(52) Europa

Asteroid
(52) Europa
Berechnetes 3D-Modell von (52) Europa
Berechnetes 3D-Modell von (52) Europa
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,092 AE
Exzentrizität 0,112
Perihel – Aphel 2,747 AE – 3,437 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 7,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 128,6°
Argument der Periapsis 343,0°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 10. August 2026
Siderische Umlaufperiode 5 a 160 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,89 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 303,9 ± 3,5 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 38 min
Absolute Helligkeit 6,7 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CF
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		C
Geschichte
Entdecker H. M. S. Goldschmidt
Datum der Entdeckung 4. Februar 1858
Andere Bezeichnung 1858 CA, 1948 LA
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.

(52) Europa ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 4. Februar 1858 vom deutsch-französischen Astronomen Hermann Mayer Salomon Goldschmidt in Paris entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Europa, der Tochter von Agenor, König der Phönizier, und Schwester von Kadmos. Sie wurde auf dem Rücken eines Stiers, dessen Gestalt Zeus angenommen hatte, der in sie verliebt war, über das Wasser nach Kreta getragen. Europa wurde die Mutter von Minos, Sarpedon und Rhadamanthys. Die Benennung erfolgte durch Jean-Baptiste Philibert Vaillant, den Marschall von Frankreich. Der Name Europa wurde auch dem zweiten Satelliten des Jupiter gegeben, der 1610 von Galileo Galilei entdeckt worden war.

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile im Jahr 1974 sowie am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona im September 1975 wurden für (52) Europa erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 337 oder 276 km und 0,03 und 0,04 bestimmt.[1][2] Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (52) Europa, für die damals Werte von 302,5 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[3] Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 7. Dezember 2003 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 277 ± 25 km abgeleitet werden.[4] 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 334,6 km bzw. 0,05.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2012 auf 303,9 km bzw. 0,06 korrigiert.[6] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 303,1 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[7] Aus einer Auswertung von 13 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 314,4 ± 7,5 km bestimmt werden.[8]

Spektroskopische Beobachtungen von (52) Europa erfolgten am 16. November 1997 mit dem Photopolarimeter ISOPHOT des Weltraumteleskops Infrared Space Observatory (ISO). Das Spektrum entsprach dem von kohligen Chondriten, die Oberfläche des Asteroiden besteht wahrscheinlich aus einer Mischung von Pyroxenen und Olivinen.[9]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals vom 18. November bis 12. Dezember 1976 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Aus der in fünf Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 11,2582 h abgeleitet.[10] Vom 25. Januar bis 18. Februar 1983 wurden am gleichen Ort weitere Daten aufgezeichnet, um die Rotationsachse bestimmen zu können. Bei der Auswertung der in vier Nächten registrierten Lichtkurve wurde jedoch überraschenderweise genau die halbe Periode wie zuvor, nämlich 5,631 h gefunden. Ohne die Frage der korrekten Periode abschließend klären zu können, wurde vermutet, dass viele der zur damaligen Zeit bekannten Rotationsperioden von Asteroiden zweifelhaft sein könnten.[11]

Berechnetes 3D-Modell von (52) Europa

Neue Beobachtungen von (52) Europa erfolgten am 25. und 27. April 1984 am Observatoire de Haute-Provence in Frankreich. Die gemessene Lichtkurve bestätigte völlig die kürzere Periode. Aus den Daten der Jahre 1976, 1983 und 1984 konnten in einer Untersuchung von 1986 auch zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse und das Achsenverhältnis eines zweiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet werden.[12] Auch eine Untersuchung von 1993 konnte aus den gleichen Daten eine Lösung für die Position der Rotationsachse mit prograder Rotation bestimmen. Das gefundene Achsenverhältnis für die dritte Ellipsoid-Dimension erreichte jedoch ein unrealistischen Wert. Die Periode schien einen Wert von 5,6397 h anzunehmen, es wurden aber weitere Beobachtungen zu deren Absicherung als notwendig angesehen.[13]

Aus den archivierten Lichtkurven in Verbindung mit neuen Messungen am 19. August und 3. September 1986 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien wurden in einer Untersuchung von 1995 wieder zwei alternative Positionen für die Rotationsachse, allerdings mit retrograder Rotation, und eine Periode von 5,6316 h bestimmt. Auch die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells des Asteroiden wurden abgeleitet.[14] Weitere photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten am 23. Oktober und 2. November 1992 sowie 8. und 9. Februar 1994 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine. Aus allen verfügbaren Lichtkurven wurden dann 1995 wieder sehr ähnliche Positionen für die Rotationsachse und die Achsenverhältnisse wie in Italien abgeleitet. Die Rotationsperiode wurde zu 5,6328 h berechnet.[15] Auch am Observatorio de Sierra Nevada in Spanien wurde nach neuen Beobachtungen vom 8. September bis 7. Oktober 1997 eine Rotationsperiode von 5,6301 h bestimmt. In Verbindung mit den Beobachtungsdaten von 1976 bis 1994 wurden zwei alternative Positionen für die Rotationsachse, jetzt wieder mit prograder Rotation, und Achsenverhältnisse berechnet.[16]

Aus 16 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1976 bis 1994 wurde in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell für den Asteroiden berechnet. Aus praktischen Überlegungen wurde dabei eine von zwei alternativen Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 5,6316 h bevorzugt.[17] An verschiedenen Observatorien, wie den Observatorien Ostrowik und Borówiec in Polen, dem Nationalen Astronomischen Observatorium Roschen in Bulgarien, dem Observatorium Szeged in Ungarn und dem Observatoire de l’Anjou in Frankreich, wurde (52) Europa im Zeitraum Mai 1995 bis April 2000 photometrisch beobachtet. In Verbindung mit den Daten der Jahre 1976 bis 2000 konnte in einer Untersuchung von 2004 zunächst die Rotationsperiode mit einem Wert von 5,631 h bestätigt werden. Außerdem wurden mit zwei verschiedenen Methoden jeweils zwei (ähnliche) alternative Positionen für die Rotationsachse mit einer prograden Rotation sowie dreidimensionale Gestaltmodelle mit etwas voneinander abweichenden Achsenverhältnissen bestimmt.[18] Die bei der im Dezember 2003 erfolgten Beobachtung des Asteroiden mit dem Keck-II-Teleskop (siehe oben) festgestellte Kontur passte sehr gut zu einem dieser 3D-Modelle für eine bestimmte Rotationsachse.[19] Durch die Auswertung von 10 Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 26. April 1983 sowie 12 Beobachtungen einer weiteren Sternbedeckung am 3. Dezember 2005 konnte in einer Untersuchung von 2011 ebenfalls das Modell und diese Rotationsachse bestätigt werden. Es wurde dafür ein mittlerer Durchmesser von 293 ± 30 km bestimmt.[20]

Die Auswertung naher Begegnungen zwischen (52) Europa und drei kleineren Asteroiden in den Jahren 1945, 1966 und 1971 hatten in einer Untersuchung von 2001 zu einer Abschätzung für die Masse von (52) Europa von etwa 51,9·1018 kg geführt. Eine etwas entferntere Begegnung mit (84) Klio in 1994 zeigte aber ein weit davon abweichendes Ergebnis.[21] Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (52) Europa aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben dann in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 23,8·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 310 km zu einer Dichte von 1,52 g/cm³ führte bei einer Porosität von 32 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±26 %.[22] Eine weitere Untersuchung von 2017 bestimmte die Masse von (52) Europa mit zwei Methoden zu etwa 28,8 bis 30,4·1018 kg.[23]

Aufnahme von (52) Europa durch das Very Large Telescope (VLT) am 8. Juli 2018

Am 20. Januar 2005 war wieder eine umfangreiche Serie von Aufnahmen des Asteroiden mit dem Keck-II-Teleskop erstellt worden. Da die Aufnahmen eine ganze Rotation von (52) Europa erfassten, konnten in einer Untersuchung von 2013 daraus die Abmessungen seiner drei Ellipsoid-Achsen und die Ausrichtung der Rotationsachse ermittelt werden. Aus einer Kombination mit Keck-II-Aufnahmen von 2003 (siehe oben) und vom 28. Mai 2007 wurden Abmessungen in drei Achsen von 379 × 330 × 249 km, entsprechend einem volumen-äquivalenten Durchmesser von 315 ± 7 km, und der Pol mit prograder Rotation abgeleitet. Obwohl die Bilder bereits eine gute Übereinstimung mit dem Gestaltmodell von 2004 zeigten, wurde mit einem neuen Algorithmus wieder ein dreidimensionales Gestaltmodell errechnet, in das zusätzlich die Daten von Sternbedeckungen und archivierte Lichtkurven eingearbeitet wurden. Abweichungen von der Ellisoidgestalt, wie flache Facetten, scheinen auf (52) Europa weniger deutlich ausgeprägt zu sein als auf anderen Asteroiden des C-Typs, wie z. B. bei (253) Mathilde und (511) Davida, was auf nur wenige gigantische Einschläge während ihrer Existenz hindeutet.[24]

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 erneut ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen, photographischen und sternbedeckungsbasierten Daten in Verbindung mit zahlreichen hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Dezember 2003 bis Mai 2007 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde eine verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 5,629962 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 312 ± 6 km abgeleitet.[25] Neue photometrische Beobachtungen von (52) Europa erfolgten dann noch einmal am 26. August 2019 mit dem ferngesteuerten Teleskop TRAPPIST-South am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 5,58 h abgeleitet.[26]

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 (52) Europa. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[27]

  • Mittlerer Durchmesser 319 ± 4 km
  • Abmessungen in drei Achsen 378 × 336 × 255 km
  • Masse 23,9·1018 kg
  • Dichte 1,41 g/cm³
  • Albedo 0,05
  • Rotationsperiode 5,629954 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Die Massenbestimmung aus der gravitativen Beeinflussung von Testkörpern konnte durch die Einbeziehung der Daten von Gaia DR2 zuätzlich zu denen erdgebundener Beobachtungen in einer Untersuchung von 2022 deutlich verbessert werden. Es ergab sich damit für (52) Europa eine Masse von 29,6·1018 kg. Für die Dichte wurden 1,87 g/cm³ abgeleitet bei einer Porosität von 17 %.[28] Neue Auswertungen von Gaia DR3-Daten ergaben in einer Untersuchung von 2023 Werte für die Masse und die Dichte von 27,6·1018 kg bzw. 1,62 g/cm³.[29]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ D. Morrison: Radiometric diameters of 84 asteroids from observations in 1974–1976. In: The Astrophysical Journal. Band 214, 1977, S. 667–677 doi:10.1086/155293 (PDF; 1,18 MB).
  2. ↑ D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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).
  9. ↑ E. Dotto, T. G. Müller, M. A. Barucci, Th. Encrenaz, R. F. Knacke, E. Lellouch, A. Doressoundiram, J. Crovisier, J. R. Brucato, L. Colangeli, V. Mennella: ISO results on bright Main Belt asteroids: PHT-S observations. In: Astronomy & Astrophysics. Band 358, 2000, S. 1133–1141, bibcode:2000A&A...358.1133D (PDF; 311 kB).
  10. ↑ F. Scaltriti, V. Zappalà: Rotation period of the asteroid 52 Europa. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 30, 1977, S. 169–174, bibcode:1977A&AS...30..169S (PDF; 300 kB).
  11. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino, S. Cacciatori: On the ambiguity of rotational periods of asteroids: The peculiar case of 52 Europa. In: Icarus. Band 56, Nr. 2, 1983, S. 319–324, doi:10.1016/0019-1035(83)90041-6.
  12. ↑ M. A. Barucci, D. Bockelée-Morvan, A. Brahic, S. Clairemidi, J. Lecacheux, F. Roques: Asteroid spin axes: Two additional pole determinations and theoretical implications. In: Astronomy & Astrophysics. Band 163, 1986, S. 261–268, bibcode:1986A&A...163..261B (PDF; 205 kB).
  13. ↑ T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).
  14. ↑ E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M.A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158.
  15. ↑ T. Michałowski, F. P. Velichko, M. Di Martino, Yu. N. Krugly, V. G. Kalashnikov, V. G. Shevchenko, P. V. Birch, W. D. Sears, P. Denchev, T. Kwiatkowski: Models of Four Asteroids: 17 Thetis, 52 Europa, 532 Herculina, and 704 Interamnia. In: Icarus. Band 118, Nr. 2, 1995, S. 292–301, doi:10.1006/icar.1995.1192.
  16. ↑ M. J. López-González, E. Rodríguez: Strömgren photometry of 40 Harmonia, 45 Eugenia and 52 Europa. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 139, Nr. 3, 1999, S. 565–574, doi:10.1051/aas:1999409 (PDF; 1,34 MB).
  17. ↑ M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: Models of Twenty Asteroids from Photometric Data. In: Icarus. Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, doi:10.1006/icar.2002.6907 (PDF; 1,03 MB).
  18. ↑ T. Michałowski, T. Kwiatkowski, M. Kaasalainen, W. Pych, A. Kryszczyńska, P. A. Dybczyński, F. P. Velichko, A. Erikson, P. Denchev, S. Fauvaud, Gy. M. Szabó: Photometry and models of selected main belt asteroids. I. 52 Europa, 115 Thyra, and 382 Dodona. In: Astronomy & Astrophysics. Band 416, Nr. 1, 2004, S. 353–366, doi:10.1051/0004-6361:20031706 (PDF; 311 kB).
  19. ↑ F. Marchis, M. Kaasalainen, E. F. Y. Hom, J. Berthier, J. Enriquez, D. Hestroffer, D. Le Mignant, I. de Pater: Shape, size and multiplicity of main-belt asteroids I. Keck Adaptive Optics survey. In: Icarus. Band 185, Nr. 1, 2006, S. 39–63, doi:10.1016/j.icarus.2006.06.001.
  20. ↑ J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).
  21. ↑ G. Michalak: Determination of asteroid masses II. (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Thisbe, (444) Gyptis, (511) Davida and (704) Interamnia. In: Astronomy & Astrophysics. Band 374, Nr. 2, 2001, S. 703–711, doi:10.1051/0004-6361:20010731 (PDF; 134 kB).
  22. ↑ 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).
  23. ↑ 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).
  24. ↑ W. J. Merline, J. D. Drummond, B. Carry, A. Conrad, P. M. Tamblyn, C. Dumas, M. Kaasalainen, A. Erikson, S. Mottola, J. Ďurech, G. Rousseau, R. Behrend, G. B. Casalnuovo, B. Chinaglia, J. C. Christou, C. R. Chapman, C. Neyman: The Resolved Asteroid Program – Size, shape, and pole of (52) Europa. In: Icarus. Band 225, Nr. 1, 2013, S. 794–805, doi:10.1016/j.icarus.2013.01.010 (arXiv-Preprint: PDF; 656 kB).
  25. ↑ 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).
  26. ↑ 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).
  27. ↑ 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).
  28. ↑ L. Siltala, M. Granvik: Masses, bulk densities, and macroporosities of asteroids (15) Eunomia, (29) Amphitrite, (52) Europa, and (445) Edna based on Gaia astrometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 658, A65, 2022, S. 1–10, doi:10.1051/0004-6361/202141459 (PDF; 1,85 MB).
  29. ↑ F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): Dynamical Masses of 20 Asteroids Determined with Gaia DR3 Asteroid Observations. In: The Astronomical Journal. Band 166, Nr. 3, 2023, S. 1–9, doi:10.3847/1538-3881/ace52b (PDF; 595 kB).