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2025-07-11T20:57:08Z

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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 110
| Name = (110) Lydia
| Bild = 110Lydia (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (110) Lydia
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.079277
| Große_Halbachse = 2.73323
| Bahnneigung = 5.95939
| Knoten = 56.76763
| Periwinkel = 282.23391
| Peridatum = 2025-09-29
| Periode = 1650.492
| Durchmesser = 86.1
| DurchmesserGenauigkeit = 2.0
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 10.927
| Albedo = 0.18
| Absolute_Helligkeit = 7.9
| Tholen = M
| Smass = X
| Entdecker = [[Alphonse Louis Nicolas Borrelly|A. Borrelly]]
| Entdeckungsdatum = 1870-04-19
| anderer_Name = '''1870 HA''', 1899 VA, 1972 YS1
}}

'''(110) Lydia''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 19. April 1870 vom französischen Astronomen [[Alphonse Louis Nicolas Borrelly]] in Marseille entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach dem Land [[Lydien]] in [[Kleinasien]], dessen frühe Bewohner [[Phryger]] genannt wurden. Etwa zur Zeit des [[Trojanischer Krieg|Trojanischen Krieges]] herrschten dort die [[Herakleiden]].

== 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 (110) Lydia, für die damals Werte von 86,1 km bzw. 0,18 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> Vom 8. bis 12. November 2008 war (110) Lydia am [[Arecibo-Observatorium]] [[Radarastronomie|radarastronomisch]] beobachtet worden. In Verbindung mit gleichzeitigen Beobachtungen an der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi (siehe unten) wurde für den Durchmesser des Asteroiden ein effektiver Wert von etwa 89 km bei einem maximalen Wert von etwa 98 km abgeleitet.<ref>M. K. Shepard, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. D. Warner, R. D. Stephens, M. Mueller: ''A radar survey of M- and X-class asteroids II. Summary and synthesis.'' In: ''Icarus.'' Band 208, Nr. 1, 2010, S. 221–237, [[doi:10.1016/j.icarus.2010.01.017]] ([https://www.researchgate.net/profile/Robert-Stephens-19/publication/221989068_A_radar_survey_of_M-_and_X-class_asteroids_II_Summary_and_synthesis/links/5a6f731da6fdcc33daa7529a/A-radar-survey-of-M-and-X-class-asteroids-II-Summary-and-synthesis.pdf PDF; 2,04 MB]).</ref> Die Messungen wurden noch einmal durchgeführt vom 15. bis 18. Oktober 2012. Die Abschätzungen zum Durchmesser wurden daraufhin aktualisiert auf einen effektiven Wert von etwa 82 km und einen maximalen Wert von etwa 90 km bei einer optischen Albedo von 0,20.<ref>M. K. Shepard, P. A. Taylor, M. C. Nolan, E. S. Howell, A. Springmann, J. D. Giorgini, B. D. Warner, A. W. Harris, R. Stephens, W. J. Merline, A. Rivkin, L. A. M. Benner, D. Coley, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, C. Magri: ''A radar survey of M- and X-class asteroids. III. Insights into their composition, hydration state, & structure.'' In: ''Icarus.'' Band 245, 2015, S. 38–55, [[doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/shepard.etal.2015.pdf PDF; 3,69 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 89,0 km bzw. 0,17.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 88,2 km bzw. 0,17 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>

Eine umfangreiche [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung der größten Asteroiden des M-Typs erfolgte im Zeitraum 1978–1986 am [[Charkiw-Observatorium]] in der Ukraine. Aus dem Vergleich mit [[Meteorit]]en-Material ergab sich, dass neben einigen anderen auch (110) Lydia nicht aus reinem Metall bestehen kann und erhebliche [[Silicate|silicatische]] Bestandteile enthält. Am wahrscheinlichsten enthielte sie etwa 50 % Metalle und entspräche am ehesten [[Stein-Eisen-Meteorit]]en.<ref>D. F. Lupishko, I. N. Belskaya: ''On the surface composition of the M-type asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 78, Nr. 2, 1989, S. 395–401, [[doi:10.1016/0019-1035(89)90186-3]] ([https://www.researchgate.net/profile/Dmitrij-Lupishko/publication/222293539_On_the_surface_composition_of_the_M-type_asteroids/links/5ba3665445851574f7d88796/On-the-surface-composition-of-the-M-type-asteroids.pdf PDF; 1,00 MB]).</ref> Mit spektroskopischen Beobachtungen an der IRTF vom 2. bis 4. Mai 2001 konnte festgestellt werden, dass die Oberfläche von (110) Lydia auf allen Seiten des Asteroiden, die beobachtet wurden, neben Silicaten auch geringfügige Mengen von [[Pyroxengruppe|Orthopyroxen]] mit niedrigem [[Eisen|Fe]]- und niedrigem [[Calcium|Ca]]-Gehalt enthält.<ref>P. S. Hardersen, M. J. Gaffey, P. A. Abell: ''Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 175, Nr. 1, 2005, S. 141–158, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=b8e8463e041973b12f191283bd146ae7c92450eb PDF; 287 kB]).</ref>

Am 16. und 19. November 2004 wurde (110) Lydia mit dem [[Telescopio Nazionale Galileo]] (TNG) am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma im sichtbaren und infraroten Bereich spektroskopisch untersucht und mit Meteoriten verglichen. Das Spektrum entsprach am ehesten dem von [[Pallasit]]en.<ref>S. Fornasier, B. E. Clark, E. Dotto, A. Migliorini, M. Ockert-Bell, M. A. Barucci: ''Spectroscopic survey of M-type asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 210, Nr. 2, 2010, S. 655–673, [[doi:10.1016/j.icarus.2010.07.001]] (Preprint: [https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2010Icar..210..655F/EPRINT_PDF PDF; 999 kB]).</ref> Auch an der IRTF wurden noch einmal an mehreren Zeitpunkten im Dezember 2007 und November/Dezember 2008 spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden durchgeführt und mit Ergebnissen radarastronomischer Messungen (siehe oben) verglichen. Es wurde ein typisches Spektrum von Asteroiden des Xk-Typs gefunden. Ein Vergleich ergab Ähnlichkeiten mit Eisen- und Pallasit-Meteoriten.<ref>M. E. Ockert-Bell, B. E. Clark, M. K. Shepard, R. A. Isaacs, E. A. Cloutis, S. Fornasier, S. J. Bus: ''The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations.'' In: ''Icarus.'' Band 210, Nr. 2, 2010, S. 674–692, [[doi:10.1016/j.icarus.2010.08.002]] ([https://www.academia.edu/download/46999018/The_composition_of_M-type_asteroids_Synt20160704-29107-z4uxoz.pdf PDF; 1,00 MB]).</ref>

[[Datei:000110-asteroid shape model (110) Lydia.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (110) Lydia]]
Photometrische Beobachtungen von (110) Lydia fanden erstmals statt vom 18. Oktober 1958 bis 25. Januar 1959 am [[McDonald-Observatorium]] in Texas und dann noch einmal am 16. März 1969 am [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium]] in Arizona. Aus den zahlreichen aufgezeichneten [[Lichtkurve]]n konnte eine [[Rotationsperiode]] von 10,9267 h bestimmt werden. Auch ein [[Oppositionseffekt]], wie er 1956 erstmals bei [[(20) Massalia]] beobachtet worden war, konnte festgestellt werden.<ref>R. C. Taylor, T. Gehrels, A. B. Silvester: ''Minor Planets and Related Objects. VI. Asteroid (110) Lydia.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 76, Nr. 2, 1971, S. 141–146, [[doi:10.1086/111097]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1971AJ.....76..141T/ADS_PDF PDF; 433 kB]).</ref>

Neue photometrische Messungen des Asteroiden erfolgten vom 2. bis 29. Dezember 2003 am Carbuncle Hill Observatory in Rhode Island. Aus der gemessenen Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 10,924 h abgeleitet.<ref>D. P. Pray: ''Lightcurve analysis of asteroids 110, 196, 776, 804, and 1825.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 31, Nr. 2, 2004, S. 34–36, {{bibcode|2004MPBu...31...34P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2004MPBu...31...34P/ADS_PDF PDF; 308 kB]).</ref> Aus einer Auswertung dieser und weiterer photometrischer Daten vom Dezember 2003 (siehe unten) konnte in einer Untersuchung von 2007 ein Gestaltmodell des Asteroiden erstellt sowie zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und eine Rotationsperiode von 10,9258 h bestimmt werden.<ref>J. Ďurech, M. Kaasalainen, A. Marciniak, W. H. Allen, R. Behrend, C. Bembrick, T. Bennett, L. Bernasconi, J. Berthier, G. Bolt, S. Boroumand, L. Crespo da Silva, R. Crippa, M. Crow, R. Durkee, R. Dymock, M. Fagas, M. Fauerbach, S. Fauvaud, M. Frey, R. Gonçalves, R. Hirsch, D. Jardine, K. Kamiński, R. Koff, T. Kwiatkowski, A. López, F. Manzini, T. Michałowski, R. Pacheco, M. Pan, F. Pilcher, R. Poncy, D. Pray, W. Pych, R. Roy, G. Santacana, S. Slivan, S. Sposetti, R. Stephens, B. Warner, M. Wolf: ''Physical models of ten asteroids from an observers’ collaboration network.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 465, Nr. 1, 2007, S. 331–337, [[doi:10.1051/0004-6361:20066347]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/13/aa6347-06.pdf PDF; 618 kB]).</ref> Aus Messungen durch IRAS im Infraroten im Juni und Juli 1983 wurden in einer Untersuchung von 2009 die thermischen Trägheitswerte von 11 Hauptgürtelasteroiden mit Durchmessern <100 km und bekannten Formen und Rotationsachsen abgeleitet. Neben Abschätzungen für die Größe von (110) Lydia zu 90–97 km und für die Albedo zu 0,14–0,16 ergab sich eine Bevorzugung einer der beiden alternativen Rotationsachsen.<ref>M. Delbo’, P. Tanga: ''Thermal inertia of main belt asteroids smaller than 100 km from IRAS data.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 57, Nr. 2, 2009, S. 259–265, [[doi:10.1016/j.pss.2008.06.015]] (Anm.: Zu beachten sind auch die ergänzenden Online-Daten des ''Appendix A. Supplementary data'').</ref>

Beobachtungen am Santana Observatory in Kalifornien im Dezember 2003 und vom 11. bis 13. November 2008 ergeben einen Wert der Rotationsperiode von 10,926 h. Auch eine Bestimmung der Rotationspole und der Form des Asteroiden konnte durchgeführt werden, die zu ähnlichen Ergebnissen wie zuvor führte.<ref>B. D. Warner, R. D. Stephens, A. W. Harris, M. K. Shepard: ''Coordinated Lightcurve and Radar Observations of 110 Lydia and 135 Hertha.'' 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. 38–39, {{bibcode|2009MPBu...36...38W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...38W/ADS_PDF PDF; 203 kB]).</ref> Weitere Messungen am Center for Solar System Studies (CS3) in Kalifornien und am Palmer Divide Observatory (PDO) in Colorado vom 22. bis 25. Oktober 2012 in Kombination mit den Daten des Santana Observatory führten zu einer Periode von 10,928 h,<ref>R. D. Stephens, B. D. Warner: ''Lightcurves for 110 Lydia and 1680 Per Brahe.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 40, Nr. 2, 2013, S. 93–94, {{bibcode|2013MPBu...40...93S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2013MPBu...40...93S/ADS_PDF PDF; 259 kB]).</ref> während aus Beobachtungen vom 10. bis 13. Januar 2014 am CS3 10,927 h abgeleitet wurden.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 144–155, {{bibcode|2014MPBu...41..144W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..144W/ADS_PDF PDF; 2,53 MB]).</ref>

Die Auswertung von 53 vorliegenden Lichtkurven und weiteren Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternativen Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 10,92581 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>

Nach einer Begegnung von (110) Lydia mit dem kleinen Asteroiden [[(66778) 1999 TL221|(66778) 1999 TL221]] am 22. März 2010 bis auf etwa 14.800 km Abstand bei einer Relativgeschwindigkeit von 1,6 km/s wurden die präzisen Positionsdaten des [[Gaia DR3]]-Katalogs ausgewertet und daraus für (110) Lydia eine Masse von 1,37·1018 kg und bei einem angenommenen Durchmesser von etwa 78,5 km eine Dichte von 5,42 g/cm³ bestimmt.<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>

== Asteroidenpaar ==
(110) Lydia bildet mit dem Asteroiden [[(1393) Sofala]] 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 sehr ähnliche [[Bahnelement]]e und bewegen sich nahezu in der gleichen [[Bahnebene]], allerdings sind ihre [[Apsis (Astronomie)#Apsiden und Apsidenlinie|Apsidenlinien]] deutlich gegeneinander verdreht. (1393) Sofala besitzt eine kürzere [[Umlaufzeit]] um die Sonne als (110) Lydia, so dass sie diese etwa alle 23 Jahre überholt. In den 1000 Jahren um die derzeitige Epoche herum kommen sich die beiden Körper aber nicht näher als 1,2 Mio. km.<ref>{{Internetquelle |autor=A. Vitagliano |url=http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref>

== Lydia-Familie ==
(110) Lydia ist namensgebendes und eines der größten Mitglieder einer [[Asteroidenfamilie]] mit ähnlichen Bahneigenschaften.<ref>V. Zappalà, A. Cellino, P. Farinella, Z. Knežević: ''Asteroid Families. I. Identification by Hierarchical Clustering and Reliability Assessment.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 100, Nr. 6, 1990, S. 2030–2046, [[doi:10.1086/115658]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1990AJ....100.2030Z/ADS_PDF PDF; 1,54 MB]).</ref> Nachdem Untersuchungen zum Schluss kamen, dass (110) Lydia ein Eindringling („Interloper“) in dieser Familie sein könnte,<ref>A. Milani, Z. Knežević, F. Spoto, P. Paolicchi: ''Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 622, A47, 2019, S. 1–18, [[doi:10.1051/0004-6361/201834056]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/02/aa34056-18.pdf PDF; 4,60 MB]).</ref> wird die Familie nach dem nächstgrößeren Mitglied auch als ''Padua''-Familie bezeichnet. Für diese werden ähnliche Bahneigenschaften, wie eine [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]] von 2,67–2,78 [[Astronomische Einheit|AE]], eine [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,03–0,06 und eine [[Bahnneigung]] von 4,9°–5,7° genannt. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen C und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,07. Der Familie wurden im Jahr 2019 etwa 760 Mitglieder zugerechnet,<ref>T. A. Vinogradova: ''Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, [[doi:10.1093/mnras/stz228]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/3/3755/28549009/stz228.pdf PDF; 4,80 MB]).</ref> ihr Alter wird auf 238 ± 40 Mio. Jahre geschätzt.<ref>P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: ''Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, [[doi:10.1093/mnras/sty3446]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/2/1815/27597377/sty3446.pdf PDF; 802 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|110 Lydia|(110) Lydia}}
* {{IAU MPC|110}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=110}}
* {{AstDyS|ID=110}}

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

(110) Lydia - Versionsgeschichte

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