Quelltext der Seite (76) Freia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 76
| Name = (76) Freia
| Bild = 76Freia (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (76) Freia
| Orbittyp = ORB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.167654
| Große_Halbachse = 3.40864
| Bahnneigung = 2.12351
| Knoten = 204.27016
| Periwinkel = 252.23855
| Peridatum = 2026-12-12
| Periode = 2298.638
| Durchmesser = 145.4
| DurchmesserSigma = 1.3
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 9.973
| Albedo = 0.06
| Tholen = P
| Smass = X
| Absolute_Helligkeit = 8.0
| Entdecker = [[Heinrich Louis d’Arrest]]
| Entdeckungsdatum = 1862-10-21
| anderer_Name = '''1862&nbsp;UA''', 1911&nbsp;OB
}}

'''(76) Freia''' ist ein [[Asteroid]] jenseits des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 21. Oktober 1862 vom deutsch-dänischen Astronomen [[Heinrich Louis d’Arrest]] an der [[Observatorium Østervold|Sternwarte Kopenhagen]] entdeckt wurde. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Freya]], der [[Nordische Mythologie|nordischen Göttin]] der Liebe und Schönheit.

(76) Freia 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]].<ref>M. N. De Prá, N. Pinilla-Alonso, J. M. Carvano, J. Licandro, H. Campins, T. Mothé-Diniz, J. De León, V. Alí-Lagoa: ''PRIMASS visits Hilda and Cybele groups.'' In: ''Icarus.'' Band 311, 2018, S. 35–51, [[doi:10.1016/j.icarus.2017.11.012]].</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (76) Freia, für die damals Werte von 183,7&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> 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 158,6&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> 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 führte 2012 zu einer Korrektur der Werte für den Durchmesser und die Albedo auf 158,4&nbsp;km bzw. 0,05.<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]].</ref> Eine Analyse von Beobachtungen, die im Juni und Dezember 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 168 ± 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 145,4&nbsp;km bzw. 0,06 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 148,5&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 186,1&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> Aus einer Auswertung von sechs Sternbedeckungen konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 172 ± 10&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; 2,74 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen von (76) Freia fanden erstmals statt vom 23. Oktober bis 3. Dezember 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Eine erste Auswertung der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] führte zu einer Abschätzung der [[Rotationsperiode]] des Asteroiden von 9,79&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> Allerdings führte eine neue Messung vom 1. bis 5. März 1984 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile zu einer etwas längeren Periode von 9,98&nbsp;h.<ref>C.-I. Lagerkvist, G. Hahn, P. Magnusson, H. Rickman, G. Hammarbäck: ''Physical Studies of Asteroids XII: UBVRI Observations of M and CMEU Asteroids.'' In: ''Asteroids, comets, meteors II.'' Proceedings of the International Meeting, Uppsala 1986, S. 67–72, {{bibcode|1986acm..proc...67L}} ([https://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986acm..proc...67L&defaultprint=YES&filetype=.pdf PDF; 289 kB]).</ref> Daraufhin erfolgte eine Neubewertung der Daten von 1981, was nun zu einer Zurückweisung des damals abgeleiteten Werts und einer Korrektur der Rotationsperiode zu 9,972&nbsp;h führte.<ref>A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: ''Asteroid lightcurve observations from 1981.'' In: ''Icarus.'' Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, [[doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D]].</ref>

[[Datei:000076-asteroid shape model (76) Freia.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (76) Freia]]
Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten am 1. und 13. November 1994 am [[Pic du Midi de Bigorre#Observatorium|Pic-du-Midi-Observatorium]] in Frankreich. Es konnte eine Rotationsperiode von 9,96&nbsp;h festgestellt werden.<ref>A. Kryszczyńska, F. Colas, J. Berthier, T. Michałowski, W. Pych: ''CCD Photometry of Seven Asteroids: New Spin Axis and Shape Determinations.'' In: ''Icarus.'' Band 124, Nr. 1, 1996, S. 134–140, [[doi:10.1006/icar.1996.0194]] ([https://www.academia.edu/download/47020269/icar.1996.019420160705-31678-dlqc7u.pdf PDF; 148 kB]).</ref> Eine Beobachtung vom 18. bis 27. Dezember 1994 an der Automated Telescope Facility der [[University of Iowa]] führte zu einem Wert von 9,99&nbsp;h.<ref>J. C. Armstrong, B. L. Nellermoe, L. E. Reitzler: ''Measuring Rotation Periods of Asteroids Using Differential CCD Photometry.'' In: ''International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication.'' Band 63, 1996, S. 59–68, {{bibcode|1996IAPPP..63...59A}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1996IAPPP..63...59A/ADS_PDF PDF; 485 kB]).</ref> Photometrische Beobachtungen vom 27. September bis 24. Dezember 2000 in der Ukraine an der Außenstelle Tschuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s und am [[Krim-Observatorium]] in [[Simejis]] führten zu einer Bestimmung der Rotationsperiode von 9,973&nbsp;h.<ref>V. G. Shevchenko, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, I. N. Belskaya, I. A. Tereschenko, F. P. Velichko: ''Asteroid observations at low phase angles: III. Brightness behavior of dark asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 196, Nr. 2, 2008, S. 601–611, [[doi:10.1016/j.icarus.2008.03.015]].</ref> Erneute Beobachtungen erfolgten dann vom 8. bis 12. Dezember 2008 an der Goat Mountain Astronomical Research Station (GMARS) in Kalifornien. Aus der [[Lichtkurve]] konnte eine Rotationsperiode von 9,969&nbsp;h abgeleitet werden. Unter Einbeziehung früherer Messungen konnten am Palmer Divide Observatory in Colorado außerdem zwei alternative Möglichkeiten für die räumliche Lage der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation angegeben und ein Gestaltmodell des Asteroiden erstellt werden.<ref>R. D. Stephens, B. D. Warner: ''A Preliminary Shape and Spin Axis Model for 76 Freia.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 84–85, {{bibcode|2008MPBu...35...84S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35...84S/ADS_PDF PDF; 481 kB]).</ref>

Neue Lichtkurven des [[Astronomisches Observatorium der Adam-Mickiewicz-Universität|Astronomischen Observatoriums der Adam-Mickiewicz-Universität]] in Polen aus dem Zeitraum 2002 bis 2009 und solche des [[South African Astronomical Observatory]] (SAAO) in Südafrika vom April 2010 ermöglichten die Bestimmung einer Rotationsperiode von 9,97306&nbsp;h sowie von zwei alternativen Rotationsachsen mit prograder Rotation und Gestaltmodellen. Aus dem Vergleich mit Daten von [[Okkultation|Sternbedeckungen]] wurden Werte für den Durchmesser von 167 ± 19&nbsp;km abgeleitet.<ref>A. Marciniak, P. Bartczak, T. Santana-Ros, T. Michałowski, P. Antonini, R. Behrend, C. Bembrick, L. Bernasconi, W. Borczyk, F. Colas, J. Coloma, R. Crippa, N. Esseiva, M. Fagas, M. Fauvaud, S. Fauvaud, D. D. M. Ferreira, R. P. Hein Bertelsen, D. Higgins, R. Hirsch, J. J. E. Kajava, K. Kamiński, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, F. Manzini, J. Michałowski, M. J. Michałowski, A. Paschke, M. Polińska, R. Poncy, R. Roy, G. Santacana, K. Sobkowiak, M. Stasik, S. Starczewski, F. Velichko, H. Wucher, T. Zafar: ''Photometry and models of selected main belt asteroids. IX. Introducing interactive service for asteroid models (ISAM).'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 545, A131, 2012, S. 1–31, [[doi:10.1051/0004-6361/201219542]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/09/aa19542-12.pdf PDF; 3,07 MB]).</ref> Die Auswertung von 57 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 erneut die Erstellung eines Gestaltmodells für den Asteroiden und die Angabe zwei alternativer Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,97306&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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] angewendet werden, darunter auch (76) Freia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,9731&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>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (76) Freia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 nur zu sehr unsicheren Ergebnissen geführt.<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> Am 16. März 1977 erfolgte eine enge Annäherung zwischen (76) Freia und dem Asteroiden [[(10383) 1996 SR7|(10383) 1996 SR<sub>7</sub>]] bis auf etwa 99.500&nbsp;km bei einer Relativgeschwindigkeit von 5,2&nbsp;km/s. Es wurde vorgeschlagen, zur genaueren Bestimmung der Masse der größeren (76) Freia [[Astrometrie|astrometrische]] Messungen dieses Ereignisses auszuwerten.<ref>A. Galád, B. Gray: ''Asteroid encounters suitable for mass determinations.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 391, Nr. 3, 2002, S. 1115–1122, [[doi:10.1051/0004-6361:20020810]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2002/33/aah3376.pdf PDF; 90 kB]).</ref> Dies ermöglichte in einer Untersuchung von 2017 die Bestimmung der Masse von (76) Freia mit zwei Methoden zu etwa 4,2·10<sup>18</sup>&nbsp;kg bzw. 4,4·10<sup>18</sup>&nbsp;kg.<ref>J. Baer, S. R. Chesley: ''Simultaneous Mass Determination for Gravitationally Coupled Asteroids.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 154, Nr. 2, 2017, S. 1–11, [[doi:10.3847/1538-3881/aa7de8]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aa7de8/pdf PDF; 1,63 MB]).</ref>

== Asteroidenpaar ==
(76) Freia bildet mit dem Asteroiden [[(1692) Subbotina]] ein quasi-complanares Asteroidenpaar.<ref>J. L. Simovljević: ''Duration of Quasi-complanar Asteroids Regular Proximities'' In: ''Bulletin de l’Académie serbe des Sciences et des Arts.'' Band 76, 1981, S. 33–37 ([http://elibrary.matf.bg.ac.rs/bitstream/handle/123456789/1308/dur.prox.pdf?sequence=1 PDF; 1,99 MB]).</ref> Sie besitzen relativ ähnliche [[Bahnelement]]e und bewegen sich nahezu in der gleichen [[Bahnebene]], allerdings ist die Bahn von (76) Freia deutlich größer und ihre [[Apsis (Astronomie)#Apsiden und Apsidenlinie|Apsidenlinien]] sind stark gegeneinander verdreht. (1692) Subbotina besitzt eine wesentlich kürzere [[Umlaufzeit]] um die Sonne als (76) Freia, so dass sie diese etwa alle 18 Jahre überholt. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als 3 Mio.&nbsp;km.<ref>{{Internetquelle |autor=A. Vitagliano |url=http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|76 Freia|(76) Freia}}
* {{IAU MPC|76}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=76}}
* {{AstDyS|ID=76}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=76 (76) Freia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

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