(423) Диотима

(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.

  • Орбита астероида Диотима и его положение в Солнечной системе
(423) Диотима
Астероид

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 11,81m (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 2,154 а. е.
Информация в Викиданных ?

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. — .
  2. Michalak2001 assumed masses of perturbing asteroids used in calculations of perturbations of the test asteroids
  3. Schmadel, Lutz D. Dictionary of Minor Planet Names (англ.). — Fifth Revised and Enlarged Edition. — B., Heidelberg, N. Y.: 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” (недоступная ссылка). Архивировано 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, 17 December 2018

Ссылки
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.