Quelltext der Seite (911) Agamemnon

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 911
| Name = (911) Agamemnon
| Bild = 911 Agamemnon.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (911) Agamemnon
| Orbittyp = JTN4
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.066947
| Große_Halbachse = 5.28640
| Bahnneigung = 21.75454
| Knoten = 338.01981
| Periwinkel = 82.41585
| Peridatum = 2022-06-08
| Periode = 4439.541
| Durchmesser = 131.0
| DurchmesserSigma = 1.2
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 6.592
| Albedo = 0.07
| Absolute_Helligkeit = 7.9
| Tholen = D
| Smass =
| Entdecker = [[Karl Wilhelm Reinmuth]]
| Entdeckungsdatum = 1919-03-19
| anderer_Name = '''1919&nbsp;FB''', 1937&nbsp;QD
}}

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

Der Asteroid ist benannt nach [[Agamemnon]], dem König von Mykene, der im [[Trojanischer Krieg|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-Punkte]]n 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 [[Infrared Astronomical Satellite|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&nbsp;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]] ([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]] speziell für Trojaner ergab 2012 Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 131,0&nbsp;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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/759/1/49/pdf PDF; 985 kB]).</ref> Am 19. Januar 2012 ereignete sich eine [[Okkultation|Bedeckung]] des Sterns achter Größe HIP&nbsp;41337 durch (911) Agamemnon. Eine Auswertung der Beobachtungsdaten ergab eine [[Ellipse|elliptische]] Kontur des Asteroiden mit Abmessungen von etwa (191 × 144)&nbsp;km, entsprechend einem mittleren Durchmesser von etwa 166&nbsp;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: [https://arxiv.org/pdf/1310.3220 PDF; 7,16 MB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (911) Agamemnon eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als D-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> 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&nbsp;km bzw. 0,06 ausgewertet, außerdem wies das Spektrum auf das Vorhandensein von feinkörnigen [[Silicate]]n hin.<ref>J. P. Emery, D. P. Cruikshank, J. Van Cleve: ''Thermal emission spectroscopy (5.2–38&nbsp;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&nbsp;kg/s abgeschätzt. Eine Modellierung der Zusammensetzung ergab [[Amorphes Material|amorphen]] [[Kohlenstoff]], magnesiumreiches [[Pyroxengruppe|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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/475/1/974/23553639/stx3341.pdf PDF; 1,26 MB]).</ref>

[[Photometrie|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 [[Lichtkurve]]n 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, {{bibcode|1969AJ.....74..796D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1969AJ.....74..796D/ADS_PDF PDF; 741 kB]).</ref> Eine Revision der Daten in einer Untersuchung von 1971 konnte auch nur eine Rotationsperiode von „7&nbsp;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, {{bibcode|1971NASSP.267..117T}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1971NASSP.267..117T/ADS_PDF 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&nbsp;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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/141/5/170/pdf 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&nbsp;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, {{bibcode|2009MPBu...36...59S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36...59S/ADS_PDF 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&nbsp;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, {{bibcode|2012MPBu...39..183F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2012MPBu...39..183F/ADS_PDF PDF; 1,52 MB]).</ref> vom 10. März bis 1. Mai 2012 während vier Nächten an der Außenstelle Tschuhujiw des [[Charkiw-Observatorium]]s in der Ukraine (abgeleitete Periode 6,585&nbsp;h, außerdem wurde mit einem angenommenen Durchmesser von 166&nbsp;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]] ([https://onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/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&nbsp;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, {{bibcode|2014MPBu...41..210S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..210S/ADS_PDF PDF; 410 kB]).</ref>

Im Jahr 2019 wurde mit einer Auswertung von Daten des [[Lowell-Observatorium]]s 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&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/11/aa36341-19.pdf 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&nbsp;h, wo außerdem auch ein vorläufiges Gestaltmodell mit einer Rotationsperiode von 6,58180&nbsp;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, {{bibcode|2021MPBu...48...13S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2021MPBu...48...13S/ADS_PDF PDF; 374 kB]).</ref> sowie vom 10. bis 12. Oktober 2020 am Command Module Observatory in Arizona (abgeleitete Periode 6,582&nbsp;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, {{bibcode|2021MPBu...48..144P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2021MPBu...48..144P/ADS_PDF 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&nbsp;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, {{bibcode|2024MPBu...51..133F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2024MPBu...51..133F/ADS_PDF 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&nbsp;km (wahrscheinlich 3–10&nbsp;km) großen Satelliten in etwa 278&nbsp;km projizierter Entfernung vom Zentrum des Asteroiden verursacht wurde. Ein so kleiner und dem Asteroiden so naher Satellit konnte in den verfügbaren [[Adaptive Optik| Adaptive-Optik]]-Aufnahmen des [[Paranal-Observatorium#Very Large Telescope|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 ==
* [[Liste der Asteroiden]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|911 Agamemnon|(911) Agamemnon}}
* {{IAU MPC|911}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=911}}
* {{AstDyS|ID=911}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=911 (911) Agamemnon] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

[[Kategorie:Astronomisches Objekt (entdeckt von Karl Wilhelm Reinmuth)]]