(423) Диотима

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
(423) Диотима
423Diotima (Lightcurve Inversion).pngТрёхмерная модель астероида (423) Диотима
Открытие
ПервооткрывательОгюст Шарлуа
Место обнаруженияНицца
Дата обнаружения7 декабря 1896
ЭпонимДиотима
Альтернативные обозначения1896 DB; 1951 UV;
1975 LV
КатегорияГлавное 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 скорость16,998 км/с
Наклонение (i)11,231°
Долгота восходящего узла (Ω)69,503°
Аргумент перигелия (ω)202,431°
Средняя аномалия (M)264,927°
Физические характеристики
Диаметр208,77 км
Масса1,6·1019 кг[1][2]
Плотность2,000 г/см³
Ускорение свободного падения на поверхности0,0584 м/с²
2-я космическая скорость0,1104 км/с
Период вращения4,775 ч
Спектральный классC
Видимая звёздная величина11,93m (текущая)
Абсолютная звёздная величина7,24m
Альбедо0,0515
Средняя температура поверхности161 К (−112 °C)
Текущее расстояние от Солнца2,949 а.е.
Текущее расстояние от Земли2,092 а.е.
Wikidata-logo S.svg 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].

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. Michalak, G. (2001). «Determination of asteroid masses». Astronomy & Astrophysics 374: 703–711. DOI:10.1051/0004-6361:20010731. Bibcode2001A&A...374..703M. Проверено 2008-11-10.
  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. — 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” 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

Ссылки[править | править код]