(423) Диотима

(423) Диотима
Астероид
Трёхмерная модель астероида (423) Диотима
Трёхмерная модель астероида (423) Диотима
Открытие
Первооткрыватель Огюст Шарлуа
Место обнаружения Ницца
Дата обнаружения 7 декабря 1896
Эпоним Диотима
Альтернативные обозначения 1896 DB; 1951 UV;
1975 LV
Категория Главное кольцо
(Семейство Эос)
Орбитальные характеристики
Эпоха 27 августа 2011 года
JD 2455800.5
Эксцентриситет (e) 0,03903
Большая полуось (a) 458,966 млн км
(3,06800 а. е.)
Перигелий (q) 441,053 млн км
(2,94826 а. е.)
Афелий (Q) 476,88 млн км
(3,18774 а. е.)
Период обращения (P) 1962,824 сут (5,374 г.)
Средняя орбитальная скорость 16,998 км/с
Наклонение (i) 11,231°
Долгота восходящего узла (Ω) 69,503°
Аргумент перигелия (ω) 202,431°
Средняя аномалия (M) 264,927°
Физические характеристики
Диаметр 208,77 км
Масса 1,6⋅1019 кг[1][2]
Плотность 2,000 г/см³
Ускорение свободного падения на поверхности 0,0584 м/с²
2-я космическая скорость 0,1104 км/с
Период вращения 4,775 ч
Спектральный класс C
Видимая звёздная величина 13,34m (текущая)
Абсолютная звёздная величина 7,24m
Альбедо 0,0515
Средняя температура поверхности 161 К (−112 °C)
Текущее расстояние от Солнца 3,115 а. е.
Текущее расстояние от Земли 3,657 а. е.
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

(423) Диотима (греч. Διοτίμα) — крупный астероид главного пояса, который по мнению астрономов, входить в состав семейства Эос, поскольку обладает сходными параметрами орбиты и, так же как и астероиды этого семейства, относится к тёмному спектральному классу C, богатому углеродными соединениями.

Астероид был открыл 7 декабря 1896 года французским астрономом Огюстом Шарлуа в обсерватории Ниццы и назван в честь Диотимы, жрицы из Мантинеи, игравшей важную роль в Платоновом диалоге «Пир»[3].

В конце 1990-х годов астрономами по всему миру были собраны данные кривых блеска 10 астероидов, в том числе и Диотимы, которые были использованы для построения физических моделей этих астероидов[4][5]. Японский инфракрасный спутник Akari не выявил наличия на Диотиме гидратированных минералов[6].

См. также

Примечания

  1. ↑ Michalak, G. Determination of asteroid masses (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2001. — Vol. 374. — P. 703—711. — doi:10.1051/0004-6361:20010731. — . Архивировано 31 марта 2020 года.
  2. ↑ Michalak2001 assumed masses of perturbing asteroids used in calculations of perturbations of the test asteroids
  3. ↑ Lutz D. Schmadel. Dictionary of Minor Planet Names (англ.). — Fifth Revised and Enlarged Edition. — Berlin, Heidelberg, New York: Springer, 2003. — P. 49. — ISBN 3-540-00238-3.
  4. ↑ Durech., J.; Kaasalainen, M., Marciniak, A.; et al., “Physical models of ten asteroids from an observers' collaboration network”. Архивировано из оригинала 19 февраля 2012 года. Astronomy and Astrophysics, Volume 465, Issue 1, April I 2007, pp. 331-337
  5. ↑ Durech, J.; Kaasalainen, M.; Marciniak, A.; Allen, W. H. et al. “Asteroid brightness and geometry,” Astronomy and Astrophysics, Volume 465, Issue 1, April I 2007, pp. 331-337
  6. ↑ Fumihiko Usui et al. AKARI/IRC near-infrared asteroid spectroscopic survey: AcuA-spec Архивная копия от 23 декабря 2018 на Wayback Machine, 17 December 2018

Ссылки

Эта статья взята у (из) Wikipedia. Текст лицензируется по Creative Commons - Attribution - Sharealike. К медиа файлам могут применятся дополнительные условия.