다비다로511번길

511 Davida
다비다로511번길
511 Davida dettaglio.png
적응 광학 장치를 사용하여 해결된 다비다의 케크 망원경 이미지
디스커버리
검색 대상R. S. 듀간
발견일자1903년 5월 30일
지정
지정
(511) 다비다
발음/dəviːdə/,[2] 라틴어 Davīda
이름을 따서 명명됨
데이비드 펙 토드
1903년 LU
메인 벨트 · (iii)
멜리보아 주 [1]
형용사다비디안 /dəvɪdiən/[3]
궤도 특성[4]
2021년 7월 1일 에포
(JD 2459396.5, 헬리콥터 중심)
압헬리온3.759 AU
페리헬리온AU 2.569년
3.163 AU
편심성0.188
5.626 yr(2055 d)
113°
기울기15.94°
107.6°
337.2°
물리적 특성
치수(357 ± 2)×(294 ± 2)×(231 ± 50)km[5][6]
평균 지름
270±1km[4]
미사(3.77±0.20)×10kg19[a][6]
평균 밀도
2.97±1.30g/cm3[6]
0.2137 d(5.130 h)
알베도0.076±0.007 기하학적(0.717±0.013 BV, 0.363±0.020)[4]
온도~160K
스펙트럼형
C
9.50[7] ~ 12.98
6.43[4]

다비다(작은 행성 명칭: 511 다비다)는 큰 C형 소행성이다. 그것은 가장 큰 소행성들 중 하나이다. 대략 7위, 측정 불확도 범위 내에서, 그리고 5위 또는 6위의 가장 큰 소행성이다. 그것은 1903년에 R. S. 듀건에 의해 발견되었다. 다비다는 애머스트 대학의 천문학 교수인 데이비드 펙 토드의 이름을 따서 지어졌다.

물리적 특성

소행성 511 다비다(마그 12.5에서 왼쪽 하단)는 NGC 5792 은하 근처에 있다.
라이트커브 모델 기반의 Davida 3D 모델
회전하는 다비다의 케크 망원경 이미지 시퀀스

다비다의 지름은 약 270~310km이며 소행성 띠 전체 질량의 1.5%로 추정된다.[8][9][10] C형 소행성으로, 카본질 혼드라이트 성분으로 착색하면 어둡다는 뜻이다.

2002년부터 2007년까지 케크 천문대의 천문학자들은 다비다를 촬영하기 위해 적응형 광학장치가 장착된 케크 II 망원경을 사용했다. 이 소행성은 왜소행성이 아니다: 최소 두 개의 산책로가 있고, 가장 잘 맞는 타원체에서 15km 떨어진 평평한 면은 왜소행성이 아니다. 이 면은 아마도 253 마틸드에서 본 것과 같은 150km의 지구 규모의 분화구일 것이다. 콘래드 외 (2007) 이 크기의 크레이터는 "다비다의 치명적인 붕괴의 가능성 없이 임팩터 크기 분포로부터 예상할 수 있다"는 것을 보여준다.

미사

2001년에 미할락은 다비다의 질량이 (6.64±0.56)×10kg으로19 추정했다.[11][12] 2007년에 Baer와 Chesley는 다비다의 질량이 (5.9±0.6)×1019 kg으로 추정했다.[13] 2010년 현재, Baer는 Davida의 질량이 (3.84±0.20)×1019 kg이라고 제안한다.[8] 이 가장 최근의 Baer의 추정치는 Davida가 비록 Interamnia의 오차봉은 크지만 대략 704 Interamnia와 5번째로 큰 소행성으로 묶여 있다는 것을 보여준다.[8]

오컬트먼트

1987년 이후 9번의 오컬레이션 이벤트가 관찰되었으며, 그 중 상당수는 2, 3개의 화음을 생성하였다.[14] 여기에 표시된 두 가지 예.

511 Davida에 의한 신비: Left : 2016년 8월 5일 TYC 5597-01223의 이중 화음이 호주 동부의 아마추어 천문학자 2명이 관측했다. 두 관측자는 모두 단계 사건에 주목했고, 따라서 별을 탐지하는 데는 두 가지 요소가 있다. 오른쪽: 미국 동부의 3명의 천문학자가 2009년 2월 6일에 관찰한 TYC 1964-00787의 삼중 화음 암기.
511 Davida는 2016년 8월 5일 TYC 5597-01223을 폐쇄했다. 두 명의 관찰자가 그 사건과 두 명의 관찰된 단계 사건을 기록했다. 여기에 데이브 헤럴드의 스텝 레코딩이 나와 있다.

메모들

  1. ^ (18.96 ± 0.99) × 10−12 M☉

참조

  1. ^ "Asteroid 511 Davida – Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0". Small Bodies Data Ferret. Retrieved October 24, 2019.
  2. ^ John Daintith & William Gould, eds. (2006) The Facts on File Dictionary of Symphonics. 제5판 Infobase 게시.
  3. ^ "Davidian". Merriam-Webster Dictionary.
  4. ^ Jump up to: a b c d JPL 데이터 검색 2021-09-29
  5. ^ 콘래드(2007) 짧은 축의 측정은 다른 두 축에 비해 정밀도가 떨어지지만, 또한 수렴된 영상과 디콘볼루션된 영상(241±40km)의 결합과 가장자리(191±114km)의 결합 사이의 불일치를 수반한다.
  6. ^ Jump up to: a b c 제임스 배어, 스티븐 체슬리 & 로버트 매슨(2011년) "26개의 소행성 질량과 소행성 다공성에 대한 관측" 천문 저널 141권 5호
  7. ^ "Bright Minor Planets 2003". Minor Planet Center. Retrieved May 21, 2008.[영구적 데드링크]
  8. ^ Jump up to: a b c Baer, James (2010). "Recent Asteroid Mass Determinations". Personal Website. Archived from the original on July 2, 2013. Retrieved February 13, 2011.
  9. ^ Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. Archived from the original (PDF) on October 31, 2008.
  10. ^ "바어 질량 511 Davida" 0.220 / "Mbelt" 15 = 0.0146
  11. ^ Michalak, G. (2001). "Determination of asteroid masses (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Thisbe, (444) Gyptis, (511) Davida and (704) Interamnia". Astronomy & Astrophysics. 374: 703–711. Bibcode:2001A&A...374..703M. doi:10.1051/0004-6361:20010731. Archived from the original on December 4, 2012. Retrieved November 4, 2008.
  12. ^ (3.34±0.28)×10−11 태양 질량, Michalak(2001) 당, 확장 동적 모델.
  13. ^ Baer, James; Steven R. Chesley (2007). "Astrometric masses of 21 asteroids, and an integrated asteroid ephemeris". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. Springer Science+Business Media B.V. 2007. 100 (2008): 27–42. Bibcode:2008CeMDA.100...27B. doi:10.1007/s10569-007-9103-8. (2.98±0.30)×10−11 solar masses
  14. ^ "PDS Asteroid/Dust Subnode". sbn.psi.edu. Archived from the original on April 25, 2018. Retrieved April 27, 2018.

외부 링크