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(911) Agamemnon

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Spektralklasse
(nach Tholen) 		D
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Geschichte
Entdecker Karl Wilhelm Reinmuth
Datum der Entdeckung Vorlage:Infobox Asteroid/GetDateVorlage:Infobox Astronomie/Entdeckungskategorie
= - = – = #default = Andere Bezeichnung 1919 FB, 1937 QD

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Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

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(911) Agamemnon ist ein Asteroid aus der Gruppe der dem Jupiter vorauseilenden Trojaner, der am 19. März 1919 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 13,5 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach Agamemnon, dem König von Mykene, der im Trojanischen Krieg die Griechen anführte.

(911) Agamemnon bewegt sich in einer ähnlichen Entfernung wie der Planet Jupiter um die Sonne. Für Asteroiden, die sich in einer 1:1-Bahnresonanz mit Jupiter befinden, gibt es im Dreikörperproblem Sonne–Jupiter–Asteroid mit den Lagrange-Punkten L4 und L5 zwei mögliche dynamisch stabile Aufenthaltsorte. (911) Agamemnon gehört zu der Gruppe, die sich als „Lager der Griechen“ in der Nähe des Librationspunkts L4 in 60° Winkelabstand vor Jupiter bewegt.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (911) Agamemnon, für den damals Werte von 166,7 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 (PDF; 398 kB).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot speziell für Trojaner ergab 2012 Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 131,0 km bzw. 0,07.<ref>T. Grav, A. K. Mainzer, J. M. Bauer, J. R. Masiero, C. R. Nugent: WISE/NEOWISE Observations of the Jovian Trojan Population: Taxonomy. In: The Astrophysical Journal. Band 759, Nr. 1, 2012, S. 1–10, doi:10.1088/0004-637X/759/1/49 (PDF; 985 kB).</ref> Am 19. Januar 2012 ereignete sich eine Bedeckung des Sterns achter Größe HIP 41337 durch (911) Agamemnon. Eine Auswertung der Beobachtungsdaten ergab eine elliptische Kontur des Asteroiden mit Abmessungen von etwa (191 × 144) km, entsprechend einem mittleren Durchmesser von etwa 166 km.<ref name="timer">B. Timerson, J. Brooks, S. Conard, D. W. Dunham, D. Herald, A. Tolea, F. Marchis: Occultation evidence for a satellite of the Trojan asteroid (911) Agamemnon. In: Planetary and Space Science. Band 87, 2013, S. 78–84, doi:10.1016/j.pss.2013.08.015 (arXiv-Preprint: PDF; 7,16 MB).</ref>

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (911) Agamemnon eine taxonomische Klassifizierung als D-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).</ref> Spektroskopische Beobachtungen am 8. August 2004 im nahen und mittleren Infrarot mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurden zu einem mittleren Durchmesser und einer Albedo von 143 km bzw. 0,06 ausgewertet, außerdem wies das Spektrum auf das Vorhandensein von feinkörnigen Silicaten hin.<ref>J. P. Emery, D. P. Cruikshank, J. Van Cleve: Thermal emission spectroscopy (5.2–38 μm) of three Trojan asteroids with the Spitzer Space Telescope: Detection of fine-grained silicates. In: Icarus. Band 182, Nr. 2, 2006, S. 496–512 doi:10.1016/j.icarus.2006.01.011.</ref> Rotationsaufgelöste spektroskopische Untersuchungen im sichtbaren und nah-infraroten Bereich am 19. und 20. Januar 2013 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma zeigten keinerlei Merkmale oder Hinweise auf Heterogenität und insbesondere keine Anzeichen für wasserbedingte Absorptionen. Als Obergrenze für die Staubproduktion wurden etwa 24 kg/s abgeschätzt. Eine Modellierung der Zusammensetzung ergab amorphen Kohlenstoff, magnesiumreiches Pyroxen und Kerogen, wobei die Obergrenze für den Anteil an Wassereis bei wenigen Prozent lag.<ref>D. Perna, N. Bott, T. Hromakina, E. Mazzotta Epifani, E. Dotto, A. Doressoundiram: Rotationally resolved spectroscopy of Jupiter Trojans (624) Hektor and (911) Agamemnon. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 475, Nr. 1, 2018, S. 974–980, doi:10.1093/mnras/stx3341 (PDF; 1,26 MB).</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt in den Jahren 1957 am Radcliffe Observatory in Südafrika und 1968 am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile. Die aufgezeichneten Lichtkurven waren jedoch von schlechter Qualität und geringer Amplitude, so dass nur auf eine Rotationsperiode im Bereich von 6–10 Stunden geschlossen wurde.<ref>J. L. Dunlap, T. Gehrels: Minor Planets. III. Lightcurves of a Trojan Asteroid. In: The Astronomical Journal. Band 74, Nr. 6, 1969, S. 796–803, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 741 kB).</ref> Eine Revision der Daten in einer Untersuchung von 1971 konnte auch nur eine Rotationsperiode von „7 h?“ vermuten.<ref>R. C. Taylor: Photometric Observations and Reductions of Lightcurves of Asteroids. In: Physical Studies of Minor Planets. Proceedings of IAU Colloq. 12, NASA SP-267, Tucson, AZ 1971, S. 117–131, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 217 kB).</ref> Eine Beobachtung am 28. Januar 1988 am McDonald-Observatorium in Texas lieferte während des vierstündigen Beobachtungszeitraums wieder nur Daten mit geringer Amplitude, die aber nicht im Widerspruch zu einer Periode von etwa 7 Stunden standen.<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>

Weitere Messungen erfolgten vom 3. bis 23. November 1997 während drei Nächten am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 6,5819 h abgeleitet.<ref>S. Mottola, M. Di Martino, A. Erikson, M. Gonano-Beurer, A. Carbognani, U. Carsenty, G. Hahn, H.-J. Schober, F. Lahulla, M. Delbò, C.-I. Lagerkvist: Rotational Properties of Jupiter Trojans. I. Light Curves of 80 Objects. In: The Astronomical Journal. Band 141, Nr. 5, 2011, S. 1–10, doi:10.1088/0004-6256/141/5/170 (PDF; 2,64 MB).</ref> Auch am Santana Observatory in Kalifornien ließ sich aus Beobachtungen am 20. bis 22. Oktober 2008 eine Rotationsperiode von 6,592 h bestimmen.<ref>R. D. Stephens: Asteroids Observed from GMARS and Santana Observatories. 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. 59–62, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,04 MB).</ref>

Diese Ergebnisse wurden auch bestätigt durch weitere Messungen vom 24. Februar bis 4. März 2012 während vier Nächten an der Goat Mountain Astronomical Research Station (GMARS) in Kalifornien (abgeleitete Rotationsperiode 6,59 h),<ref>L. M. French, R. D. Stephens, D. R. Coley, R. Megna, L. H. Wasserman: Photometry of 17 Jovian Trojan Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 183–187, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,52 MB).</ref> vom 10. März bis 1. Mai 2012 während vier Nächten an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine (abgeleitete Periode 6,585 h, außerdem wurde mit einem angenommenen Durchmesser von 166 km eine Albedo von 0,04 abgeleitet)<ref>V. G. Shevchenko, I. G. Slyusarev, I. N. Belskaya: Revised albedos of Trojan asteroids (911) Agamemnon and (4709) Ennomos. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 49, Nr. 1, 2014, S. 103–108, doi:10.1111/maps.12234 (PDF; 267 kB).</ref> sowie am 14. und 15. März 2014 am Center for Solar System Studies (CS3) in Kalifornien (abgeleitete Periode 6,59 h).<ref>R. D. Stephens, D. R. Coley, L. M. French: Trojan Asteroids Observed from CS3: 2014 January–May. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 210–212, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 410 kB).</ref>

Im Jahr 2019 wurde mit einer Auswertung von Daten des Lowell-Observatoriums in Arizona und von Gaia DR2 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine in der Ebene der Ekliptik gelegene Rotationsachse und eine Periode von 6,58179 h berechnet.<ref>J. Ďurech, J. Hanuš, R. Vančo: Inversion of asteroid photometry from Gaia DR2 and the Lowell Observatory photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A2, 2019, S. 1–4, doi:10.1051/0004-6361/201936341 (PDF; 146 kB).</ref>

Neue photometrische Messungen erfolgten wieder vom 23. bis 25. September 2020 am CS3 in Kalifornien und Colorado mit einer Rotationsperiode von 6,582 h, wo außerdem auch ein vorläufiges Gestaltmodell mit einer Rotationsperiode von 6,58180 h berechnet wurde,<ref>R. D. Stephens, B. D. Warner: Lightcurve Analysis of L4 Trojan Asteroids at The Center for Solar System Studies: 2020 July to September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 1, 2021, S. 13–15, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 374 kB).</ref> sowie vom 10. bis 12. Oktober 2020 am Command Module Observatory in Arizona (abgeleitete Periode 6,582 h).<ref>T. Polakis: Photometric Observations of Eight Minor Planets for Shape Modeling. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 2, 2021, S. 144–147, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,74 MB).</ref> Eine Zusammenarbeit mehrerer Observatorien in Spanien vom 10. bis 14. Januar 2023 führte zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 6,592 h.<ref>R. G. Farfán, F. G. de la Cuesta, E. R. Lorenz, E. F. Mañanes, J. M. F. Andújar, J. R. Fernández, J. D. Casal, J. de E. Cantalapiedra, P. de la Fuente, J. Collada: Photometry and Lightcurve Analysis of 26 Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 2, 2024, S. 133–138, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,29 MB).</ref>

Möglicher Satellit

Bei der Auswertung der Sternbedeckung durch (911) Agamemnon vom 19. Januar 2012 (siehe oben) wurde auch eine tiefe, kurze sekundäre Bedeckung beobachtet, die wahrscheinlich durch einen etwa 5 km (wahrscheinlich 3–10 km) großen Satelliten in etwa 278 km projizierter Entfernung vom Zentrum des Asteroiden verursacht wurde. Ein so kleiner und dem Asteroiden so naher Satellit konnte in den verfügbaren Adaptive-Optik-Aufnahmen des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile von (911) Agamemnon aus dem Jahr 2003 nicht aufgelöst werden. Nach (624) Hektor könnte dies der zweite bekannte Jupiter-Trojaner mit einem kleinen Satelliten sein.<ref name="timer" />

Siehe auch

Weblinks

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Einzelnachweise

<references />

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