983 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] und am [[Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo]] in Italien nicht weiter ausgewertet werden konnte,<ref>M. A. Barucci, M. Fulchignoni, R. Burchi, V. D’Ambrosio: ''Rotational Properties of Ten Main Belt Asteroids: Analysis of the Results Obtained by Photoelectric Photometry.'' In: ''Icarus.'' Band 61, Nr. 1, 1985, S. 152–162, [[doi:10.1016/0019-1035(85)90161-7]].</ref> erfolgte eine Neubewertung der Beobachtungen am Table Mountain Observatory von 1980 in Verbindung mit den Daten aus den Jahren 1974 und 1983. Zunächst konnte festgestellt werden, dass die Messdaten inkompatibel zu irgendeiner Periodizität in der Nähe von 11 Stunden waren. Stattdessen ergab sich entweder eine Periode von 14,38&nbsp;h (mit zwei Extrema pro Periode) oder auch mit dem doppelten Wert von 28,8&nbsp;h (mit vier Extrema pro Periode, die zuvor angegebene provisorische Schätzung). Schließlich wurde aber nach Vergleich aller vorliegenden Lichtkurven die kürzere Periode bevorzugt.<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> Beobachtungen vom 11. bis 17. Mai 1993 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile und vom 21. September bis 25. Oktober 1994 am [[Observatorium Kvistaberg]] in Schweden konnten aufgrund von Beobachtungslücken nicht sicher ausgewertet werden, aber die Daten schienen noch am besten zu der Periode von 14,38&nbsp;h zu passen.<ref>J. Piironen, C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, T. Oja, P. Magnusson, L. Festin, A. Nathues, M. Gaul, F. Velichko: ''Physical studies of asteroids XXXII. Rotation periods and UBVRI-colours for selected asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 128, Nr. 3, 1998, S. 525–540, [[doi:10.1051/aas:1998393]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/06/h0488.pdf PDF; 934 kB]).</ref>

[[Datei:000071-asteroid shape model (71) Niobe.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (71) Niobe]]
Anfang 2006 begannen radarastronomische Untersuchungen des Asteroiden (siehe oben), zu deren Unterstützung neue Bestimmungen der Rotationsperiode angefragt wurden. Am 21. Februar 2006 fand dazu eine Beobachtung am Palmer Divide Observatory in Colorado statt, die darauf hinwies, dass die Rotationsperiode bei 24 Stunden oder mehr liegen könnte. Auch die Messungen in den folgenden Nächten sprachen für die Möglichkeit einer längeren Periode. Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem ganzzahligen Erdtag kann an einem Observatorium aber oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Abschnitt der Lichtkurve erfasst wird. Daher wurde in einer koordinierten Zusammenarbeit zwischen dem Palmer Divide Observatory, dem Bagnall Beach Observatory in Australien und dem [[Observatorium Skalnaté Pleso]] in der Slowakei bis zum 3. März eine sehr detaillierte Lichtkurve aufgezeichnet, aus der schließlich eine Rotationsperiode von 35,6&nbsp;h bestimmt wurde. Die Richtigkeit dieses Werts gegenüber dem früheren Wert von 14,8&nbsp;h wurde auch durch die Auswertung der Radarbeobachtungen unterstützt, die im anderen Fall zu einem unrealistischen Durchmesser geführt hätten.<ref>B. D. Warner, M. K. Shepard, A. W. Harris, P. Pravec, G. Crawford, M. Husárik: ''Analysis of the lightcurve of 71 Niobe.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 4, 2006, S. 102–103, {{bibcode|2006MPBu...33..102W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006MPBu...33..102W/ADS_PDF PDF; 210 kB]).</ref> Etwa zur gleichen Zeit hatten vom 6. Januar bis 5. April 2006 auch unabhängige Beobachtungen von (71) Niobe am Observatorium der Universidad de Monterrey in Mexiko stattgefunden. Die etwas lückenhafte Lichtkurve ließ zunächst mehrere mögliche Rotationsperioden zu. Nach der Veröffentlichung der Ergebnisse des Palmer Divide Observatory ließen sich beide Datensätze kombinieren und führten zu einer deutlich genaueren Bestimmung der Rotationsperiode von 35,81&nbsp;h.<ref>P. V. Sada, B. D. Warner: ''Rotation Period of Asteroid 340 Eduarda and Refined Period for Asteroid 71 Niobe.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 2, 2007, S. 37–38, {{bibcode|2007MPBu...34...37S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...37S/ADS_PDF PDF; 321 kB]).</ref> Auch am Organ Mesa Observatory in New Mexico konnte durch ausreichend lange Beobachtungen des Asteroiden vom 15. November 2009 bis 3. März 2010 eine nahezu lückenlose Lichtkurve erhalten werden, aus der eine Rotationsperiode von 35,864&nbsp;h bestimmt wurde. Eine im Prinzip auch mögliche doppelt so lange Periode konnte dagegen aus dem Vergleich mit den Radardaten von 2006 und mehreren beobachteten Sternbedeckungen durch den Asteroiden zwischen 2004 und 2010 effektiv ausgeschlossen werden.<ref>F. Pilcher: ''A New Investigation of the Rotation Period and Size of 71 Niobe.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 3, 2010, S. 98–99, {{bibcode|2010MPBu...37...98P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2010MPBu...37...98P/ADS_PDF PDF; 280 kB]).</ref>

Die Auswertung von 49 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines Gestaltmodells für den Asteroiden mit einer Position der Rotationsachse für [[Rechtläufig und rückläufig|retrograde]] Rotation und einer Periode von 35,8521&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> 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 (71) Niobe, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 35,853&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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|71 Niobe|(71) Niobe}}
* {{IAU MPC|71}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=71}}
* {{AstDyS|ID=71}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=71 (71) Niobe] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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