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<!DOCTYPE html>

<title>(230) Athamantis</title>

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<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading">(230) Athamantis</h1>

</header>

</div>

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/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style>

<th colspan="2" class="ibheader"><a href="Asteroid" title="Asteroid">Asteroid</a> (230) Athamantis

</th></tr>

<tr>

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" class="ibimgtxt notheme">Berechnetes 3D-Modell von (230) Athamantis

</td></tr>

<td colspan="2" class="ibimage notheme">{{{Bild2}}}

</td></tr>

<td colspan="2" class="ibimgtxt notheme">{{{Bildtext2}}}

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader"><a href="Bahnelement" title="Bahnelement">Eigenschaften</a> des <a href="Umlaufbahn" title="Umlaufbahn">Orbits</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/?sstr=230&view=VOSPDCA">Animation</a><div style="font-size:85%;"><a href="Epoche_(Astronomie)" title="Epoche (Astronomie)">Epoche:</a> 5. Mai 2025 (<a href="Julianisches_Datum" title="Julianisches Datum">JD</a> 2.460.800,5)

</div>

</th></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Orbittyp

</td>

<td>Innerer <a href="Asteroideng%C3%BCrtel" title="Asteroidengürtel">Hauptgürtel</a>

</td></tr>

<td class="ibleft">Asteroidenfamilie

</td>

<td>

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Halbachsen_der_Ellipse" title="Halbachsen der Ellipse">Große Halbachse</a>

</td>

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Exzentrizit%C3%A4t_(Astronomie)" title="Exzentrizität (Astronomie)">Exzentrizität</a>

</td>

<td class="ibnowrap">0,061

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Apsis_(Astronomie)" title="Apsis (Astronomie)">Perihel – Aphel</a>

</td>

<td class="ibnowrap">2,237 AE – 2,528 AE

</td></tr>

<td class="ibleft"><a href="Apsis_(Astronomie)" title="Apsis (Astronomie)">Perihel – Aphel</a>

</td>

<td class="ibnowrap"> AE –  AE

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Bahnneigung" title="Bahnneigung">Neigung der Bahnebene</a>

</td>

<td class="ibnowrap">9,455°

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="L%C3%A4nge_des_aufsteigenden_Knotens" title="Länge des aufsteigenden Knotens">Länge des aufsteigenden Knotens</a>

</td>

<td class="ibnowrap">239,8°

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Argument_der_Periapsis" title="Argument der Periapsis">Argument der Periapsis</a>

</td>

<td class="ibnowrap">139,1°

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Zeitpunkt des Periheldurchgangs

</td>

<td>4. Juni 2026

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Siderische_Periode" title="Siderische Periode">Siderische Umlaufperiode</a>

</td>

</td></tr>

<td class="ibleft"><a href="Siderische_Periode" title="Siderische Periode">Siderische Umlaufzeit</a>

</td>

<td class="ibnowrap">{{{Umlaufdauer}}}

</td></tr>

<td class="ibleft">Mittlere <a href="Bahngeschwindigkeit_(Astronomie)" title="Bahngeschwindigkeit (Astronomie)">Orbitalgeschwindigkeit</a>

</td>

<td class="ibnowrap">{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Mittlere <a href="Bahngeschwindigkeit_(Astronomie)" title="Bahngeschwindigkeit (Astronomie)">Orbitalgeschwindigkeit</a>

</td>

<td class="ibnowrap">19,28 km/s

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" class="ibheader">Physikalische Eigenschaften

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Mittlerer <a href="Durchmesser" title="Durchmesser">Durchmesser</a>

</td>

<td class="ibnowrap">111,3 km ± 1,2 km

</td></tr>

<td class="ibleft">Abmessungen

</td>

<td class="ibnowrap">{{{Abmessungen}}}

</td></tr>

<td class="ibleft"><a href="Masse_(Physik)" title="Masse (Physik)">Masse</a>

</td>

<td class="ibnowrap">Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Albedo" title="Albedo">Albedo</a>

</td>

<td class="ibnowrap">0,16

</td></tr>

<td class="ibleft">Mittlere <a href="Dichte" title="Dichte">Dichte</a>

</td>

<td class="ibnowrap">g/cm³

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Rotationsperiode

</td>

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Absolute_Helligkeit" title="Absolute Helligkeit">Absolute Helligkeit</a>

</td>

<td class="ibnowrap">7,5 mag

</td></tr>

<td class="ibleft"><a href="Asteroid#Klassifikationsschemata_von_Asteroiden" title="Asteroid">Spektralklasse</a>

</td>

<td class="ibnowrap">{{{Spektralklasse}}}

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Asteroid#Klassifikationsschemata_von_Asteroiden" title="Asteroid">Spektralklasse</a> (nach <a href="Tholen_(Klassifikation)" class="mw-redirect" title="Tholen (Klassifikation)">Tholen</a>)

</td>

<td class="ibnowrap">S

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Asteroid#Klassifikationsschema_nach_Tholen" title="Asteroid">Spektralklasse</a> (nach <a href="https://en.wikipedia.org/wiki/Asteroid_spectral_types" class="extiw external" title="en:Asteroid spectral types">SMASSII</a>)

</td>

<td class="ibnowrap">Sl

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" class="ibheader">Geschichte

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Entdecker

</td>

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft">Datum der Entdeckung

</td>

<td class="ibnowrap">3. September 1882

</td></tr>

<tr>

<td class="ibleft"><a href="Benennung_von_Asteroiden_und_Kometen" title="Benennung von Asteroiden und Kometen">Andere Bezeichnung</a>

</td>

<td>1882 RA, 1949 WG

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" class="ibsource">Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/?sstr=230&view=VOSPDCA">JPL Small-Body Database</a>. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der <a rel="nofollow" class="external text" href="https://newton.spacedys.com/astdys/">AstDyS-2 Datenbank</a> ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

</td></tr></tbody></table>

(230) Athamantis ist ein <a href="Asteroid" title="Asteroid">Asteroid</a> des inneren <a href="Asteroideng%C3%BCrtel" title="Asteroidengürtel">Hauptgürtels</a>, der am 3. September 1882 vom deutschen Astronomen <a href="Leo_Anton_Carl_de_Ball" title="Leo Anton Carl de Ball">Leo Anton Carl de Ball</a> an der <a href="Sternwarte_Bothkamp" title="Sternwarte Bothkamp">Sternwarte Bothkamp</a> bei Kiel entdeckt wurde. Dieser Asteroid wurde zufällig bei der Beobachtung von <a href="(12)_Victoria" title="(12) Victoria">(12) Victoria</a> gefunden. Es war de Balls einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt nach <a href="Helle_(Mythologie)" title="Helle (Mythologie)">Helle</a>, der Tochter von <a href="Athamas" title="Athamas">Athamas</a> und Nephele, dem <a href="Griechische_Mythologie" title="Griechische Mythologie">mythologischen</a> Königspaar von <a href="Theben_(B%C3%B6otien)" title="Theben (Böotien)">Theben</a>, und Schwester von <a href="Phrixos" title="Phrixos">Phrixos</a>. Der Beiname Athamantis ist ihr <a href="Patronym" title="Patronym">Patronym</a>. Da der Asteroid bei seiner Entdeckung relativ hell erschien, wurde die Namensgebung offensichtlich davon beeinflusst.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Wissenschaftliche_Auswertung">Wissenschaftliche Auswertung</h2></div>

Aus Daten <a href="Radiometrie" title="Radiometrie">radiometrischer</a> Beobachtungen im <a href="Infrarotstrahlung" title="Infrarotstrahlung">Infraroten</a> vom April und Juni 1973 und September 1974 am <a href="Mauna-Kea-Observatorium" title="Mauna-Kea-Observatorium">Mauna-Kea-Observatorium</a> auf Hawaiʻi und 1974 am <a href="Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory" title="Cerro Tololo Inter-American Observatory">Cerro Tololo Inter-American Observatory</a> in Chile wurden für (230) Athamantis erstmals Werte für den Durchmesser und die <a href="Albedo" title="Albedo">Albedo</a> von 111 bis 133 km und 0,08 bis 0,11 bestimmt.<a href="#cite_note-1">[1]</a><a href="#cite_note-2">[2]</a><a href="#cite_note-3">[3]</a> <a href="Radarastronomie" title="Radarastronomie">Radarastronomische</a> Untersuchungen am <a href="Arecibo-Observatorium" title="Arecibo-Observatorium">Arecibo-Observatorium</a> vom 2. bis 7. Oktober 1985 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 109 ± 14 km.<a href="#cite_note-4">[4]</a> Aus Ergebnissen der <a href="Infrared_Astronomical_Satellite" title="Infrared Astronomical Satellite">IRAS</a> Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (230) Athamantis, für die damals Werte von 109,0 km bzw. 0,17 erhalten wurden.<a href="#cite_note-5">[5]</a> Aus einer <a href="Speckle-Interferometrie" title="Speckle-Interferometrie">Speckle-Interferometrie</a> mit dem <a href="Telescopio_Nazionale_Galileo" title="Telescopio Nazionale Galileo">Telescopio Nazionale Galileo</a> (TNG) am <a href="Roque-de-los-Muchachos-Observatorium" title="Roque-de-los-Muchachos-Observatorium">Roque-de-los-Muchachos-Observatorium</a> auf La Palma am 29. und 30. September 2002 wurde für (230) Athamantis ein Durchmesser von etwa 128 km abgeleitet. Es wurden dabei keine Anzeichen für eine Duplizität gefunden.<a href="#cite_note-6">[6]</a> Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem <a href="Adaptive_Optik" title="Adaptive Optik">Adaptive Optics</a> (AO)-System am Teleskop II des <a href="Keck-Observatorium" title="Keck-Observatorium">Keck-Observatoriums</a> auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 115 ± 12 km abgeleitet werden.<a href="#cite_note-7">[7]</a>

Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt <a href="Wide-Field_Infrared_Survey_Explorer#Zweite_Durchmusterung_NEOWISE_und_Stilllegung" title="Wide-Field Infrared Survey Explorer">NEOWISE</a> im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 109,0 km bzw. 0,17.<a href="#cite_note-8">[8]</a> Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der <a href="Sternwarte_Ond%C5%99ejov" title="Sternwarte Ondřejov">Sternwarte Ondřejov</a> in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE bestätigte 2012 genau diese Werte.<a href="#cite_note-9">[9]</a> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 111,3 km bzw. 0,16 korrigiert.<a href="#cite_note-10">[10]</a> Nach der <a href="Wide-Field_Infrared_Survey_Explorer#Reaktivierung" title="Wide-Field Infrared Survey Explorer">Reaktivierung von NEOWISE</a> im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 99,9 km bzw. 0,23 angegeben<a href="#cite_note-11">[11]</a> und dann 2016 korrigiert zu 108,3 km bzw. 0,21, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.<a href="#cite_note-12">[12]</a> Aus der Beobachtung von zwei <a href="Okkultation" title="Okkultation">Sternbedeckungen</a> durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 für (230) Athamantis ein Durchmesser von 114,0 ± 4,0 km bestimmt werden.<a href="#cite_note-13">[13]</a>

<a href="Photometrie" title="Photometrie">Photometrische</a> Messungen des Asteroiden fanden erstmals 1963 in China statt. Aus den aufgezeichneten <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurven</a>, die jeden Tag nahezu gleich aussahen, wurde dort eine Periodizität von 7,996 h abgeleitet. Am Table Mountain Observatory in Kalifornien erfolgten vom 18. Juli bis 19. September 1974 während drei Nächten und dann ab 1978 in jedem Jahr neue Beobachtungen des Asteroiden, so am 23. Oktober und 8. November 1978,<a href="#cite_note-14">[14]</a> während fünf Nächten vom 18. Dezember 1979 bis 11. April 1980,<a href="#cite_note-15">[15]</a> vom 3. Juni bis 22. September 1981<a href="#cite_note-16">[16]</a> und vom 21. September 1982 bis 8. Januar 1983 (sowie zusätzlich am 10. Januar am <a href="Osservatorio_Astronomico_di_Torino" title="Osservatorio Astronomico di Torino">Osservatorio Astronomico di Torino</a> in Italien).<a href="#cite_note-17">[17]</a> Die Beobachtungen bestätigten das täglich wiederholte Muster, aber bereits aus den Messdaten von 1978 konnte eine Periode von 8 Stunden sicher und eine solche von 12 Stunden wahrscheinlich ausgeschlossen werden. Stattdessen wurde eine <a href="Rotationsperiode" title="Rotationsperiode">Rotationsperiode</a> von etwa 24 Stunden vorgeschlagen und dann auch mit den später erfolgenden Beobachtungen mit abgeleiteten Werten zwischen 23,986 und 24,006 h bestätigt. Eine weitere Beobachtung vom 22. April bis 26. März 1984 während fünf Nächten am Gila Observatory in Arizona führte in der Auswertung ebenfalls zu einer Periode von 23,99 h.<a href="#cite_note-18">[18]</a>

Aus den archivierten Lichtkurven wurden in einer Untersuchung von 1998 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse mit <a href="Rechtl%C3%A4ufig_und_r%C3%BCckl%C3%A4ufig" title="Rechtläufig und rückläufig">retrograder</a> Rotation sowie Abschätzungen für die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-<a href="Ellipsoid" title="Ellipsoid">ellipsoidischen</a> Gestaltmodells für den Asteroiden errechnet.<a href="#cite_note-19">[19]</a> Mit den von 1963 bis 1984 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 23,9845 h bestimmt.<a href="#cite_note-20">[20]</a>

Abschätzungen von Masse und Dichte ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 1,89·1018 kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 110 km eine <a href="Sch%C3%BCttdichte" title="Schüttdichte">Dichte</a> von 2,69 g/cm³ bei einer <a href="Porosit%C3%A4t" title="Porosität">Porosität</a> von 19 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit von ±15 %.<a href="#cite_note-21">[21]</a>

Ein umfangreiches Programm der <a href="Europ%C3%A4ische_S%C3%BCdsternwarte" title="Europäische Südsternwarte">Europäischen Südsternwarte</a> (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem SPHERE-Instrument am <a href="Paranal-Observatorium#Very_Large_Telescope" title="Paranal-Observatorium">Very Large Telescope</a> (VLT) des <a href="Paranal-Observatorium" title="Paranal-Observatorium">Paranal-Observatoriums</a> in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter im Jahr 2018 auch (230) Athamantis. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:<a href="#cite_note-22">[22]</a>

<ul><li>Mittlerer Durchmesser 118 ± 2 km</li>

<li>Abmessungen in drei Achsen (136 × 120 × 103) km</li>

<li>Masse 2,3·1018 kg</li>

<li>Dichte 2,7 g/cm³</li>

<li>Albedo 0,15</li>

<li>Rotationsperiode 23,98475 h</li>

<li>Position der Rotationsachse mit prograder Rotation</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="Liste_der_Asteroiden" title="Liste der Asteroiden">Liste der Asteroiden</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><div class="noresize noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"></div><a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:230_Athamantis?uselang=de">Commons: (230) Athamantis</a> – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien</div>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=230">(230) Athamantis</a> beim <a href="Internationale_Astronomische_Union" title="Internationale Astronomische Union">IAU</a> <a href="Minor_Planet_Center" title="Minor Planet Center">Minor Planet Center</a> (englisch)</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/?sstr=230&view=VOPSCDA">(230) Athamantis</a> in der Small-Body Database des <a href="Jet_Propulsion_Laboratory" title="Jet Propulsion Laboratory">Jet Propulsion Laboratory</a> (englisch).</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?pc=1.1.0&n=230">(230) Athamantis</a> in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=230">(230) Athamantis</a> in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><a href="#cite_ref-1">↑</a> D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...194..203M">1974ApJ...194..203M</a> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1974ApJ...194..203M/ADS_PDF">PDF; 997 kB</a>).

</li>

<li id="cite_note-2"><a href="#cite_ref-2">↑</a> D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 <a href="https://doi.org/10.1086/155293" class="extiw external" title="doi:10.1086/155293">doi:10.1086/155293</a> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1977ApJ...214..667M/ADS_PDF">PDF; 1,18 MB</a>).

</li>

<li id="cite_note-3"><a href="#cite_ref-3">↑</a> D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, <a href="https://doi.org/10.1016/0019-1035(77)90034-3" class="extiw external" title="doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3">doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3</a>.

</li>

<li id="cite_note-4"><a href="#cite_ref-4">↑</a> C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D, B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, <a href="https://doi.org/10.1006/icar.1999.6130" class="extiw external" title="doi:10.1006/icar.1999.6130">doi:10.1006/icar.1999.6130</a>.

</li>

<li id="cite_note-5"><a href="#cite_ref-5">↑</a> 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, <a href="https://doi.org/10.1086/338320" class="extiw external" title="doi:10.1086/338320">doi:10.1086/338320</a> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf">PDF; 398 kB</a>).

</li>

<li id="cite_note-6"><a href="#cite_ref-6">↑</a> A. Cellino, E. Diolaiti, A. Ghedina, D. Hestroffer, R. Ragazzoni, P. Tanga: Speckle interferometry observations of main belt asteroids at TNG. In: Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors – ACM 2002. ESA SP-500, Noordwijk, 2002, S. 497–500, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ESASP.500..497C">2002ESASP.500..497C</a> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2002ESASP.500..497C/ADS_PDF">PDF; 103 kB</a>).

</li>

<li id="cite_note-7"><a href="#cite_ref-7">↑</a> 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, <a href="https://doi.org/10.1016/j.icarus.2013.07.023" class="extiw external" title="doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023">doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023</a> (arXiv-Preprint: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/pdf/1308.0446">PDF; 1,79 MB</a>).

</li>

<li id="cite_note-8"><a href="#cite_ref-8">↑</a> 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, <a href="https://doi.org/10.1088/0004-637X/741/2/68" class="extiw external" title="doi:10.1088/0004-637X/741/2/68">doi:10.1088/0004-637X/741/2/68</a> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf">PDF; 73,0 MB</a>).

</li>

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