Loading article…
,_deconvolved.pdf/page1-1280px-511_Davida_VLT_(2021),_deconvolved.pdf.jpg) | |
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | RSデュガン |
| 発見日 | 1903年5月30日 |
| 指定 | |
指定 | （511）ダビダ |
| 発音 | / d ə ˈ v iː d ə / , [1]ラテン語Dāvīda |
名前の由来 | デビッド・ペック・トッド |
| 1903年 | |
| メインベルト ・ (アウター) メリボエア [2] | |
| 形容詞 | ダビディアン/ d ə ˈ v ɪ d i ə n / [3] |
| 軌道特性[4] | |
| 2021年7月1日（ JD 2459396.5、太陽中心） | |
| 遠日点 | 3.759 AU |
| 近日点 | 2.569 AU |
| 3.163 AU | |
| 偏心 | 0.188 |
| 5.626年（2055日） | |
| 113° | |
| 傾斜 | 15.94° |
| 107.6° | |
| 337.2° | |
| 身体的特徴 | |
| 寸法 | (357 ± 2) × (294 ± 2) × (231 ± 50) km [6] [a] |
| 298 ± 4km [7] | |
| 平坦化 | 0.30 [バ] |
| 質量 | （26.6 ± 7.3） ×1018kg [ 7 ] （38 ± 2）× 1018kg [c] [ 5] |
平均密度 | 1.92 ± 0.53 g/cm3 [ 7] 2.97 ± 1.30 g/cm3 [ 5] |
| 0.2137日（5.130時間） | |
| アルベド | 0.076 ± 0.007幾何学的（0.717 ± 0.013 BV、0.363 ± 0.020）[4] |
| 温度 | 約160K |
スペクトル型 | Ｃ |
| 9.50 [8]から 12.98 | |
| 6.43 [4] | |
511 ダビダは小惑星帯にある大型の C 型小惑星です。これは最大級の小惑星の 1 つで、測定の不確かさの範囲内でおよそ 7 位タイ、質量は 5 番目または 6 番目です。1903 年にRS デュガンによって発見されました。ダビダは、アマースト大学の天文学教授であるデイビッド ペック トッドにちなんで名付けられました。
身体的特徴
ダビダの直径はおよそ270～310kmで、小惑星帯の全質量の約1.5%を占めると推定されている。[9] [10] [d] C型小惑星であり、炭素質コンドライトで構成され、色が暗い。
2002年から2007年にかけて、ケック天文台の天文学者たちは、補償光学装置を備えたケック II 望遠鏡を使用して、ダビダの写真を撮影した。この小惑星は準惑星ではない。少なくとも 2 つの岬と、最もよく適合する楕円体から 15 km ずれた少なくとも 1 つの平坦な面がある。この面は、 253 マチルダに見られるような、直径 150 km の地球規模のクレーターであると考えられる。コンラッドら (2007) は、この大きさのクレーターは「衝突体のサイズ分布から予測できるもので、ダビダに壊滅的な破壊をもたらす可能性はない」としている。
質量
2001年、ミハラクはダビダの体重を(6.64 ± 0.56) × 10 19 kg。[11] [e] 2007年に、BaerとChesleyはDavidaの質量を(5.9 ± 0.6) × 10 19 kg。[12] 2010年現在[アップデート]、バエルはダビダの質量は(3.84 ± 0.20) × 10 19 kg。[9]ベーアによるこの最新の推定によると、ダビダは704 インターラムニアとほぼ同質量で5番目に大きい小惑星であるが、インターラムニアの誤差範囲は大きい。[9]
掩蔽
1987年以来、9回の掩蔽現象が観測されており、その多くは2つまたは3つの和音を生み出した。[13]ここでは2つの例を示している。
511 Davida による掩蔽:左: 2016 年 8 月 5 日にオーストラリア東部で 2 人の天文学者によって観測された TYC 5597-01223 の二重弦掩蔽。両方の観測者がステップ イベントに気づき、それによってこの星が 2 つの構成要素を持つことを検出しました。右: 2009 年 2 月 6 日に米国東部で 3 人の天文学者によって観測された TYC 1964-00787 の三重弦掩蔽。
.jpg/500px-511Davida_20160805_(SteppedOccultationLightCurve).jpg)
注記
- ^ 短軸の測定は他の2つよりも精度が低いが、畳み込み画像と逆畳み込み画像のフィッティングにも矛盾が生じる（241 ± 40 km）、エッジをフィッティング（191 ± 114km）。
- ^ 最大アスペクト比 (c/a) から導かれる平坦化: 、ここで (c/a) =0.70 ± 0.06 . [7]
- ^ (18.96 ± 0.99) × 10 −12 M ☉
- ^ 「511 Davida の Baer 質量」 0.220 / 「Mbelt の質量」 15 = 0.0146
- ^ (3.34 ± 0.28) × 10 −11 太陽質量、Michalak (2001)の拡張動力学モデルによる。
参考文献
- ^ John Daintith および William Gould 編 (2006) The Facts On File Dictionary of Astronomy。第 5 版。Infobase Publishing。
- ^ 「小惑星511 Davida – Nesvorny HCM 小惑星ファミリー V3.0」。Small Bodies Data Ferret 。2019年10月24日閲覧。
- ^ 「Davidian」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。
- ^ abc JPLデータ 2021-09-29取得
- ^ abc ジェームズ・ベア、スティーブン・チェスリー、ロバート・マトソン (2011)「26 個の小惑星の天体測定質量と小惑星の多孔度の観測」天文学ジャーナル、第 141 巻、第 5 号
- ^ Conrad (2007)、Baer et al. (2011) に引用。[5]
- ^ abcd P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHEREによるメインベルト最大の小惑星の画像調査：最終結果と統合。天文学と天体物理学54、A56
- ^ 「Bright Minor Planets 2003」小惑星センター2008年5月21日閲覧。 [永久リンク切れ ]
- ^ abc Baer, James (2010). 「最近の小惑星質量測定」. 個人ウェブサイト. 2013年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年2月13日閲覧。
- ^ Pitjeva, EV (2005). 「惑星の高精度エフェメリス - EPM といくつかの天文定数の決定」(PDF) .太陽系研究. 39 (3): 176. Bibcode :2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. 2008年10月31日時点のオリジナル( PDF )からアーカイブ。
- ^ Michalak, G. (2001). 「小惑星質量の決定 (6) ヘーベ、(10) ヒュギエア、(15) エウノミア、(52) エウロパ、(88) ティスベ、(444) ギュプティス、(511) ダビダ、(704) インターアムニア」.天文学と天体物理学. 374 : 703–711. Bibcode :2001A&A...374..703M. doi : 10.1051/0004-6361:20010731 . 2012年12月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年11月4日閲覧。
- ^ Baer, James; Steven R. Chesley (2007). 「21 個の小惑星の天体測定質量と統合小惑星暦」.天体力学と動的天文学. 100 (2008). Springer Science+Business Media BV 2007: 27–42. Bibcode :2008CeMDA.100...27B. doi : 10.1007/s10569-007-9103-8 .
(
2.98 ± 0.30 ) × 10 −11 太陽質量
- ^ 「PDS 小惑星/ダストサブノード」sbn.psi.edu。 2018年4月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年4月27日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、511 Davida に関連するメディアがあります。
- 小惑星掩蔽、IOTA – 国際掩蔽タイミング協会 (2011)
- ダビダのタイムラプス写真
- ケック研究所のアル・コンラッドの研究ページ
- AstDyS-2の 511 Davida 、小惑星 - 動的サイト
- エフェメリス ·観測予測 ·軌道情報 ·固有要素 ·観測情報
- JPL 小天体データベースの 511 Davida