Quelltext der Seite (409) Aspasia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 409
| Name = (409) Aspasia
| Bild = 409Aspasia (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (409) Aspasia
| Orbittyp = MMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.073321
| Große_Halbachse = 2.57515
| Bahnneigung = 11.28516
| Knoten = 242.05252
| Periwinkel = 355.72820
| Peridatum = 2026-01-06
| Periode = 1509.390
| Durchmesser = 171.0
| DurchmesserSigma = 1.2
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 9.022
| Albedo = 0.05
| Tholen = CX
| Smass = Xc
| Absolute_Helligkeit = 7.7
| Entdecker = [[Auguste Charlois]]
| Entdeckungsdatum = 1895-12-09
| anderer_Name ='''1895&nbsp;XC''', 1904&nbsp;AB, 1948&nbsp;RT<sub>1</sub>, 1949&nbsp;CB
}}

'''(409) Aspasia''' ist ein [[Asteroid]] des mittleren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 9. Dezember 1895 vom französischen Astronomen [[Auguste Charlois]] am [[Observatoire de Nice]] bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach [[Aspasia (Antike)|Aspasia]] von Milet (um 470 – um 420 v. Chr.), eine [[Philosoph]]in, Rednerin und die zweite Frau des [[Perikles]]. Ihr Haus war ein literarisches und philosophisches Zentrum. [[Julius Bauschinger]], der Direktor des [[Astronomisches Rechen-Institut|Astronomischen Rechen-Instituts]] in Berlin, veröffentlichte 1901 die Namen von 34 von Charlois entdeckten Asteroiden zwischen den Nummern (356) und (451). Im Text heißt es lediglich: „Nach Zustimmung des Herrn Charlois haben folgende von ihm entdeckten… Planeten nachstehende Namen erhalten.“ Es liegt daher nahe, dass die Namen vom Astronomischen Rechen-Institut ausgewählt wurden.<ref>J. Bauschinger: ''Benennung von kleinen Planeten.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Band 156, Nr. 3735, 1901, Sp. 239–240, [[doi:10.1002/asna.19011561520]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1901AN....156..239B/ADS_PDF PDF; 141 kB]).</ref>

== 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 (409) Aspasia, für die damals Werte von 161,6&nbsp;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> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem [[Adaptive Optik|Adaptive Optics]] (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] vom 17. Juli 2005 und 28. Juni 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 149 ± 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> 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 177,0&nbsp;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> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 214,4&nbsp;km bzw. 0,03 geändert worden waren,<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> wurden sie 2014 auf 171,0&nbsp;km bzw. 0,05 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 173,4 oder 189,1&nbsp;km bzw. 0,05 oder 0,04 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 161,1&nbsp;km bzw. 0,06, 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> Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus sieben [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch (409) Aspasia einen Durchmesser von 159,9 ± 15,2&nbsp;km.<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 statt am 12. und 13. März 1980 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile. Wegen der kurzen Beobachtungsdauer war aber keine weitere Auswertung möglich.<ref>C.-I. Lagerkvist: ''Physical studies of asteroids II: Photoelectric observations of the asteroids 63, 93, 135 and 409.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 44, Nr. 3, 1981, S. 345–347, {{bibcode|1981A&AS...44..345L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1981A&AS...44..345L/ADS_PDF PDF; 343 kB]).</ref> Vom 26. bis 28. August 1981 erfolgte eine weitere Beobachtung am [[Observatoire de Haute-Provence]] in Frankreich. Aus der gemessenen [[Lichtkurve]] wurde hier eine [[Rotationsperiode]] von 16,75&nbsp;h abgeleitet,<ref>A. Hanslmeier: ''Der Rotationslichtwechsel des Kleinplaneten 409 Aspasia.'' In: ''Anzeiger der Österreichischen Akademie der Wissenschaften, math.-naturwiss. Klasse.'' Band 119, 1982, S. 5–8, {{bibcode|1982OAWMN.119Q...5H}}.</ref> dagegen führten Messungen am 22. und 23. Dezember 1982 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien zu einem Wert von 9,03&nbsp;h.<ref>M. Di Martino, S. Cacciatori: ''Rotation periods and light curves of the large asteroids 409 Aspasia and 423 Diotima.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 130, 1984, S. 206–207, {{bibcode|1984A&A...130..206D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1984A&A...130..206D/ADS_PDF PDF; 56 kB]).</ref>

Eine Untersuchung von 1985 versuchte, diese widersprüchlichen Ergebnisse zu klären. Dazu wurde die Periode von 9,03&nbsp;h versuchsweise auch auf die Messdaten von 1981 angewendet, was ein perfektes Ergebnis erbrachte. Aus der Form der Lichtkurven wurden zwei Modelle für die Gestalt des Asteroiden entwickelt: Erstens eine kugelförmige Gestalt mit einer dunkleren Hälfte sowie einer Stelle mit geringerer Albedo oder einer topografischen Struktur (einem Krater) in der Nähe eines Poles, die mit der Periode von 9,03&nbsp;h rotiert. Diese wurde klar gegenüber einer alternativen [[ellipsoid]]ischen Gestalt, die mit der doppelten Periode von 18,06&nbsp;h rotiert, bevorzugt.<ref>V. Zappalà, M. Di Martino, A. Hanslmeier, H. J. Schober: ''New cases of ambiguity among large asteroids’ spin rates.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 147, Nr. 1, 1985, S. 35–38, {{bibcode|1985A&A...147...35Z}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1985A&A...147...35Z/ADS_PDF PDF; 93 kB]).</ref> Weitere photometrische Beobachtungen konnten jeweils die kürzere Rotationsperiode bestätigen: Am 15. und 20. Juli 1993 am La-Silla-Observatorium (abgeleitete Periode 9,020&nbsp;h)<ref>M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: ''Lightcurves of selected minor planets.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 112, 1995, S. 125–142, {{bibcode|1995A&AS..112..125H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1995A&AS..112..125H/ADS_PDF PDF; 468 kB]).</ref> und am 11. Februar 1996 wieder am La-Silla-Observatorium (abgeleitete Periode 9,02&nbsp;h).<ref>J. Piironen, C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, T. Oja, P. Magnusson, L. Festin, A. Nathues, M. Gaul, F. Velichko: ''Physical studies of asteroids. XXXII. Rotation periods and UBVRI-colours for selected asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 128, Nr. 3, 1998, S. 525–540, [[doi:10.1051/aas:1998393]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/06/h0488.pdf PDF; 934 kB]).</ref>

Aus den archivierten Daten von 1980 bis 1993 konnten in einer Untersuchung von 1998 für den Asteroiden erstmals zwei alternative Positionen für die Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.<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> Aus Messungen vom 26. Juli bis 5. August 1997 am [[Observatorio de Sierra Nevada]] in Spanien wurden in einer Untersuchung von 2005 ebenfalls zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,0170&nbsp;h sowie die Achsenverhältnisse bestimmt.<ref>M. J. López-González, E. Rodríguez: ''Lightcurves and poles of seven asteroids.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 53, Nr. 11, 2005, S. 1147–1165, [[doi:10.1016/j.pss.2005.04.010]].</ref>

Aus Beobachtungen vom 17. bis 25. Januar 2008 am Palmer Divide Observatory des Space Science Institute in Colorado wurde eine Rotationsperiode von 9,022&nbsp;h bestimmt. Aus diesen Daten in Verbindung mit den archivierten Messwerten von 1980 bis 1996 aus dem Uppsala Asteroid Photometry Catalog (UAPC) und weiteren Daten des [[United States Naval Observatory]] (USNO) wurde nun erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,02146&nbsp;h berechnet.<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> Aus einer Aufnahme von (409) Aspasia am 16. August 2006 mit dem adaptiven Optiksystem am Keck-II-Teleskop bestimmte eine Untersuchung von 2009 eine Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation, die sich aber stark von der Berechnung aus 2008 unterschied. Auch die Abmessungen eines ellipsoidischen Modells in drei Achsen mit einem äquivalenten Durchmesser von 180 ± 2&nbsp;km konnten bestimmt werden.<ref>J. Drummond, J. Christou, J. Nelson: ''Triaxial ellipsoid dimensions and poles of asteroids from AO observations at the Keck-II telescope.'' In: ''Icarus.'' Band 202, Nr. 1, 2009, S. 147–159, [[doi:10.1016/j.icarus.2009.02.011]].</ref> Ein Vergleich mit den Beobachtungsdaten von sechs [[Okkultation|Sternbedeckungen]] durch den Asteroiden in den Jahren 2005 bis 2009 brachte in einer Untersuchung von 2011 eine klare Bestätigung einer der beiden im Jahr 2008 ermittelten Rotationsachsen, außerdem konnte das Gestaltmodell damit auf einen äquivalenten Durchmesser von 173 ± 17&nbsp;km skaliert werden.<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>

Neue photometrische Beobachtungen erfolgten wieder vom 18. September bis 28. Oktober 2014 während acht Nächten am UnderOak Observatory in New Jersey, wo eine Rotationsperiode von 9,023&nbsp;h bestimmt wurde.<ref>K. B. Alton: ''CCD Photometry Lightcurves of Three Main Belt Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 2, 2015, S. 146–148, {{bibcode|2015MPBu...42..146A}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2015MPBu...42..146A/ADS_PDF PDF; 382 kB]).</ref> Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des Lowell-Observatoriums und weiteren Daten aus 2004 bis 2010 ermöglichte in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines verbesserten dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,02145&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 neuen Algorithmus ''All-Data Asteroid Modeling'' (ADAM) wurde 2017 ein weiteres Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops aus 2002 bis 2010 (siehe oben) sowie den Beobachtungen von drei Sternbedeckungen aus 2006, 2008 (siehe oben) und 2015 gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine Position mit prograder Rotation und eine Periode von 9,02145&nbsp;h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 164 ± 3&nbsp;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>

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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] angewendet werden, darunter auch (409) Aspasia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,0214&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>

Abschätzungen von Masse und Dichte für (409) Aspasia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 11,8·10<sup>18</sup>&nbsp;kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 176&nbsp;km zu einer [[Schüttdichte|Dichte]] von 4,10&nbsp;g/cm³ führte bei einer [[Porosität]] von 3 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±20 %.<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|409 Aspasia|(409) Aspasia}}
* {{IAU MPC|409}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=409}}
* {{AstDyS|ID=409}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=409 (409) Aspasia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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