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(201) Penelope

Asteroid des Hauptgürtels

(201) Penelope ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 7. August 1879 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits am 14. April 1869 an der Sternwarte Düsseldorf beobachtet worden war.

Asteroid
(201) Penelope
Berechnetes 3D-Modell von (201) Penelope
Berechnetes 3D-Modell von (201) Penelope
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Große Halbachse 2,678 AE
Exzentrizität 0,179
Perihel – Aphel 2,199 AE – 3,158 AE
Neigung der Bahnebene 5,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 156,9°
Argument der Periapsis 181,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 20. Mai 2024
Siderische Umlaufperiode 4 a 140 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,06 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 85,9 ± 3,1 km
Albedo 0,04
Rotationsperiode 3 h 45 min
Absolute Helligkeit 8,6 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 7. August 1879
Andere Bezeichnung 1869 GA, 1879 PA
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 Penelope, der berühmten Prinzessin von Griechenland, Tochter von Ikarios und Periboia. Sie war die Frau von Odysseus und die Mutter von Telemachos. Während der Abwesenheit ihres Mannes wurde sie von 108 Verehrern bedrängt, die sie mit Kälte und Verachtung behandelte. Die drei hartnäckigsten waren Amphinomos, Antinoos und Eurymachos, aber sie wurde von ihren unerwünschten Aufmerksamkeiten befreit, als Odysseus nach zwanzig Jahren Abwesenheit nach Hause zurückkehrte und seine Rivalen tötete. Penelope wird von Homer als Vorbild weiblicher Tugend und Keuschheit beschrieben. Die Benennung erfolgte durch die Berliner Astronomen anlässlich der Versammlung der Astronomischen Gesellschaft im September 1879.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (201) Penelope, für die damals Werte von 68,4 km bzw. 0,16 erhalten wurden.[1] 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 88,1 km bzw. 0,10.[2] 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 einer Korrektur der Werte für den Durchmesser und die Albedo auf 87,7 km bzw. 0,09.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 60,9 km bzw. 0,04 korrigiert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 85,9 km bzw. 0,10 geändert.[5]

Photometrische Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen in Verbindung mit den Albedo-Messungen durch IRAS führten für (201) Penelope zu einer taxonomischen Zuordnung zur Spektralklasse M.[6] Im August 1993 wurde (201) Penelope an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi spektrophotometrisch im mittleren Infrarot beobachtet. Ein Absorptionsmerkmal bei 3 µm Wellenlänge deutete auf wasserhaltige Minerale auf dem Asteroiden hin.[7] Im selben Monat erfolgten weitere spektrophotometrische Messungen auch am Krim-Observatorium in der Ukraine. Absorptionsbänder im sichtbaren Bereich konnten möglicherweise metallischen Verbindungen, Pyroxenen und oxidierten oder durch Aufnahme von Wasser veränderten mafischen Mineralen zugeschrieben werden.[8] Spektrographische Beobachtungen an der IRTF im Mai 2001 zeigten erstmals schwache und zeitlich veränderliche, aber eindeutige Absorptionsmerkmale auch im nahen Infrarot bei 900 nm. Sie wurden dahingehend interpretiert, das bei (201) Penelope ein partieller oder intakter Metallkern vorliegt mit geringen, variablen Vorkommen an Orthopyroxenen mit niedrigem Fe- und Ca-Gehalt.[9]

Im Rahmen des Programms Mid-IR Asteroid Spectroscopy (MIDAS) der Cornell University in New York erfolgten im September 2002 spektrometrische Messungen des Asteroiden am Palomar-Observatorium im mittleren Infrarot bei 8–13 µm. Auf der direkt der Sonne zugewandten Seite konnte eine Temperatur von etwa 250 bis 255 K gemessen werden, der mittlere Durchmesser wurde zu etwa 74 bis 84 km abgeschätzt.[10]

Bei einem Projekt zur Untersuchung, ob Asteroiden der Spektralklasse M generell kurze Rotationsperioden besitzen, wurde auch (201) Penelope Anfang September 1980 am La-Silla-Observatorium photometrisch beobachtet.[11] Aus der Kombination mit weiteren Beobachtungsdaten von Ende Oktober vom Osservatorio Astronomico di Torino in Italien konnte aus der Lichtkurve mit großer Amplitude tatsächlich eine kurze Rotationsperiode von 3,7474 h bestimmt werden. Eine so rasche Rotation bei solchen Objekten könnte durch große Einschläge verursacht sein, bei denen ein erheblicher Teil der durch die Kollisionen entstandenen Trümmer und Fragmente nicht entkommen kann, sondern auf der Oberfläche einen tiefen Regolith mit sehr geringer Kohäsionsfestigkeit bildet. Diese Schicht würde dazu neigen, sich wie eine Flüssigkeit in eine ausgeprägte dreiachsig-ellipsoidische Gleichgewichtsform zu entspannen.[12] Während eine einzelne Beobachtung am 20. September 1980 am Table Mountain Observatory in Kalifornien wegen der kurzen Beobachtungszeit keine Verbesserung der bereits bekannten Ergebnisse brachte,[13] bestätigten koordinierte Beobachtungen vom 6. bis 30. Oktober 1980 mit zwei verschiedenen Teleskopen am La-Silla-Observatorium sowie vom 29. Oktober bis 7. November am Perth-Observatorium in Australien die Rotationsperiode mit einem Wert von 3,7476 h.[14]

Die nächste Gelegenheit zur Beobachtung von (201) Penelope ergab sich Ende Juli 1984, als am South African Astronomical Observatory (SAAO) in Südafrika eine Lichtkurve gemessen wurde, aus der eine Rotationsperiode von 3,76 h bestimmt wurde.[15] Eine weitere Beobachtung erfolgte Anfang August dieses Jahres wieder am La-Silla-Observatorium. Die Lichtkurve hatte bei dieser Opposition eine deutlich geringere Amplitude, eine Rotationsperiode wurde hier aber nicht bestimmt.[16]

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson um S. J. Weidenschilling und J. D. Drummond führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (201) Penelope. Beobachtungen fanden statt am Kitt-Peak-Nationalobservatorium im Dezember 1982, Februar/März 1983, April/Mai 1984, Oktober 1985 und Januar 1986.[17] Aus den Lichtkurven konnten mehrere alternative Positionen für die Rotationsachse bestimmt werden. Bevorzugt wurden zwei Lösungen mit prograder Rotation und einer Periode von 3,7471 h, in beiden Fällen lagen die Achsen sehr wenig geneigt zur Ekliptik. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse von dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodellen berechnet.[18] Eine unabhängige Untersuchung von Magnusson aus Schweden, die die gleichen Ausgangsdaten der Forschergruppe verwendete, konnte ebenfalls zwei alternative Rotationsachsen und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmen. Hier wurde allerdings eine retrograde Rotation mit einer Rotationsperiode von 3,74746 h präferiert. Die Untersuchung bestätigte aber auch die Schwierigkeiten in der Auswertung der Daten gerade dieses Asteroiden im Hinblick auf die stark schwankenden Amplituden der Lichtkurven.[19]

Im Februar 1987, April 1988 und November 1989 konnten im Rahmen des Programms der Gruppe um Weidenschilling und Drummond drei weitere Lichtkurven für den Asteroiden erhalten werden.[20] Damit wurden die zuvor erhaltenen Ergebnisse noch einmal überarbeitet, es konnten aber wegen der Schwierigkeiten in der Auswertung der Lichtkurven wieder keine eindeutigen Aussagen betreffend die Rotationsachse und -richtung getroffen werden. Von einer Lösung mit prograder und einer mit retrograder Rotation wurde die erste mit einer Periode von 3,74709 h bevorzugt.[21] Eine Untersuchung von T. Michałowski aus Polen mit einem neuen mathematischen Verfahren gelangte jedoch zu einem Ergebnis, das der von der Forschergruppe aus Tucson abgelehnten Lösung mit retrograder Rotation nahekam und eine Rotationsperiode von 3,74744 h lieferte.[22] Auch eine erneute Bewertung durch die Forscher aus Schweden lieferte wieder zwei alternative Polachsen mit retrograder Rotation, eine davon nahezu gleich mit der Lösung von Michałowski, mit einer Rotationsperiode von 3,74745 h.[23] Eine weitere Auswertung der vorliegenden Daten durch G. De Angelis aus den Niederlanden führte ebenfalls zu einer Zurückweisung von Drummonds Lösung für prograde Rotation. Die retrograde Lösung mit einer Rotationsperiode von 3,74747 h wies gegenüber den früheren Berechnungen eine noch stärkere Ausprägung der ellipsoidischen Gestalt auf.[24]

Beobachtungen des Asteroiden Ende August 1993 am Krim-Observatorium in Nautschnyj lieferten eine neue Lichtkurve. Hier wurde auch eine rotationsabhängige Veränderung des Spektrums des Asteroiden festgestellt und als Ursache das örtliche Vorkommen wasserhaltiger Silicate angenommen.[25] Eine erneute Anwendung der Berechnungsmethode von Michałowski auf die inzwischen vorliegenden Beobachtungsdaten von 1980 bis 1993 ergab dann wieder zwei alternative Polachsen mit retrograder Rotation, sehr ähnlich zu den Ergebnissen der Forscher aus Schweden, mit einer Rotationsperiode von 3,74745 h.[26] Aus den Beobachtungen der Jahre 1980 bis 1993 konnte auch in der Ukraine für (201) Penelope eine Rotationsperiode von 3,7474 h abgeleitet werden. Es wurde ebenfalls wieder eine Position für die Rotationsachse mit retrograder Rotation sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden bestimmt.[27] Auch neue photometrische Messungen vom August bis Oktober 1993 an der Außenstelle Tshuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis bestätigten erneut die Rotationsperiode mit 3,7474 h.[28]

In einer Untersuchung von 2003 konnte durch die Methode der komplexen Inversion aus Beobachtungsdaten der Jahre 1980 bis 1989 für (201) Penelope ein Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen errechnet werden. Das Modell ist etwas länglich und recht regelmäßig, weist aber eine leichte ovale Asymmetrie sowie einige große flache Bereiche (die möglicherweise große Einkerbungen markieren) in der Mitte auf. Diese könnten auch auf eine Kontaktbinärstruktur hinweisen. Die Achsenverhältnisse und eine Rotationsperiode von 3,74745 h wurden bestimmt.[29] Bei einem Vergleich mit einer Aufnahme des Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 entsprach die dort beobachtete ovale Kontur dem erstellten Gestaltmodell für eine der Rotationsachsen sehr exakt, die alternative Rotationsachse konnte dagegen ausgeschlossen werden. Für den äquivalenten Durchmesser wurde ein Wert von 85 ± 8 km abgeleitet.[30]

Am 11. und 14. November 2011 wurden am Arecibo-Observatorium radarastronomische Untersuchungen des Asteroiden bei 2,38 GHz durchgeführt. Die Radarechos wiesen auf eine große Höhlung oder eine gegabelte Struktur hin, der effektive Durchmesser wurde zu 80 km gefunden. Die hohe Radar-Albedo deutete auf eine Zusammensetzung hin, die von Metallen dominiert ist und die Oberfläche dürfte sehr glatt sein.[31]

Weitere photometrische Beobachtungen im Dezember 2011 am UnderOak Observatory in New Jersey lieferten eine Lichtkurve und eine Rotationsperiode von 3,749 h[32] und Beobachtungen im Januar 2017 durch eine Schülergruppe an einer Highschool in Japan ergaben ebenfalls eine Rotationsperiode von 3,75 h.[33]

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. ↑ 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).
  3. ↑ 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).
  4. ↑ 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).
  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. ↑ E. F. Tedesco, J. G. Williams, D. L. Matson, G. J. Weeder, J. C. Gradie, L. A. Lebofsky: A Three-Parameter Asteroid Taxonomy. In: The Astronomical Journal. Band 97, Nr. 2, 1989, S. 580–606, doi:10.1086/115007 (PDF; 2,54 MB).
  7. ↑ A. S. Rivkin, E. S. Howell, D. T. Britt, L. A. Lebofsky, M. C. Nolan, D. D. Branston: 3-μm Spectrophotometric Survey of M- and E-Class Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 1, 1995, S. 90–100, doi:10.1006/icar.1995.1144.
  8. ↑ V. V. Busarev: Spectral Features of M-Asteroids: 75 Eurydike and 201 Penelope. In: Icarus. Band 131, Nr. 1, 1998, S. 32–40, doi:10.1006/icar.1997.5847 (arXiv-Preprint: PDF; 999 kB).
  9. ↑ P. S. Hardersen, M. J. Gaffey, P. A. Abell: Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroids. In: Icarus. Band 175, Nr. 1, 2005, S. 141–158, doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017 (PDF; 287 kB).
  10. ↑ L. F. Lim, T. H. McConnochie, J. F. Bell III, T. L. Hayward: Thermal infrared (8–13 μm) spectra of 29 asteroids: the Cornell Mid-Infrared Asteroid Spectroscopy (MIDAS) Survey. In: Icarus. Band 173, Nr. 2, 2005, S. 385–408, doi:10.1016/j.icarus.2004.08.005 (PDF; 1,66 MB).
  11. ↑ C.-I. Lagerkvist, H. Rickman: The spin periods of M asteroids. In: The Moon and the Planets. Band 24, 1981, S. 437–440, doi:10.1007/BF00896909 (PDF; 230 kB).
  12. ↑ C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, F. Scaltriti, V. Zappalà: Physical Studies of Asteroids. VI. Asteroid 201 Penelope, a Fast Rotator. In: Astronomy & Astrophysics. Band 104, Nr. 1, 1981, S. 148–149, bibcode:1981A&A...104..148L (PDF; 52 kB).
  13. ↑ 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.
  14. ↑ J. Surdej, B. Louis, N. Cramer, F. Rufener, C. Waelkens, R. Barbier, P. V. Birch: Photoelectric lightcurves and rotation period of the minor planet 201 Penelope. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 54, Nr. 2, 1983, S. 371–378, bibcode:1983A&AS...54..371S (PDF; 52 kB).
  15. ↑ J. Pfleiderer, M. Pfleiderer, A. Hanslmeier: Photoelectric five-colour photometry of the asteroids 16 Psyche, 201 Penelope and 702 Alauda. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 69, Nr. 1, 1987, S. 117–122, bibcode:1987A&AS...69..117P (PDF; 137 kB).
  16. ↑ M. Di Martino, V. Zappalà, J. A. de Campos, H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist: Rotational properties and lightcurves of the minor planets 94, 107, 197, 201, 360, 451, 511 and 702. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 67, Nr. 1, 1987, S. 95–101, bibcode:1987A&AS...67...95D (PDF; 157 kB).
  17. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. G. Levy, S. Vail: Photometric geodesy of main-belt asteroids: I. Lightcurves of 26 large, rapid rotators. In: Icarus. Band 70, Nr. 2, 1987, S. 191–245, doi:10.1016/0019-1035(87)90131-X.
  18. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: II. Analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 76, Nr. 1, 1988, S. 19–77, doi:10.1016/0019-1035(88)90139-X.
  19. ↑ P. Magnusson: Spin vectors of 22 large asteroids. In: Icarus. Band 85, Nr. 1, 1990, S. 229–240, doi:10.1016/0019-1035(90)90113-N.
  20. ↑ S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.
  21. ↑ J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ A. Erikson, P. Magnusson: Pole Determinations of Asteroids. In: Icarus. Band 103, Nr. 1, 1993, S. 62–66, doi:10.1006/icar.1993.1058.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ V. V. Busarev, Yu. N. Krugly: A Spot of Hydrated Silicates on the M Asteroid 201 Penelope? In: Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. Band 29, 1995, S. 197–198, bibcode:1995LPI....26..197B (PDF; 113 kB).
  26. ↑ T. Michałowski: Pole and Shape Determination for 12 Asteroids. In: Icarus. Band 123, Nr. 2, 1996, S. 456–462, doi:10.1006/icar.1996.0171.
  27. ↑ N. Tungalag, V. G. Shevchenko, D. F. Lupishko: Rotation parameters and shapes of 15 asteroids. In: Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Band 18, Nr. 6, 2002, S. 508–516, bibcode:2002KFNT...18..508T (PDF; 810 kB).
  28. ↑ V. G. Shevchenko, I. N. Belskaya, Yu. N. Krugly, V. G. Chiorny: Asteroid Observations at Low Phase Angles. II. 5 Astraea, 75 Eurydike, 77 Frigga, 105 Artemis, 119 Althaea, 124 Alkeste, and 201 Penelope. In: Icarus. Band 155, Nr. 2, 2002, S. 365–374, doi:10.1006/icar.2001.6651.
  29. ↑ J. Torppa, M. Kaasalainen, T. Michałowski, T. Kwiatkowski, A. Kryszczyńska, P. Denchev, R. Kowalski: Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. In: Icarus. Band 164, Nr. 2, 2003, S. 346–383, doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 (PDF; 1,09 MB).
  30. ↑ 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).
  31. ↑ M. K. Shepard, P. A. Taylor, M. C. Nolan, E. S. Howell, A. Springmann, J. D. Giorgini, B. D. Warner, A. W. Harris, R. Stephens, W. J. Merline, A. Rivkin, L. A. M. Benner, D. Coley, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, C. Magri: A radar survey of M- and X-class asteroids. III. Insights into their composition, hydration state, & structure. In: Icarus. Band 245, Nr. 1, 2015, S. 38–55, doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016 (PDF; 3,69 MB).
  32. ↑ K. B. Alton: CCD Lightcurves for Asteroids 201 Penelope and 360 Carlova. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 3, 2012, S. 107–108, bibcode:2012MPBu...39..107A (PDF; 459 kB).
  33. ↑ T. Mizoguchi, A. Tanaka, A. Nakata, K. Hirono, Sh. Moriuchi, Sh. Nakamura, A. Watanabe, H. Koyago, I. Koyama, K. Morimoto, M. Nakai, S. Kitora, T. Tanigawa: The Lightcurve Period for the Asteroid 201 Penelope. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 190, bibcode:2017MPBu...44..190M (PDF; 468 kB).
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