(704) Interamnia

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Asteroid
(704) Interamnia
Aufnahme von (704) Interamnia mit dem Very Large Telescope (VLT) am 29. August 2017
Aufnahme von (704) Interamnia mit dem Very Large Telescope (VLT) am 29. August 2017
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Eigenschaften desOrbitsAnimation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
OrbittypÄußererHauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse3,056 AE
Exzentrizität0,155
Perihel – Aphel2,581 AE – 3,531 AE
Perihel – Aphel AE –  AE
Neigung der Bahnebene17,3°
Länge des aufsteigenden Knotens280,2°
Argument der Periapsis94,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs26. Februar 2023
Siderische Umlaufperiode5a 125d
Siderische Umlaufzeit{{{Umlaufdauer}}}
MittlereOrbital­geschwin­digkeitkm/s
MittlereOrbital­geschwin­digkeit16,94 km/s
Physikalische Eigenschaften
MittlererDurchmesser306,3 km ± 1,0 km
Abmessungen{{{Abmessungen}}}
MasseVorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo0,08
MittlereDichteg/cm³
Rotationsperiode8h 44min
Absolute Helligkeit6,3 mag
Spektralklasse{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nachTholen)		F
Spektralklasse
(nachSMASSII)		B
Geschichte
EntdeckerVincenzo Cerulli
Datum der Entdeckung2. Oktober 1910
Andere Bezeichnung1910 TC, 1952 MW
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vomJPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus derAstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch denHinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(704) Interamnia ist einAsteroid des äußerenHauptgürtels, der am 2. Oktober 1910 vom italienischen AstronomenVincenzo Cerulli an seiner Privatsternwarte inTeramo bei einerHelligkeit von 8,5 mag entdeckt wurde. (704) Interamnia ist der fünftgrößte Himmelskörper im Asteroidengürtel.

Der Asteroid wurde benannt mit dem antiken Namen der Stadt Teramo, in der der Entdecker geboren und dieser Asteroid entdeckt wurde. Cerulli hatte 1890 ein privates Observatorium erbaut mit einem 40-cm-Cooke-Teleskop, das er alsOsservatorio Astronomico di Collurania-Teramo der italienischen Nation überließ. Er studierte den Kleinplaneten(433) Eros bei seinerOpposition im Jahr 1900 ausführlich. Der Name Interamnia wurde manchmal fälschlicherweise als der alte Name vonTerni in Umbrien, Italien, interpretiert. Der antike Name von Terni ist jedoch Interamna.

Inhaltsverzeichnis

Wissenschaftliche Auswertung

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Mit Datenradiometrischer Beobachtungen imInfraroten amMauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom September 1974 und amCerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (704) Interamnia erstmals Werte für den Durchmesser und dieAlbedo von 335 und 347 km bzw. 0,03 und 0,04 bestimmt.[1][2]Radarastronomische Untersuchungen amArecibo-Observatorium vom 9. bis 19. Oktober 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 312 ± 33 km.[3] Aus Ergebnissen derIRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (704) Interamnia, für die damals Werte von 316,6 km bzw. 0,07 erhalten wurden.[4] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das ProjektNEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 312,0 km bzw. 0,08.[5] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 mit 306,3 oder 308,3 km bzw. 0,08 angegeben.[6] Thermophysikalische Modellierungen des Asteroiden, die auf neuen Beobachtungen am 18. Januar 2014 mit demSubaru-Teleskop am Mauna-Kea-Observatorium im mittleren Infrarot beruhen, aber auch archivierte Daten von IRAS, WISE/NEOWISE undAKARI miteinbezogen, ergaben in einer Untersuchung von 2023 einen effektiven Durchmesser von 339 ± 12 km und eine Albedo von 0,05.[7]

Einespektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 amLa-Silla-Observatorium in Chile ergab für (704) Interamnia eine taxonomische Klassifizierung als B-Typ.[8]

Bei Beobachtungen des Asteroiden imMikrowellen-Bereich am 28. Juni 1984 mit denRadioteleskopen desVery Large Array in New Mexico bei 14,9 GHz konnte eineFlussdichte gemessen werden, die der Temperatur eines rotierendenschwarzen Körpers von etwa 190 K entsprach. In Verbindung mit Messungen der Flussdichte im mittleren Infrarot am 23. Januar 1982 durch das raketengetrageneFar Infrared Sky Survey Experiment (FIRSSE) bei 20 µm Wellenlänge[9] konnte abgeleitet werden, dass die Oberfläche von (704) Interamnia durch eine mindestens 3 cm dicke Schicht aus Staub charakterisiert ist.[10]

Spektrophotometrische Beobachtungen am Observatorium desSternberg-Instituts für Astronomie auf dem Pik Terskol in Russland am 13. September 2012 ergaben, dass die Oberflächenmaterie von (704) Interamnia eine Mischung auskohligen Chondriten,hydratisiertenSilicaten vomSerpentintyp und Fe3+-haltigenOxiden und/oderHydroxiden ist.[11] Eine außerdem festgestellteSublimationsaktivität bei hohen Oberflächentemperaturen in Sonnennähe deutet auf einen erheblichen Gehalt an Wassereis in ihrem Material hin.[12] Die Sublimationsaktivität konnte auch durch neue Beobachtungen vom 23. Juni bis 17. November 2017 am gleichen Ort sowie amKrim-Observatorium und am Sanglok-Observatorium in Tadschikistan[13] und dann wieder vom 17. März bis 10. April 2019 am Krim-Observatorium bestätigt werden.[14]

Fotografische Aufnahme vom 28. Oktober 1910 durch V. Cerulli, die die Bewegung von (704) Interamnia zeigt

Nachdem bereits kurz nach der Entdeckung die Veränderlichkeit der Helligkeit von (704) Interamnia vermutet, aber 1911 noch nicht sicher festgestellt werden konnte,[15][16] fanden wiederphotometrische Beobachtungen des Asteroiden am 23. November 1964 in China statt, wo allerdings aus der aufgezeichnetenLichtkurve noch keineRotationsperiode bestimmt werden konnte. Daher erfolgten neue Beobachtungen des Asteroiden vom 16. August bis 8. September 1969 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo mit einemPhotometer an demselben Teleskop, mit dem er einst entdeckt worden war. Aus den Messdaten ließ sich nun eine Periode von 8,714 h ableiten.[17] Weitere Messungen erfolgten vom 27. bis 29. August 1974 amObservatoire de Haute-Provence (OHP) in Frankreich, aus denen eine Rotationsperiode von 8,727 h bestimmt wurde,[18] und am 1. August 1990 amCharkiw-Observatorium in der Ukraine, wo die nur über einen Zeitraum von drei Stunden erfasste Lichtkurve nicht weiter ausgewertet werden konnte.[19]

In den 1990er Jahren gab es mehrfach Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung von meist zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse und der Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen durchführten.[20][21] Mit weiteren photometrischen Beobachtungen am 21. und 23. März 1993 amPerth-Observatorium in Australien konnte noch eine verbesserte Bestimmung der Rotationsachse mitprograder Rotation und der Achsenverhältnisse erfolgen. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 8,7273 h berechnet.[22]

Im Jahr 2006 erfolgten in kurzem Abstand zwei Beobachtungen von (704) Interamnia mitadaptiven Optiksystem: Am 18. Juli 2006 mit dem Shane-Teleskop desLick-Observatoriums in Kalifornien und am 16. August 2006 mit dem Keck-II-Teleskop des Mauna-Kea-Observatoriums. In beiden Fällen konnten Positionen für die Rotationsachse berechnet werden, die sich aber stark voneinander unterschieden. Auch die Abmessungen ellipsoidischer Modelle in drei Achsen konnten bestimmt werden.[23][24]

Aus archivierten Lichtkurven aus den Jahren 1969 bis 2011 und den Beobachtungsergebnissen von zweiSternbedeckungen durch (704) Interamnia am 17. Dezember 1996 und am 23. März 2003 konnte in einer Untersuchung von 2014 wieder ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell des Asteroiden berechnet werden. Dazu wurde eine Lösung für die Position der Rotationsachse, allerdings mit retrograder Rotation, und eine Periode von 8,7289 h bestimmt. Für die Abmessungen der drei Achsen ergaben sich Werte von (362 × 324 × 297) km, entsprechend einem mittleren Durchmesser von 327 ± 3 km.[25]

Neue photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten dann noch einmal vom 16. bis 22. Juli 2017 an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies in Colorado, wo eine Rotationsperiode von 8,716 h erhalten wurde,[26] sowie am 2. Dezember 2018 und vom 15. bis 31. Januar 2019 mit den ferngesteuerten TeleskopenTRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko und TRAPPIST-South amLa-Silla-Observatorium in Chile. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 8,7116 h bestimmt.[27]

Abschätzungen von Masse und Dichte für (704) Interamnia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 32,8·1018 kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 317 km zu einerDichte von 1,96 g/cm³ führte bei keinerPorosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±14 %.[28] Eine weitere Untersuchung von 2017 bestimmte die Masse des Asteroiden zu etwa 43,7·1018 kg mit einer Unsicherheit von ±5 %.[29] Ein umfangreiches Programm derEuropäischen 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 desVery Large Telescope (VLT) amParanal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (704) Interamnia.

In einer Untersuchung von 2020 wurden mit diesen Aufnahmen aus dem Zeitraum Juli 2017 bis Januar 2019 in Verbindung mit Auswertungen der Beobachtungen von vier Sternbedeckungen durch den Asteroiden vom 17. Dezember 1996, 23. März 2003 (siehe oben), 9. September 2007 und 12. November 2012 sowie archivierten photometrischen Daten von 1964–2019 und zusätzlichen Daten des ProjektsAll-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) und derRaumsondeGaia erstmals dreidimensionale Gestaltmodelle mit zwei verschiedenen Methoden berechnet, nämlich mit konvexer Inversion und auch mit dem neuen AlgorithmusAll-Data Asteroid Modeling (ADAM). Dazu wurde eine eindeutige Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 8,71234 h bestimmt. Die gefundene Form ist nahezu ellipsoidisch mit fast gleichen Äquatorialabmessungen und nur leicht abgeflacht mit Abmessungen von (362 × 348 × 310) km, entsprechend einem mittleren Durchmesser von 332 ± 6 km. Die Form von (704) Interamnia scheint somit imhydrostatischen Gleichgewicht zu sein, denn die Oberfläche scheint auch relativ glatt zu sein mit nur wenigen Becken oder Vertiefungen. In dieser Hinsicht erscheint der Asteroid sehr ähnlich zu(10) Hygiea und(1) Ceres.

Die aus einer Abschätzung der Masse resultierende geringe mittlere Dichte von etwa 2 g/cm³ deutet auf einen hohen Wasseranteil im Untergrund hin. Dies wäre eine natürliche Erklärung für das Fehlen deutlich erkennbarer Krater, die größer als einige Dutzend Kilometer sind, sowie für die ellipsoidisch-regelmäßige Form. Denn es wurden nur zwei große Vertiefungen auf der Oberfläche beobachtet und darüber hinaus einige bergähnliche Merkmale. Das auffälligste davon liegt sehr nahe am Nordpol und könnte einZentralberg eines 150–200 km großen Kraterbeckens sein.[30]

Neben den hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem noch folgende Daten erfasst werden:[31]

  • Mittlerer Durchmesser 332 ± 5 km
  • Abmessungen in drei Achsen (354 × 343 × 303) km
  • Masse 35,2·1018 kg
  • Dichte 1,84 g/cm³
  • Albedo 0,07
  • Rotationsperiode 8,71234 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Siehe auch

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Weblinks

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Commons: (704) Interamnia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  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. 185–220doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.
  3. ↑C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini:A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In:Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151,doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).
  4. ↑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).
  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, 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).
  7. ↑H. Jiang, J. Ji, L. Yu, B. Yang, Sh. Hu, Y. Zhao:Mid-IR Observations of IRAS, AKARI, WISE/NEOWISE, and Subaru for Large Icy Asteroid (704) Interamnia: A New Perspective of Regolith Properties and Water Ice Fraction. In:The Astrophysical Journal. Band 944, Nr. 2, 2023, S. 1–11,doi:10.3847/1538-4357/acaeaa (PDF; 1,37 MB).
  8. ↑D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak:S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In:Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220,doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint:PDF; 3,49 MB).
  9. ↑P. D. LeVan, S. D. Price:85-μm fluxes from asteroids: 2 Pallas, 7 Iris, 15 Eunomia, and 45 Eugenia. In:Icarus. Band 57, Nr. 1, 1984, S. 35–41,doi:10.1016/0019-1035(84)90004-6.
  10. ↑W. J. Webster Jr., R. W. Hobbs, P. D. Lowman Jr.:Detection of λ = 2 cm emission from minor planet 704 Interamnia. In:Icarus. Band 69, Nr. 1, 1987, S. 29–32,doi:10.1016/0019-1035(87)90004-2.
  11. ↑V. V. Busarev, S. I. Barabanov, V. S. Rusakov, V. B. Puzin, V. V. Kravtsov:Spectrophotometry of (32) Pomona, (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (330825) 2008 XE3, and 2012 QG42 and laboratory study of possible analog samples. In:Icarus. Band 262, Nr. 1, 2015, S. 44–57,doi:10.1016/j.icarus.2015.08.001.
  12. ↑V. V. Busarev, S. I. Barabanov, V. B. Puzin:Material Composition Assessment and Discovering Sublimation Activity on Asteroids 145 Adeona, 704 Interamnia, 779 Nina, and 1474 Beira. In:Solar System Research. Band 50, 2016, S. 281–293,doi:10.1134/S003809461604002X.
  13. ↑V. V. Busarev, M. P. Shcherbina, S. I. Barabanov, T. R. Irsmambetova, G. I. Kokhirova, U. Kh. Khamroev, I. M. Khamitov, I. F. Bikmaev, R. I. Gumerov, E. N. Irtuganov, S. S. Mel’nikov:Confirmation of the Sublimation Activity of the Primitive Main-Belt Asteroids 779 Nina, 704 Interamnia, and 145 Adeona, as well as its Probable Spectral Signs on 51 Nemausa and 65 Cybele. In:Solar System Research. Band 53, 2019, S. 261–277,doi:10.1134/S0038094619040014.
  14. ↑V. V. Busarev, E. V. Petrova, T. R. Irsmambetova, M. P. Shcherbina, S. I. Barabanov:Simultaneous sublimation activity of primitive asteroids including (24) Themis and (449) Hamburga: Spectral signs of an exosphere and the solar activity impact. In:Icarus. Band 369, 114634, 2021, S. 1–20,doi:10.1016/j.icarus.2021.114634.
  15. ↑V. Cerulli:Neue Elemente und Ephemeride des Planeten 1910 KU = Interamnia. In:Astronomische Nachrichten. Band 186, Nr. 23, 1910, Sp. 387–388,doi:10.1002/asna.19101862304.
  16. ↑G. van Biesbroeck:Über die Helligkeit des kleinen Planeten 1910 KU Interamnia. In:Astronomische Nachrichten. Band 187, Nr. 22, 1911, Sp. 425–428,doi:10.1002/asna.19111872204.
  17. ↑P. Tempesti:Photoelectric observations of the minor planet 704 Interamnia during its 1969 opposition. In:Memorie della Società Astronomica Italiana. Band 46, 1975, S. 397–405,bibcode:1975MmSAI..46..397T (PDF; 393 kB).
  18. ↑G. Lustig, G. Hahn:Photoelektrische Lichtkurven der Planetoiden 2 Pallas und 704 Interamnia. In:Acta Physica Austriaca. Band 44, 1976, S. 199–205bibcode:1976AcPhA..44..199L.
  19. ↑V. G. Shevchenko, V. G. Chiornij, Yu. N. Krugly, D. F. Lupishko, R. A. Mohamed, F. P. Velichko, T. Michałowski, V. V. Avramchuk, A. N. Dovgopol:Photometry of seventeen asteroids. In:Icarus. Band 100, Nr. 2, 1992, S. 295–306,doi:10.1016/0019-1035(92)90102-D.
  20. ↑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).
  21. ↑G. De Angelis:Asteroid spin, pole and shape determinations. In:Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682,doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.
  22. ↑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.
  23. ↑J. Drummond, J. Christou:Triaxial ellipsoid dimensions and rotational poles of seven asteroids from Lick Observatory adaptive optics images, and of Ceres. In:Icarus. Band 197, Nr. 2, 2008, S. 480–496,doi:10.1016/j.icarus.2008.05.009.
  24. ↑J. Drummond, J. Christou, J. Nelson:Triaxial ellipsoid dimensions and poles of asteroids from AO observations at the Keck-II telescope. In:Icarus. Band 202, Nr. 1, 2009, S. 147–159,doi:10.1016/j.icarus.2009.02.011.
  25. ↑I. Satō, M. Buie, P. D. Maley, Hiromi Hamanowa, A. Tsuchikawa, D. W. Dunham:A 3-D Shape Model of (704) Interamnia from Its Occultations and Lightcurves. In:International Journal of Astronomy and Astrophysics. Band 4, Nr. 1, 2014, S. 98–118,doi:10.4236/ijaa.2014.41010 (PDF; 3,49 MB).
  26. ↑B. D. Warner:Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2017 July Through October. In:The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 1, 2018, S. 39–45,bibcode:2018MPBu...45...39W (PDF; 713 kB).
  27. ↑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).
  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, P. Vernazza, M. Viikinkoski, M. Ferrais, N. Rambaux, E. Podlewska-Gaca, A. Drouard, L. Jorda, E. Jehin, B. Carry, M. Marsset, F. Marchis, B. Warner, R. Behrend, V. Asenjo, N. Berger, M. Bronikowska, T. Brothers, S. Charbonnel, C. Colazo, J.-F. Coliac, R. Duffard, A. Jones, A. Leroy, A. Marciniak, R. Melia, D. Molina, J. Nadolny, M. Person, O. Pejcha, H. Riemis, B. Shappee, K. Sobkowiak, F. Soldán, D. Suys, R. Szakáts, J. Vantomme, M. Birlan, J. Berthier, P. Bartczak, C. Dumas, G. Dudziński, J. Ďurech, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, R. Fetick, T. Fusco, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, T. Michałowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, F. Vachier, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang:(704) Interamnia: a transitional object between a dwarf planet and a typical irregular-shaped minor body. In:Astronomy & Astrophysics. Band 633, A65, 2020, S. 1–17,doi:10.1051/0004-6361/201936639 (PDF; 7,35 MB).
  31. ↑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. Michałowski, 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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