(51) Nemausa

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Asteroid
(51) Nemausa
Berechnetes 3D-Modell von (51) Nemausa
Berechnetes 3D-Modell von (51) Nemausa
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,366 AE
Exzentrizität 0,066
Perihel – Aphel 2,210 AE – 2,523 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,0°
Länge des aufsteigenden Knotens 175,9°
Argument der Periapsis 1,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 13. August 2025
Siderische Umlaufperiode 3 a 234 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,34 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 138,2 ± 1,0 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,10
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 7 h 47 min
Absolute Helligkeit 7,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CU
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Joseph Jean Pierre Laurent
Datum der Entdeckung 22. Januar 1858
Andere Bezeichnung 1858 BA, 1949 HC1, 1954 QX
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(51) Nemausa ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 22. Januar 1858 vom französischen Amateurastronomen Joseph Jean Pierre Laurent an der Privatsternwarte von Jean Elias Benjamin Valz in Nîmes, Frankreich, unter Verwendung dessen neuer Sternkarte entdeckt wurde. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Der Asteroid wurde benannt „zur Erinnerung und zu Ehren der Stadt und der Quelle des Gottes Nemausus“. Nemausus war auch der antike Name von Nîmes. Die Benennung erfolgte durch Valz nach Genehmigung durch den Entdecker.[1]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi von 1972 und am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (51) Nemausa erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 146 und 171 km bzw. 0,05 und 0,04 bestimmt.[2][3] Durch die Auswertung von zwei Beobachtungen einer Bedeckung des Sterns SAO 144417 durch (51) Nemausa am 17. August 1979 in Tadschikistan und Kasachstan wurde ein elliptischer Querschnitt des Asteroiden mit einem mittleren Durchmesser von 153 ± 7 km gefunden.[4] Bei einer weiteren Sternbedeckung durch den Asteroiden, nämlich von 14 Piscium am 11. September 1983, konnte aus mehreren Beobachtungen im Südosten der Vereinigten Staaten ein elliptischer Querschnitt mit einem effektiven Durchmesser von 151,6 ± 6 km abgeleitet werden.[5] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (51) Nemausa, für die damals Werte von 147,9 km bzw. 0,09 erhalten wurden.[6] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 142,6 km bzw. 0,10.[7] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 146,1 km bzw. 0,08 korrigiert worden waren,[8] wurden sie 2014 auf 138,2 km bzw. 0,10 geändert.[9] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 122,3 oder 131,7 km bzw. 0,08 oder 0,09, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[10] Aus einer Auswertung von 20 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 144,3 ± 5,5 km bestimmt werden.[11]

Berechnetes 3D-Modell von (51) Nemausa

Nach einer photometrischen Beobachtung in China, aus der in einer Untersuchung von 1963 eine Rotationsperiode von 7,785 h abgeleitet worden war, erfolgten weitere Beobachtungen des Asteroiden am 17. und 25. September 1968 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika. Die gemessenen Lichtkurven stimmten mit einer solchen Periode überein,[12] deren Genauigkeit auch durch eine weitere Beobachtung vom 19. März bis 5. April 1982 am La-Silla-Observatorium in Chile mit einem Wert von 7,7845 h bestätigt werden konnte.[13] Auch Messungen vom 8. Dezember 1980 und 10. September 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien[14] sowie am 20. Januar 1985 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona passten zu der Periode von 7,785 h.[15]

Vom 11. bis 14. September 1983[16] und vom 25. März bis 2. April 1989 wurden noch weitere Lichtkurven am La-Silla-Observatorium aufgezeichnet.[17] Photometrische Beobachtungen während 5 Nächten im Zeitraum März 1989 bis Oktober 1990 am Astrophysikalischen Observatorium Abastumani in Georgien, am Charkiw-Observatorium in der Ukraine und am Maidanak-Observatorium in Usbekistan führten zu einer Rotationsperiode von 7,78296 h und in Verbindung mit archivierten Daten wurde eine Lösung für die Position der Rotationsachse mit einer retrograden Rotation bestimmt.[18][19] Weitere Messungen vom 18. und 19. Dezember 1991 am La-Silla-Observatorium passten wieder zu der bereits bekannten Periode.[20]

Eine Auswertung aller vorliegenden Beobachtungsdaten ergab in einer Untersuchung von 1991 eine Rotationsperiode von 7,7829 h, auch eine ungefähre Bestimmung der Lage der Rotationspols wurde versucht.[21] Eine weitere Untersuchung von 1992 konnte dann eine verbesserte Position der Rotationsachse mit einer retrograden Rotation und einer Periode von 7,78294 h liefern.[22] Weitere Beobachtungen vom 6. bis 14. September 1990, vom 26. November bis 1. Dezember 1992 sowie vom 25. bis 27. September 1994, alle am La-Silla-Observatorium, bestätigten exakt diesen Wert für die Rotationsperiode.[23][24][25]

Photometrische Messungen vom 4. September bis 7. November 1994 am Charkiw-Observatorium und am Krim-Observatorium in Simejis führten in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 7,7836 h.[26] Auch bei Messungen vom 26. Juli bis 5. August 1997 am Observatorio de Sierra Nevada in Spanien wurden weitere Lichtkurven aufgezeichnet. Aus den Messungen wurden zwei alternative Rotationsachsen für retrograde Rotation mit einer Periode von 7,78484 h und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt.[27]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (51) Nemausa aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 2,48·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 149 km zu einer Dichte von 1,43 g/cm³ führte bei einer Porosität von 36 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±35 %.[28] Eine weitere Untersuchung von 2017 bestimmte die Masse von (51) Nemausa mit zwei Methoden zu etwa 4,12 bis 4,79·1018 kg.[29]

Aufnahme von (51) Nemausa durch das Very Large Telescope (VLT) am 6. Februar 2018

Die Auswertung von 60 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells für den Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 7,78484 h.[30] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom September und Dezember 2002 und vom Juli 2004 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde aus den bisherigen Alternativen eine eindeutige und verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 7,78484 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 144 ± 3 km abgeleitet.[31] Neue photometrische Beobachtungen von (51) Nemausa erfolgten noch einmal vom 23. Oktober bis 14. November 2019 mit den ferngesteuerten Teleskopen TRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko und TRAPPIST-South am La-Silla-Observatorium. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 7,7843 h abgeleitet.[32]

Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (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 adaptiven Optikinstrument SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (51) Nemausa. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[33]

  • Mittlerer Durchmesser 150 ± 3 km
  • Abmessungen in drei Achsen 167 × 158 × 128 km
  • Masse 3,9·1018 kg
  • Dichte 2,2 g/cm³
  • Albedo 0,09
  • Rotationsperiode 7,78484 h
  • Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ B. Valz: Entdeckung eines Planeten. Schreiben des Herrn Valz an den Herausgeber. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 47, Nr. 1126, 1858, Sp. 349–350 (französisch).
  2. ↑ D. P. Cruikshank, D. Morrison: Radii and albedos of asteroids 1, 2, 3, 4, 6, 15, 51, 433, and 511. In: Icarus. Band 20, Nr. 4, 1973, S. 477–481 doi:10.1016/0019-1035(73)90020-1.
  3. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  4. ↑ L. K. Kristensen: The Size of 51 Nemausa. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 44, Nr. 3, 1981, S. 375–377, doi:1981A&AS...44..375K (PDF; 393 kB).
  5. ↑ E. W. Dunham, R. L. Baron, S. Conner, D. W. Dunham, J. B. Dunham, G. Schneider, H. L. Cohen, V. T. Helms III, M. Croom, J. Safko: Results from the occultation of 14 Piscium by (51) Nemausa. In: The Astronomical Journal. Band 89, Nr. 11, 1984, S. 1755–1758, doi:10.1086/113684 (PDF; 393 kB).
  6. ↑ 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 (PDF; 398 kB).
  7. ↑ 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 (PDF; 73,0 MB).
  8. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8 (PDF; 3,27 MB).
  9. ↑ 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 (PDF; 1,10 MB).
  10. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  11. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 2,74 MB).
  12. ↑ W. Wamsteker, R. E. Sather: Minor planets and related objects. XVII. Five-color photometry of four asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 79, Nr. 12, 1974, S. 1465–1470, doi:10.1086/111702 (PDF; 422 kB).
  13. ↑ P. Gammelgaard, L. K. Kristensen: Fine Structure Lightcurve of (51) Nemausa. In: The Messenger. Band 32, 1983, S. 29–30, (PDF; 1,17 MB).
  14. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2.
  15. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  16. ↑ L. K. Kristensen, P. Gammelgaard: Photometric reductions and the lightcurve of (51) Nemausa. In: Astronomische Nachrichten. Band 306, Nr. 4, 1985, S. 241–249, doi:10.1002/asna.2113060415.
  17. ↑ P. Gammelgaard, L. K. Kristensen: The 1989 lightcurve of (51) Nemausa. In: Astronomy & Astrophysics. Band 244, Nr. 2, 1991, S. 544–552, bibcode:1991A&A...244..544G (PDF; 185 kB).
  18. ↑ A. N. Dovgopol, L. R. Lisina: Light-curves of asteroid 51 Nemausa during its 1989 apparition. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 8, Nr. 2, 1992, S. 36–39, bibcode:1992KPCB....8b..30D (PDF; 404 kB, russisch)
  19. ↑ I. N. Belskaya, A. N. Dovgopol: Asteroids with Unusual Lightcurves: 14 Irene and 51 Nemausa. In: A. W. Harris, E. Bowell (Hrsg.): Asteroids, Comets, Meteors 1991. Lunar and Planetary Institute, Houston 1992, S. 45–48, bibcode:1992acm..proc...45B (PDF; 245 kB).
  20. ↑ H. J. Schober, A. Erikson, G. Hahn, C.-I. Lagerkvist, R. Albrecht, W. Ornig, A. Schroll. M. Stadler: Physical studies of asteroids. XXVIII. Lightcurves and photoelectric photometry of asteroids 2, 14, 51, 105, 181, 238, 258, 369, 377, 416, 487, 626, 679, 1048 and 2183. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 105, 1994, S. 281–300, bibcode:1994A&AS..105..281S (PDF; 381 kB).
  21. ↑ L. K. Kristensen: The rotation of (51) Nemausa. In: Astronomische Nachrichten. Band 312, Nr. 3, 1991, S. 209–220, doi:10.1002/asna.2113120310.
  22. ↑ L. K. Kristensen: The pole of (51) Nemausa. In: Astronomische Nachrichten. Band 314, Nr. 5, 1993, S. 381–390, doi:10.1002/asna.2113140506 (PDF; 206 kB).
  23. ↑ L. K. Kristensen, P. Gammelgaard: Variable phase factors during the rotation of asteroid 51 Nemausa. In: Astronomy & Astrophysics. Band 272, 1993, S. 345–354, bibcode:1993A&A...272..345K (PDF; 185 kB).
  24. ↑ L. K. Kristensen, P. Gammelgaard: The opposition effect of 51 Nemausa. In: Astronomy & Astrophysics. Band 322, 1997, S. 679–686, bibcode:1997A&A...322..679K (PDF; 177 kB).
  25. ↑ P. Gammelgaard: (51) Nemausa observed at near zero phase angle. In: Planetary and Space Science. Band 46, Nr. 8, 1998, S. 893–898, doi:10.1016/S0032-0633(98)00020-8.
  26. ↑ V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: Photometry of asteroids: Lightcurves of 24 asteroids obtained in 1993–2005. In: Planetary and Space Science. Band 55, Nr. 7–8, 2007, S. 986–997, doi:10.1016/j.pss.2007.01.001.
  27. ↑ M. J. López-González, E. Rodríguez: Lightcurves and poles of seven asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 53, Nr. 11, 2005, S. 1147–1165, doi:10.1016/j.pss.2005.04.010.
  28. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
  29. ↑ J. Baer, S. R. Chesley: Simultaneous Mass Determination for Gravitationally Coupled Asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 154, Nr. 2, 2017, S. 1–11, doi:10.3847/1538-3881/aa7de8 (PDF; 1,63 MB).
  30. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  31. ↑ J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 MB).
  32. ↑ M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, bibcode:2022MPBu...49..307F (PDF; 1,36 MB).
  33. ↑ P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).
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