Quelltext der Seite (595) Polyxena

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 595
| Name = (595) Polyxena
| Bild = 595Polyxena (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (595) Polyxena
| Orbittyp =OMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.070509
| Große_Halbachse = 3.20612
| Bahnneigung = 17.78643
| Knoten = 23.69240
| Periwinkel = 280.26330
| Peridatum = 2028-03-03
| Periode = 2096.850
| Durchmesser = 90.6
| DurchmesserSigma = 1.4
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 11.801
| Albedo = 0.15
| Absolute_Helligkeit = 8.0
| Tholen =
| Smass =
| Entdecker = [[August Kopff]]
| Entdeckungsdatum = 1906-03-27
| anderer_Name = '''1906&nbsp;FL''', 1908&nbsp;TA, 1911&nbsp;FA, 2000&nbsp;SV<sub>346</sub>
}}

'''(595) Polyxena''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 27. März 1906 vom deutschen Astronomen [[August Kopff]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 11,6&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach [[Polyxena (Tochter des Priamos)|Polyxena]], der Tochter von [[Priamos]] und [[Hekabe]]. Die schöne und gebildete Frau wurde während des [[Trojanischer Krieg|Trojanischen Krieges]] von [[Achilleus]] umworben, doch ihr Bruder [[Hektor]] widersetzte sich der Heirat. Sie begleitete ihren Vater, als er zu Achilleus ging, um Hektors Leichnam zu holen. Als Achilleus von ihrem Bruder Paris getötet wurde, opferte sich Polyxena an seinem Grab. Einige Berichte besagen, dass das Opfer nicht freiwillig geschah, sondern dass der Geist von Achilleus den Griechen erschien und ihr Opfer forderte.

== 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 (595) Polyxena, für die damals Werte von 109,1&nbsp;km bzw. 0,09 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> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 107,8&nbsp;km bzw. 0,10.<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 2014 auf 90,7&nbsp;km bzw. 0,15 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>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (595) Polyxena eine taxonomische Klassifizierung als T-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: 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: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 19. und 21. Juli 1993 am La-Silla-Observatorium. Aus der aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 5,903&nbsp;h abgeleitet,<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> dagegen wurde aus Messungen am gleichen Ort vom 15. Oktober 1994 eine Rotationsperiode im Bereich von 8–9&nbsp;h abgeschätzt.<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> Am Palmer Divide Observatory in Colorado wurde der Asteroid vom 5. bis 10. Dezember 2006 beobachtet. Hier wurde aus der stark verrauschten Lichtkurve mit geringer Amplitude eine Rotationsperiode von 15,89&nbsp;h ausgewertet.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – September–December 2006.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 2, 2007, S. 32–37, {{bibcode|2007MPBu...34...32W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...32W/ADS_PDF PDF; 1,46 MB]).</ref>

Alle diese Ergebnisse erwiesen sich aber als Fehlauswertungen, denn aus neuen Messungen am Palmer Divide Observatory vom 19. bis 22. März 2008 ließ sich wesentlicher sicherer ein Wert von 11,801&nbsp;h bestimmen. Auch die Daten aus 2006 passten nun noch an ehesten zu einer Periode von 12,03&nbsp;h. In Verbindung mit den im Uppsala Asteroid Photometric Catalog archivierten Daten von 1993 und weiteren Daten des [[United States Naval Observatory]] (USNO) in Arizona konnte damit erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative, nahe zur Ebene der [[Ekliptik]] gelegene Rotationsachsen sowie eine Periode von 11,79416&nbsp;h berechnet werden.<ref>B. D. Warner: ''A Preliminary Shape and Spin Axis Model for 595 Polyxena.'' 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. 171–172, {{bibcode|2008MPBu...35..171W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35..171W/ADS_PDF PDF; 244 kB]).</ref> Aus weiteren Beobachtungen vom 12. Februar bis 3. April 2014 während zehn Nächten am Burleith Observatory in Washington, D.C. wurde eine Rotationsperiode von 11,79280&nbsp;h abgeleitet.<ref>R. E. Schmidt: ''NIR Minor Planet Photometry from Burleith Observatory: 2014 February–June.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 42, Nr. 1, 2015, S. 1–3, {{bibcode|2015MPBu...42....1S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2015MPBu...42....1S/ADS_PDF PDF; 274 kB]).</ref>

Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von [[Gaia DR2]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und einer Periode von 11,79415&nbsp;h berechnet.<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> 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 (595) Polyxena, für die in einer Untersuchung von 2021 noch einmal ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative, sehr nahe zur Ebene der [[Ekliptik]] gelegene Rotationsachsen mit einer Periode von 11,7942&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>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|595 Polyxena|(595) Polyxena}}
* {{IAU MPC|595}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=595}}
* {{AstDyS|ID=595}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=595 (595) Polyxena] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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