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511 david

Davida ( designación de planeta menor : 511 Davida ) es un gran asteroide de tipo C en el cinturón de asteroides . Es uno de los asteroides más grandes ; aproximadamente empatado en el séptimo lugar, dentro de las incertidumbres de medición, y el quinto o sexto más masivo. Fue descubierta por RS Dugan en 1903. Davida lleva el nombre de David Peck Todd , profesor de astronomía en Amherst College .

Características físicas

Asteroide 511 Davida (abajo a la izquierda con magnitud 12,5) cerca de la galaxia NGC 5792
Modelo 3D de Davida basado en modelado de curvas de luz.
Secuencia de imágenes del telescopio Keck de Davida que muestra su rotación

Davida tiene aproximadamente entre 270 y 310 km de diámetro y comprende aproximadamente el 1,5% de la masa total del cinturón de asteroides. [9] [10] [d] Es un asteroide de tipo C , lo que significa que es de color oscuro con una composición de condritas carbonosas .

De 2002 a 2007, los astrónomos del Observatorio Keck utilizaron el telescopio Keck II, equipado con óptica adaptativa , para fotografiar a Davida. El asteroide no es un planeta enano : hay al menos dos promontorios y al menos una faceta plana con desviaciones de 15 kilómetros respecto de un elipsoide de mejor ajuste . La faceta es presumiblemente un cráter de escala global de 150 kilómetros como los vistos en 253 Mathilde . Conrado y cols. (2007) muestran que cráteres de este tamaño "se pueden esperar a partir de la distribución del tamaño del impactador, sin probabilidad de una alteración catastrófica de Davida".

Masa

En 2001, Michalak estimó que Davida tenía una masa de(6,64 ± 0,56) × 10 19  kg . [11] [e] En 2007, Baer y Chesley estimaron que Davida tenía una masa de(5,9 ± 0,6) × 10 19  kg . [12] A partir de 2010 , Baer sugiere que Davida tiene una masa de(3,84 ± 0,20) × 10 19  kg . [9] Esta estimación más reciente de Baer indica que Davida está aproximadamente empatado con 704 Interamnia como el quinto asteroide más masivo, aunque las barras de error de Interamnia son grandes. [9]

Ocultaciones

Se han observado 9 eventos de ocultación desde 1987, muchos de los cuales produjeron dos o tres acordes . [13] Aquí se muestran dos ejemplos.

Ocultaciones de 511 Davida: Izquierda : Ocultación de doble cuerda de TYC 5597-01223 el 5 de agosto de 2016, observada por dos astrónomos aficionados en el este de Australia. Ambos observadores notaron eventos escalonados, detectando así que la estrella tiene dos componentes. Derecha : Ocultación de triple cuerda de TYC 1964-00787, observada el 6 de febrero de 2009 por tres astrónomos en el este de Estados Unidos.
511 Davida ocultó TYC 5597-01223 el 5 de agosto de 2016. Dos observadores registraron el evento y ambos observaron eventos escalonados. Aquí se muestra la grabación paso a paso de Dave Herald.

Notas

  1. ^ Las medidas del eje corto son menos precisas que las otras dos, pero también implican una discrepancia entre el ajuste de las imágenes convolucionadas y desconvolucionadas (241 ± 40 km ), y encajando los bordes (191 ± 114 kilómetros ).
  2. ^ Aplanamiento derivado de la relación de aspecto máxima (c/a): , donde (c/a) =0,70 ± 0,06 . [7]
  3. ^ (18,96 ± 0,99) × 10 −12 METRO ☉
  4. ^ "Masa Baer de 511 Davida" 0,220 / "Masa de Mbelt" 15 = 0,0146
  5. ^ (3,34 ± 0,28) × 10 −11  masas solares , según Michalak (2001), modelo dinámico extendido.

Referencias

  1. ^ John Daintith y William Gould, eds. (2006) Diccionario de astronomía de hechos registrados . 5ta edición. Publicación de bases de datos.
  2. ^ "Asteroide 511 Davida - Familias de asteroides Nesvorny HCM V3.0". Hurón de datos de cuerpos pequeños . Consultado el 24 de octubre de 2019 .
  3. ^ "Davidiano". Diccionario Merriam-Webster.com .
  4. ^ Datos de abc JPL Consultado el 29 de septiembre de 2021.
  5. ^ abc James Baer, ​​Steven Chesley y Robert Matson (2011) "Masas astrométricas de 26 asteroides y observaciones sobre la porosidad de los asteroides". The Astronomical Journal , Volumen 141, Número 5
  6. ^ Conrad (2007), citado en Baer et al. (2011). [5]
  7. ^ abcd P. Vernazza y col. (2021) Estudio de imágenes VLT/SPHERE de los asteroides más grandes del cinturón principal: resultados finales y síntesis. Astronomía y Astrofísica 54, A56
  8. ^ "Planetas menores brillantes 2003". Centro Planeta Menor . Consultado el 21 de mayo de 2008 .[ enlace muerto permanente ]
  9. ^ abc Baer, ​​James (2010). "Determinaciones recientes de la masa de asteroides". Sitio web personal. Archivado desde el original el 2 de julio de 2013 . Consultado el 13 de febrero de 2011 .
  10. ^ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Investigación del Sistema Solar . 39 (3): 176. Código bibliográfico : 2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. Archivado desde el original ( PDF ) el 31 de octubre de 2008.
  11. ^ Michalak, G. (2001). "Determinación de las masas de los asteroides (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Tisbe, (444) Gyptis, (511) Davida y (704) Interamnia". Astronomía y Astrofísica . 374 : 703–711. Código Bib : 2001A y A...374..703M. doi : 10.1051/0004-6361:20010731 . Archivado desde el original el 4 de diciembre de 2012 . Consultado el 4 de noviembre de 2008 .
  12. ^ Baer, ​​James; Steven R. Chesley (2007). "Masas astrométricas de 21 asteroides y efemérides de asteroides integradas". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 100 (2008). Springer Science+Business Media BV 2007: 27–42. Código Bib : 2008CeMDA.100...27B. doi : 10.1007/s10569-007-9103-8 . (2,98 ± 0,30 ) × 10 −11 masas solares
  13. ^ "Subnodo de polvo/asteroide PDS". sbn.psi.edu . Archivado desde el original el 25 de abril de 2018 . Consultado el 27 de abril de 2018 .

enlaces externos

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