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2025-07-24T16:50:43Z

Ergänzungen

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{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 54
| Name = (54) Alexandra
| Bild = 54Alexandra (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (54) Alexandra
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.197282
| Große_Halbachse = 2.71441
| Bahnneigung = 11.81106
| Knoten = 313.06011
| Periwinkel = 345.97113
| Peridatum = 2023-07-26
| Periode = 1633.473
| Durchmesser = 160.1
| DurchmesserSigma = 1.9
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 7.024
| Albedo = 0.06
| Tholen = C
| Smass = C
| Absolute_Helligkeit = 8.0
| Entdecker = [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt|H. M. S. Goldschmidt]]
| Entdeckungsdatum = 1858-09-10
| anderer_Name = '''1858 RA''', 1950 BT, 1974 HG<sub>1</sub>
}}

'''(54) Alexandra''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 10. September 1858 vom deutsch-französischen Astronomen [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt]] in Paris entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von [[Alexander von Humboldt]] (1769–1859), dem berühmten Naturforscher und Entdecker Südamerikas, Mexikos und Sibiriens. Die Benennung erfolgte durch [[François Napoléon Marie Moigno]]. Die Abweichung in der Namensgebung von der mythologischen Kategorie wurde wahrscheinlich wegen Alexandra, der Tochter des [[Priamos]] und der [[Hekabe]], zugelassen, obwohl die Absicht des Entdeckers klar war.

== 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 (54) Alexandra erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 172 und 176 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 (54) Alexandra, für die damals Werte von 165,8 km bzw. 0,06 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]] Untersuchungen am [[Arecibo-Observatorium]] vom 5. bis 12. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 165 ± 19 km.<ref>C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: ''A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003.'' In: ''Icarus.'' Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, [[doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/MBAs/magri.etal.2007.mbas.pdf PDF; 1,03 MB]).</ref> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem [[Adaptive Optik|Adaptive Optics]] (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni und 29. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 128 ± 11 km abgeleitet werden.<ref>J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: ''Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations.'' In: ''Icarus.'' Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1308.0446 PDF; 1,79 MB]).</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 142,0 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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2012 auf 160,1 km bzw. 0,06 korrigiert.<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> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 127,4 km bzw. 0,06, 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> Aus einer Auswertung von zwei [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 140,5 ± 1,5 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 des Asteroiden erfolgten erstmals am 8. und 9. Juli 1965 an der Southern Station der [[Sternwarte Leiden]] in Südafrika. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] konnte eine [[Rotationsperiode]] von 7,04 h abgeleitet werden.<ref>I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten, V. Zappalà: ''Photoelectric photometry of seven asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 35, Nr. 3, 1979, S. 223–232, {{bibcode|1979A&AS...35..223V}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1979A&AS...35..223V/ADS_PDF PDF; 151 kB]).</ref> Bei einer Beobachtung am 1. September 1983 am [[Leopold-Figl-Observatorium]] in Österreich konnte nur eine unvollständige Lichtkurve aufgezeichnet werden, die aber zu dieser Rotationsperiode zu passen schien,<ref>H. Haupt, A. Hanslmeier: ''Photoelektrische Photometrie der Kleinplaneten (54) Alexandra und (372) Palma.'' In: ''Anzeiger der Österreichischen Akademie der Wissenschaften, math.-naturwiss. Klasse.'' Band 121, Nr. 5, 1984, S. 69–74 {{bibcode|1984OAWMN.121...69H}} ([https://www.zobodat.at/pdf/AAWW_121_0001-0167.pdf PDF; 46,1 MB]).</ref> und auch neue Messungen am 4. und 5. September 1983 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien konnten diese Periode bestätigen.<ref>M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: ''Photoelectric photometry of 17 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, [[doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2]].</ref>

Auf der Grundlage von eigenen Beobachtungen vom 28. Mai bis 1. Juni 1987 am [[Felix-Aguilar-Observatorium]] in Argentinien in Verbindung mit den früheren Messdaten wurde eine Bestimmung von zwei alternativen Positionen der Rotationsachse mit verschiedenen Methoden unternommen. Der Drehsinn konnte dabei aber nicht abgeleitet werden.<ref>G. Tancredi, T. Gallardo: ''A comparison of two pole determination methods for asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 242, 1991, S. 279–285, {{bibcode|1991A&A...242..279T}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1991A&A...242..279T/ADS_PDF PDF; 183 kB]).</ref> Nach weiteren Beobachtungen vom 24. August bis 4. September 1992 am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma konnte der Wert der Rotationsperiode noch verbessert werden zu 7,024 h. Aus den Daten dieser und der früheren Messungen erfolgte auch eine Bestimmung von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer [[Rechtläufig und rückläufig|prograden]] Rotation.<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>

[[Datei:000054-asteroid shape model (54) Alexandra.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (54) Alexandra]]
Aus den archivierten Lichtkurven und neuen photometrischen Beobachtungen am 15. Dezember 2006 am Slope Rock Observatory und am 21. Januar 2007 am Taurus Hill Observatory, beide in Finnland, wurde in einer Untersuchung von 2008 ein dreidimensionales Gestaltmodell und mehrere Lösungen für die Rotationsachse, eine mit prograder und zwei mit retrograder Rotation, bestimmt. Für die Rotationsperiode ergab sich ein Wert von 7,023 h.<ref>J. Torppa, V.-P. Hentunen, P. Pääkkönen, P. Kehusmaa, K. Muinonen: ''Asteroid shape and spin statistics from convex models.'' In: ''Icarus.'' Band 198, Nr. 1, 2008, S. 91–107, [[doi:10.1016/j.icarus.2008.07.014]] ([https://hal.science/hal-00499092/file/PEER_stage2_10.1016%252Fj.icarus.2008.07.014.pdf PDF; 1,72 MB]).</ref> Bei einer Beobachtung vom 17. bis 26. Januar 2008 am Palmer Divide Observatory/Space Science Institute in Colorado wurde eine Rotationsperiode von 7,028 h bestimmt. In Verbindung mit den Daten einer weiteren Beobachtung vom 27. Dezember 2007 bis 20. Januar 2008 am Evelyn L. Egan Observatory der [[Florida Gulf Coast University]] sowie den archivierten Daten von 1965 bis 1992 aus dem Uppsala Asteroid Photometry Catalog (UAPC) wurden neue Gestaltmodelle des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,02265 h bestimmt.<ref>B. D. Warner, J. Ďurech, M. Fauerbach, S. Marks: ''Shape and Spin Models for Four Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 4, 2008, S. 167–171, {{bibcode|2008MPBu...35..167W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35..167W/ADS_PDF PDF; 899 kB]).</ref> Zur Unterstützung der Gestaltmodellierung des Asteroiden wurden auch vom 28. März bis 7. Mai 2009 weitere Beobachtungen am Hunters Hill Observatory in Australien durchgeführt, die zu einer Rotationsperiode von 7,0227 h führten.<ref>D. Higgins, B. D. Warner: ''Lightcurve Analysis at Hunters Hill Observatory and Collaborating Stations – Autumn 2009.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 4, 2009, S. 159–160, {{bibcode|2009MPBu...36..159H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36..159H/ADS_PDF PDF; 903 kB]).</ref>

Durch die Auswertung von 11 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 17. Mai 2005 konnte in einer Untersuchung von 2011 gezeigt werden, dass eines der am Palmer Divide Observatory berechneten Gestaltmodelle besser zu den Beobachtungsdaten passt, das andere konnte aber nicht gänzlich verworfen werden. Für das bevorzugte Modell wurde ein mittlerer Durchmesser von 142 ± 9 km bestimmt.<ref>J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: ''Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes.'' In: ''Icarus.'' Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, [[doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1104.4227 PDF; 551 kB]).</ref> Die Auswertung von 38 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Überarbeitung des Gestaltmodells für den Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation (die 2011 weniger präferierte) und einer Periode von 7,02264 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) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juni und November 2010 (siehe oben) reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 7,02264 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 143 ± 5 km abgeleitet.<ref>J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: ''Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 601, A114, 2017, S. 1–41, [[doi:10.1051/0004-6361/201629956]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/05/aa29956-16.pdf PDF; 5,41 MB]).</ref> Vom 25. Januar bis 2. Februar 2022 erfolgte durch photometrische Beobachtungen einer Beobachtergruppe aus Spanien noch eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 7,026 h.<ref>R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: ''Periods Determinations for Seventeen Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, {{bibcode|2022MPBu...49..229F}}.</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 (54) Alexandra, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,02266 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>

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 konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 7,02265 h berechnet 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> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von [[Gaia DR3]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,0234 h berechnet.<ref>J. Ďurech, J. Hanuš: ''Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 675, A24, 2023, S. 1–13, [[doi:10.1051/0004-6361/202345889]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/07/aa45889-23.pdf PDF; 32,9 MB]).</ref>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (54) Alexandra aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,16·10<sup>18</sup> kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 150 km zu einer Dichte von 3,50 g/cm³ führte bei keiner [[Porosität]]. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±60 %.<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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|54 Alexandra|(54) Alexandra}}
* {{IAU MPC|54}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=54}}
* {{AstDyS|ID=54}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=54 (54) Alexandra] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

(54) Alexandra - Versionsgeschichte

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