Quelltext der Seite (230) Athamantis

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 230
| Name = (230) Athamantis
| Bild = 230Athamantis (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (230) Athamantis
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.061187
| Große_Halbachse = 2.38258
| Bahnneigung = 9.45497
| Knoten = 239.77082
| Periwinkel = 139.09055
| Peridatum = 2026-06-04
| Periode = 1343.292
| Durchmesser = 111.3
| DurchmesserSigma = 1.2
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 24.0055
| Albedo = 0.16
| Tholen = S
| Smass = Sl
| Absolute_Helligkeit = 7.5
| Entdecker = [[Leo Anton Carl de Ball|L. A. C. de Ball]]
| Entdeckungsdatum = 1882-09-03
| anderer_Name = '''1882&nbsp;RA''', 1949&nbsp;WG
}}

'''(230) Athamantis''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 3. September 1882 vom deutschen Astronomen [[Leo Anton Carl de Ball]] an der [[Sternwarte Bothkamp]] bei Kiel entdeckt wurde. Dieser Asteroid wurde zufällig bei der Beobachtung von [[(12) Victoria]] gefunden. Es war de Balls einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach [[Helle (Mythologie)|Helle]], der Tochter von [[Athamas]] und Nephele, dem [[Griechische Mythologie|mythologischen]] Königspaar von [[Theben (Böotien)|Theben]], und Schwester von [[Phrixos]]. Der Beiname Athamantis ist ihr [[Patronym]]. Da der Asteroid bei seiner Entdeckung relativ hell erschien, wurde die Namensgebung offensichtlich davon beeinflusst.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] vom April und Juni 1973 und September 1974 am [[Mauna-Kea-Observatorium]] auf Hawaiʻi und 1974 am [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] in Chile wurden für (230) Athamantis erstmals Werte für den Durchmesser und die [[Albedo]] von 111 bis 133&nbsp;km und 0,08 bis 0,11 bestimmt.<ref>D. Morrison: ''Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 194, 1974, S. 203–212, {{bibcode|1974ApJ...194..203M}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1974ApJ...194..203M/ADS_PDF PDF; 997 kB]).</ref><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> [[Radarastronomie|Radarastronomische]] Untersuchungen am [[Arecibo-Observatorium]] vom 2. bis 7. Oktober 1985 bei 2,38&nbsp;GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 109 ± 14&nbsp;km.<ref>C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D, B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: ''Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995.'' In: ''Icarus.'' Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, [[doi:10.1006/icar.1999.6130]].</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 (230) Athamantis, für die damals Werte von 109,0&nbsp;km bzw. 0,17 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> Aus einer [[Speckle-Interferometrie]] mit dem [[Telescopio Nazionale Galileo]] (TNG) am [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium]] auf La Palma am 29. und 30. September 2002 wurde für (230) Athamantis ein Durchmesser von etwa 128&nbsp;km abgeleitet. Es wurden dabei keine Anzeichen für eine Duplizität gefunden.<ref>A. Cellino, E. Diolaiti, A. Ghedina, D. Hestroffer, R. Ragazzoni, P. Tanga: ''Speckle interferometry observations of main belt asteroids at TNG.'' In: ''Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors – ACM 2002.'' ESA SP-500, Noordwijk, 2002, S. 497–500, {{bibcode|2002ESASP.500..497C}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2002ESASP.500..497C/ADS_PDF PDF; 103 kB]).</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 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 115 ± 12&nbsp;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>

[[Datei:000230-asteroid shape model (230) Athamantis.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (230) Athamantis]]
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 109,0&nbsp;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> 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 bestätigte 2012 genau diese Werte.<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> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 111,3&nbsp;km bzw. 0,16 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 99,9&nbsp;km bzw. 0,23 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 108,3&nbsp;km bzw. 0,21, 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 der Beobachtung von zwei [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 für (230) Athamantis ein Durchmesser von 114,0 ± 4,0&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; 6,52 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals 1963 in China statt. Aus den aufgezeichneten [[Lichtkurve]]n, die jeden Tag nahezu gleich aussahen, wurde dort eine Periodizität von 7,996&nbsp;h abgeleitet. Am Table Mountain Observatory in Kalifornien erfolgten vom 18. Juli bis 19. September 1974 während drei Nächten und dann ab 1978 in jedem Jahr neue Beobachtungen des Asteroiden, so am 23. Oktober und 8. November 1978,<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid rotation III. 1978 Observations.'' In: ''Icarus.'' Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, [[doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6]].</ref> während fünf Nächten vom 18. Dezember 1979 bis 11. April 1980,<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> vom 3. Juni bis 22. September 1981<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> und vom 21. September 1982 bis 8. Januar 1983 (sowie zusätzlich am 10. Januar am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien).<ref>A. W. Harris, J. W. Young, E. Bowell, D. J. Tholen: ''Asteroid Lightcurve Observations from 1981 to 1983.'' In: ''Icarus.'' Band 142, Nr. 1, 1999, S. 173–201, [[doi:10.1006/icar.1999.6181]].</ref> Die Beobachtungen bestätigten das täglich wiederholte Muster, aber bereits aus den Messdaten von 1978 konnte eine Periode von 8 Stunden sicher und eine solche von 12 Stunden wahrscheinlich ausgeschlossen werden. Stattdessen wurde eine [[Rotationsperiode]] von etwa 24 Stunden vorgeschlagen und dann auch mit den später erfolgenden Beobachtungen mit abgeleiteten Werten zwischen 23,986 und 24,006&nbsp;h bestätigt. Eine weitere Beobachtung vom 22. April bis 26. März 1984 während fünf Nächten am Gila Observatory in Arizona führte in der Auswertung ebenfalls zu einer Periode von 23,99&nbsp;h.<ref>K. W. Zeigler, W. B. Florence: ''Photoelectric photometry of asteroids 9 Metis, 18 Melpomene, 60 Echo, 116 Sirona, 230 Athamantis, 694 Ekard, and 1984 KD.'' In: ''Icarus.'' Band 62, Nr. 3, 1985, S. 512–517 [[doi:10.1016/0019-1035(85)90191-5]].</ref>

Aus den archivierten Lichtkurven wurden in einer Untersuchung von 1998 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation sowie Abschätzungen für die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-[[ellipsoid]]ischen Gestaltmodells für den Asteroiden errechnet.<ref>C. Blanco, D. Riccioli: ''Pole coordinates and shape of 30 asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 131, Nr. 3, 1998, S. 385–394, [[doi:10.1051/aas:1998277]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/15/ds4996.pdf PDF; 419 kB]).</ref> Mit den von 1963 bis 1984 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 23,9845&nbsp;h bestimmt.<ref>J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: ''Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data.'' In: ''Icarus.'' Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, [[doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=87352c8bc7274adee44a4fbb0afdb49e4d3e2415 PDF; 303 kB]).</ref>

[[Datei:(230) Athamantis VLTSPHERE.png|mini|rechts|Aufnahme von (230) Athamantis durch das Very Large Telescope (VLT) am 26. September 2018]]
Abschätzungen von Masse und Dichte ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,89·10<sup>18</sup>&nbsp;kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 110&nbsp;km eine [[Schüttdichte|Dichte]] von 2,69&nbsp;g/cm³ bei einer [[Porosität]] von 19 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit von ±15 %.<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>

Ein umfangreiches Programm der [[Europäische Südsternwarte|Europäischen Südsternwarte]] (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem SPHERE-Instrument am [[Paranal-Observatorium#Very Large Telescope|Very Large Telescope]] (VLT) des [[Paranal-Observatorium]]s in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100&nbsp;km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter im Jahr 2018 auch (230) Athamantis. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:<ref>P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: ''VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 654, A56, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202141781]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa41781-21.pdf PDF; 24,0 MB]).</ref>
* Mittlerer Durchmesser 118 ± 2&nbsp;km
* Abmessungen in drei Achsen (136 × 120 × 103)&nbsp;km
* Masse 2,3·10<sup>18</sup>&nbsp;kg
* Dichte 2,7&nbsp;g/cm³
* Albedo 0,15
* Rotationsperiode 23,98475&nbsp;h
* Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|230 Athamantis|(230) Athamantis}}
* {{IAU MPC|230}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=230}}
* {{AstDyS|ID=230}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=230 (230) Athamantis] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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