Quelltext der Seite (237) Coelestina

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 237
| Name = (237) Coelestina
| Bild = 000237-asteroid shape model (237) Coelestina.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (237) Coelestina
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.074178
| Große_Halbachse = 2.76169
| Bahnneigung = 9.76228
| Knoten = 84.13263
| Periwinkel = 202.00494
| Peridatum = 2027-03-01
| Periode = 1676.337
| Durchmesser = 41.1
| DurchmesserSigma = 1.4
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 29.215
| Albedo = 0.21
| Tholen = S
| Smass = S
| Absolute_Helligkeit = 9.2
| Entdecker = [[Johann Palisa]]
| Entdeckungsdatum = 1884-06-27
| anderer_Name = '''1884&nbsp;MA'''
}}

'''(237) Coelestina''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 27. Juni 1884 vom österreichischen Astronomen [[Johann Palisa]] an der [[Universitätssternwarte Wien]] entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von Coelestine Rosina, geb. Mautner von Markhof (1845–1923), Ehefrau von [[Theodor Oppolzer]], Professor für Astronomie in Wien. Coelestine war eine Tochter des bekannten Wiener Industriellen [[Adolf Ignaz Mautner von Markhof]]. Die Benennung erfolgte durch Oppolzer.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (237) Coelestina, für die damals Werte von 41,1&nbsp;km bzw. 0,21 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> Mit dem Satelliten [[Midcourse Space Experiment]] (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für den Asteroiden Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 43,3&nbsp;km bzw. 0,19 bestimmt wurden.<ref>E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: ''The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 124, Nr. 1, 2002, S. 583–591, [[doi:10.1086/340960]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/340960/pdf PDF; 485 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 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 45,9&nbsp;km bzw. 0,17.<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>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 17. bis 27. September 2009 am Santana Observatory in Kalifornien. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 29,215&nbsp;h abgeleitet.<ref>R. D. Stephens: ''Asteroids Observed from GMARS and Santana Observatories: 2009 June–September.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 1, 2010, S. 28–29, {{bibcode|2010MPBu...37...28S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2010MPBu...37...28S/ADS_PDF PDF; 456 kB]).</ref> Die Auswertung der archivierten Lichtkurve und weiterer Daten der Lowell Photometric Database führte in einer Untersuchung von 2016 zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 29,1758&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>

Mit dem [[Weltraumteleskop]] [[Transiting Exoplanet Survey Satellite]] (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (237) Coelestina wurde aus Messungen etwa vom 23. August bis 20. September 2018 eine Rotationsperiode von 29,1538&nbsp;h erhalten.<ref>A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: ''Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey.'' In: ''The Astrophysical Journal Supplement Series.'' Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, [[doi:10.3847/1538-4365/ab64f0]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f0/pdf PDF; 1,06 MB]).</ref>

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von [[Gaia DR2]] erneut eine Rotationsachse mit prograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 29,1759&nbsp;h bestimmt.<ref>J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: ''Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 649, A98, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202039796]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/05/aa39796-20.pdf PDF; 7,49 MB]).</ref> Vom 15. bis 24. März 2021 wurden an verschiedenen spanischen Observatorien erneut photometrische Beobachtungen von (237) Coelestina durchgeführt. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 29,06&nbsp;h abgeleitet.<ref>R. G. Farfán, F. García de la Cuesta, E. Fernández Mañanes, N. Graciá Ribes, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, J. M. Fernández Andújar, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, R. Naves Nogues, E. Díez Alonso: ''The Rotation Periods of 3 Juno, 28 Bellona, 129 Antigone, 214 Aschera, 237 Coelestina, 246 Asporina, 382 Dodona, 523 Ada, 670 Ottegebe, 918 Itha, 1242 Zambesia, 1352 Wawel, 1358 Gaika, 4155 Watanabe, and 6097 Koishikawa.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 2, 2022, S. 136–140, {{bibcode|2022MPBu...49..136F}} ([https://mpbulletin.org/issues/MPB_49-2.pdf PDF; 21,3 MB]).</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 (237) Coelestina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 29,176&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> 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 29,175&nbsp;h bestimmt 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 zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 29,176&nbsp;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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|237 Coelestina|(237) Coelestina}}
* {{IAU MPC|237}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=237}}
* {{AstDyS|ID=237}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=237 (237) Coelestina] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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