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(145) Adeona

Asteroid des Hauptgürtels

(145) Adeona ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 3. Juni 1875 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters am Litchfield Observatory in New York entdeckt wurde.

Asteroid
(145) Adeona
Aufnahme von (145) Adeona durch das Very Large Telescope (VLT) am 7. Januar 2018
Aufnahme von (145) Adeona durch das Very Large Telescope (VLT) am 7. Januar 2018
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Adeona-Familie
Große Halbachse 2,672 AE
Exzentrizität 0,147
Perihel – Aphel 2,278 AE – 3,065 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 12,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 77,3°
Argument der Periapsis 45,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 13. November 2026
Siderische Umlaufperiode 4 a 134 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,13 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 127,8 ± 0,4 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,06
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 15 h 4 min
Absolute Helligkeit 8,5 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker C. H. F. Peters
Datum der Entdeckung 3. Juni 1875
Andere Bezeichnung 1875 LB
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.

Der Asteroid wurde benannt nach Adeona, der römischen Gottheit und Schutzpatronin der Heimkehr. Er wurde in derselben Nacht entdeckt wie (144) Vibilia, unmittelbar nach Peters’ Rückkehr aus Neuseeland von der Venustransit-Expedition im Jahr 1874.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (145) Adeona, für die damals Werte von 151,1 km bzw. 0,04 erhalten wurden.[1] Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 27. und 29. März 2001 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 151 ± 18 km mit Abmessungen der ellipsoidischen Gestalt von etwa 159 × 147 × 147 km.[2] 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 151,0 km bzw. 0,04.[3] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo von 151,0 km bzw. 0,05.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 124,5 oder 127,8 km bzw. 0,06 geändert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 115,5 km bzw. 0,05 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[6]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (145) Adeona eine taxonomische Klassifizierung als Caa- bzw. Ch-Typ.[7] Spektroskopische Beobachtungen des Asteroiden am 19. September 2012 am Observatorium des Astronomischen Instituts der Russischen Akademie der Wissenschaften auf dem Pik Terskol lieferten Spektren, die dahingehend ausgewertet wurden, dass die Silicatkomponente ihres Oberflächenmaterials offensichtlich eine Mischung aus hydratisierten und oxidierten Verbindungen ist, darunter Oxide und Hydroxide von zwei- und dreiwertigem Eisen (Fe2+ und Fe3+) sowie kohliges Chondritmaterial. Ungewöhnlich scharfe Maxima im Reflexionsspektrum des Asteroiden konnten darüber hinaus als Lichtstreuung in einer schwachen Koma interpretiert werden, die aus Wasserdampf, Kohlenstoffdioxid (CO2) und submikrometergroßen Partikeln aus Eis oder Silicatstaub besteht. Eine solche Koma könnte bei geringem Sonnenabstand des Asteroiden auftreten, wenn die Temperatur auf der Oberfläche durch die Sonneneinstrahlung ansteigt. Diese Temperatur auf der Sonnenseite wurde für den Zeitpunkt der Beobachtung auf etwa 237 K abgeschätzt. Eine solche Sublimations-Aktivität wurde damit erstmals bei (145) Adeona und drei weiteren Asteroiden entdeckt und weist auf einen hohen Gehalt an Wasser und CO2 in ihrem Oberflächenmaterial hin.[8][9] Erneute Beobachtungen zwischen 7. Februar und 13. Juni 2018 am Krim-Observatorium und an der Nationalen Sternwarte TÜBITAK in der Türkei beim folgenden Periheldurchgang von (145) Adeona konnten wieder eine Sublimations-Aktivität feststellen,[10] was dann auch bei Messungen am 10. Dezember 2021 am Caucasus Mountain Observatory (CMO) des Sternberg-Instituts für Astronomie abermals der Fall war.[11]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals am 24. und 25. März 1979 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Aus den aufgezeichneten Daten konnte aber keine Rotationsperiode bestimmt werden.[12] Weitere Messungen wurden am 16. und 19. September 1981 am La-Silla-Observatorium in Chile durchgeführt. In beiden Nächten konnten über etwa acht oder neun Stunden jeweils nur kurze Teilstücke einer Lichtkurven-Periodizität erfasst werden, dennoch wurde daraus auf eine mögliche Rotationsperiode von 20,6 h geschlossen.[13] Beobachtungen vom 9. bis 12. Januar 1983 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien wurden dagegen zu einer Rotationsperiode von 8,1 h interpretiert.[14] Um die Unsicherheit aufzuklären, erfolgten ausführliche photometrische Messungen des Asteroiden vom 2. bis 21. Dezember 2008 am Santana Observatory in Kalifornien. Aus der sehr detaillierten Lichtkurve konnte nun eine Rotationsperiode von 15,086 h bestimmt werden. Versuche, die Messergebnisse mit Perioden von 8 oder 20 Stunden in Übereinstimmung zu bringen, ergaben keine plausiblen Resultate.[15]

Neue Beobachtungen vom 5. April bis 1. Juni 2010 am Organ Mesa Observatory in New Mexico konnten die Rotationsperiode mit einem Wert von 15,071 h bestätigen. Die Lichtkurve zeigte ein ungewöhnliches Schema mit vier Maxima und vier Minima pro Periode und es zeigte sich, dass die Daten von 1981 und 1983 ebenfalls kompatibel zu einer solchen Periodizität sind.[16] Auch eine Messung vom 11. bis 19. Januar 2018 an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado führte wieder auf eine Rotationsperiode von 15,068 h.[17] Eine weitere Beobachtung vom 14. Februar bis 24. März 2018 mit dem ferngesteuerten Teleskop TRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko ergab einen ähnlichen Wert von 15,083 h.[18]

Aus den photometrischen Daten von 2008 und 2010 wurden in einer Untersuchung von 2018 erstmals zwei mögliche Positionen der Rotationsachse des Asteroiden abgeleitet. Als wahrscheinlichere der beiden wurde eine mit prograder Rotation und einer Rotationsperiode von 15,0709 h ausgewählt.[19] Aus photometrischen Daten der Jahre 1977–2018 in Verbindung mit Daten von Gaia wurde dann in einer Untersuchung von 2020 mit dem Algorithmus Shaping Asteroids with Genetic Evolution (SAGE) ein Gestaltmodell mit einer Position für die Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Rotationsperiode von 15,07096 h erstellt. Eine Anwendung thermophysikalischer Modelle ergab zunächst einen Wert für den Durchmesser von 149 ± 10 km, der unter Verwendung von Beobachtungsdaten einer Sternbedeckung vom 2. Februar 2005 auf einen mittleren Durchmesser von 145 +4/−3 km verbessert werden konnte.[20]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (145) Adeona aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 2,08·1018 kg geführt, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 150 km zu einer Dichte von 1,18 g/cm³ bei einer Porosität von 47 % führte. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±29 %.[21] 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 (AO) SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (145) Adeona. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden (siehe Infobox) konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[22]

  • Mittlerer Durchmesser 144 ± 3 km
  • Abmessungen in drei Achsen 153 × 142 × 141 km
  • Masse 2,4·1018 kg
  • Dichte 1,52 g/cm³
  • Albedo 0,05
  • Rotationsperiode 15,07081 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Adeona-Familie

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(145) Adeona ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,54–2,71 AE, eine Exzentrizität von 0,15–0,18 und eine Bahnneigung von 11,2°–12,2°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse C, die mittlere Albedo liegt bei 0,07. Der Adeona-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 2900 Mitglieder zugerechnet,[23] während ihr Alter auf 794 ± 184 Mio. Jahre geschätzt wird.[24] Damals könnte ein Ursprungskörper von etwa 170 km Durchmesser von einem Impaktor mit einer Größe von mindestens 8,5 km getroffen worden sein, wodurch er etwa 58 % seiner Masse verlor.[25]

Raumsonde Dawn

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Im Rahmen des Projekts der Raumsonde Dawn lag nach den erfolgreich absolvierten Missionszielen der Orbits um (4) Vesta und (1) Ceres sogar noch ein Weiterflug zum Asteroiden (145) Adeona im Rahmen der Möglichkeiten. Allerdings war nicht mehr genug Xenon-Treibgas in den Tanks, um in einen Orbit um (145) Adeona einzuschwenken. Es wäre nur noch ein Vorbeiflug mit einer geringen Relativgeschwindigkeit von unter 1 km/s möglich gewesen, was aber trotzdem reiche Ausbeute versprochen hätte. Letztlich wurde aber entschieden, dass der wissenschaftliche Wert eines Vorbeiflugs an (145) Adeona nicht so groß war wie die weitere Erforschung von (1) Ceres. Als die Primärmission für Ceres am 30. Juni 2016 beendet war, erfolgte daher eine Verlängerung der Ceres-Mission und Dawn verblieb bis zum Missionsende im Orbit um (1) Ceres.[26]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  7. ↑ 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).
  8. ↑ 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 ( PDF; 713 kB).
  9. ↑ V. V. Busarev, A. B. Makalkin, F. Vilas, S. I. Barabanov, M. P. Shcherbina: New candidates for active asteroids: Main-belt (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira, and near-Earth (162,173) Ryugu. In: Icarus. Band 304, 2018, S. 83–94, doi:10.1016/j.icarus.2017.06.032 (arXiv-Preprint: PDF; 1,06 MB).
  10. ↑ 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.
  11. ↑ V. V. Busarev, E. V. Petrova, M. P. Shcherbina, S. Yu. Kuznetsov, M. A. Burlak, N. P. Ikonnikova, A. A. Savelova, A. A. Belinskii: Search for Signs of Sublimation-Driven Dust Activity of Primitive-Type Asteroids Near Perihelion. In: Solar System Research. Band 57, 2023, S. 449–466, doi:10.1134/S0038094623050015 (PDF; 1,81 MB).
  12. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.
  13. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, V. Zappalà: Physical studies of asteroids – VIII. Photoelectric photometry of the asteroids 42, 48, 93, 105, 145 and 245. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 50, 1982, S. 277–281, bibcode:1982A&AS...50..277D (PDF; 109 kB).
  14. ↑ R. Burchi, V. D’Ambrosio, P. Tempesti, N. Lanciano: Rotational properties of asteroids 2, 12, 80, 145 and 354 obtained by photoelectric photometry. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 60, 1985, S. 9–15, bibcode:1985A&AS...60....9B (PDF; 173 kB Anm.: Im Text der Untersuchung wird bezüglich der Beobachtungen von (145) Adeona immer das Jahr 1982 genannt. Die Daten in Table II. beschreiben aber die astronomische Situation des Jahres 1983, zu denen auch die in Table I. angeführten Vergleichssterne passen. Hier liegt also im Text durchgehend ein Schreibfehler vor und die Beobachtungen von (145) Adeona fanden tatsächlich im Jahr 1983 statt.).
  15. ↑ R. D. Stephens: Asteroids Observed from GMARS and Santana Observatories. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 2, 2009, S. 59–62, bibcode:2009MPBu...36...59S (PDF; 1,04 MB).
  16. ↑ F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 80 Sappho, 145 Adeona, 217 Eudora, 274 Philagoria, 567 Eleutheria, and 826 Henrika. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 4, 2010, S. 148–149, bibcode:2010MPBu...37..148P (PDF; 504 kB).
  17. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2018 January–April. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 3, 2018, S. 256–259, bibcode:2018MPBu...45..256W (PDF; 346 kB).
  18. ↑ 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).
  19. ↑ Y.-B. Wang, Y. Xu, C.-B. Fan, C.-Z. Liu: Study on the spin states of asteroids using a simplistic shape model. In: Astronomische Nachrichten. Band 339, Nr. 6, 2018, S. 457–464, doi:10.1002/asna.201813491.
  20. ↑ E. Podlewska-Gaca, A. Marciniak, V. Alí-Lagoa, P. Bartczak, T. G. Müller, R. Szakáts, R. Duffard, L. Molnár, A. Pál, M. Butkiewicz-Bąk, G. Dudziński, K. Dziadura, P. Antonini, V. Asenjo, M. Audejean, Z. Benkhaldoun, R. Behrend, L. Bernasconi, J. M. Bosch, A. Chapman, B. Dintinjana, A. Farkas, M. Ferrais, S. Geier, J. Grice, R. Hirsh, H. Jacquinot, E. Jehin, A. Jones, D. Molina, N. Morales, N. Parley, R. Poncy, R. Roy, T. Santana-Ros, B. Seli, K. Sobkowiak, E. Verebélyi, K. Żukowski: Physical parameters of selected Gaia mass asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 638, A11, 2020, S. 1–23, doi:10.1051/0004-6361/201936380 (PDF; 1,07 MB).
  21. ↑ 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).
  22. ↑ 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).
  23. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  24. ↑ A. Milani, Z. Knežević, F. Spoto, A. Cellino, B. Novaković, G. Tsirvoulis: On the ages of resonant, eroded and fossil asteroid families. In: Icarus. Band 288, 2017, S. 240–264, doi:10.1016/j.icarus.2016.12.030.
  25. ↑ J. Leliwa-Kopystynski, I. Wlodarczyk: The minimal sizes of impactors that formed the Vesta family and 15 other asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 528, Nr. 4, 2024, S. 6312–6318, doi:10.1093/mnras/stae332 (PDF; 408 kB).
  26. ↑ M. D. Rayman: Dawn at Ceres: The first exploration of the first dwarf planet discovered. In: Acta Astronautica. Band 194, 2022, S. 334–352, doi:10.1016/j.actaastro.2019.12.017 (Preprint: PDF; 16,9 MB).
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