(11) Parthenope ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 11. Mai 1850 vom italienischen Astronomen Annibale de Gasparis am Osservatorio Astronomico di Capodimonte in Neapel entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Parthenope, einer Sirene, manchmal beschrieben als mit dem Körper eines Fisches, und die tot an Land gespült zur Gründung der Stadt Parthenope, dem heutigen Neapel, führte. Das früher für den Asteroiden verwendete Symbol 25x25px|Astronomisches Symbol von Parthenope war „ (ein Fisch gekrönt von einem Stern).“A. de Gasparis: De Gaspari’s New Panet. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 11, Nr. 1, 1850, S. 1–2, doi:10.1093/mnras/11.1.1a (PDF; 142 kB). Alternativ wurde auch eine Harfe 20x20px|Astronomisches Symbol von Parthenope als Zeichen verwendet. Der Entdecker „ (gibt an, dass er alle Anstrengungen unternommen habe, um eine ‚Parthenope‘ am Himmel zu verwirklichen, einen Namen, den Sir John Herschel anlässlich der Entdeckung von (10) Hygiea im Jahr 1849 vorgeschlagen hatte.)“The New Planet Parthenope. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 10, Nr. 7, 1850, S. 144–147, doi:10.1093/mnras/10.7.144 (PDF; 232 kB).
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom April und Juni 1974 und am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile von 1974 wurden für (11) Parthenope erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 148 bis 164 km bzw. 0,11 bis 0,13 bestimmt.D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, (PDF; 997 kB).D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (11) Parthenope, für die damals Werte von 153,3 km bzw. 0,18 erhalten wurden.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). 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 159,1 km bzw. 0,16.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). 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 160,1 km bzw. 0,16.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). Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 154,1 km bzw. 0,18 korrigiert worden waren,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). wurden sie 2014 auf 142,9 km bzw. 0,19 geändert.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). Mit einer Auswertung von drei Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 150,7 ± 0,9 km bestimmt werden.D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
Photometrische Beobachtungen von (11) Parthenope fanden erstmals statt am 3. Januar 1956 am McDonald-Observatorium in Texas. Die über einen Zeitraum von sechs Stunden aufgezeichnete Lichtkurve zeigte keine vollständige Periodizität, so dass dafür nur ein Wert von etwa 10,67 h vermutet werden konnte.I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten: Photometric Studies of Asteroids. VII. In: The Astrophysical Journal. Band 127, 1958, S. 253–273, doi:10.1086/146459 (PDF; 1,11 MB). Auch weitere Beobachtungen am 1. und 2. Januar 1960 am selben Ort konnten wegen der unvollständigen Lichtkurven keinen weiteren Aufschluss liefern,H. J. Wood, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. X. In: The Astrophysical Journal. Band 137, 1963, S. 1279–1285, doi:10.1086/147603 (PDF; 391 kB). dies galt auch für Messungen am 9. März und 3. April 1980 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien, obwohl hier die früher bestimmte Periode in Zweifel gezogen und eher ein Wert von 16 Stunden vermutet wurde.V. Zappalà, F. Scaltriti, M. Di Martino: Photoelectric photometry of 21 asteroids. In: Icarus. Band 56, Nr. 2, 1983, S. 325–344, doi:10.1016/0019-1035(83)90042-8. Am Table Mountain Observatory konnte bei Messungen vom 9. Juni bis 26. Juli 1981 aus der in drei Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wieder keine Rotationsperiode abgeleitet werden.A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
Viele Jahre lang führte jeder Versuch, die Rotationsperiode zu bestimmen, zu einem anderen Ergebnis. Alle zeigten komplexe Lichtkurven mit geringen Amplituden, bei denen durch Alias-Effekte Periodenbestimmungen problematisch sind: Am 16. und 17. Dezember 1982 am Osservatorio Astrofisico di Catania und am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien, wo ein Wert von 7,83 h abgeleitet wurde,M. A. Barucci, M. Fulchignoni, R. Burchi, V. D’Ambrosio: Rotational Properties of Ten Main Belt Asteroids: Analysis of the Results Obtained by Photoelectric Photometry. In: Icarus. Band 61, Nr. 1, 1985, S. 152–162, doi:10.1016/0019-1035(85)90161-7. während die vom 11. bis 24. Oktober 1993 am Holtsville Observatory im Staat New York aufgezeichneten Lichtkurven auf eine noch kürzere Rotationsperiode von etwa 5 Stunden hinzudeuten schienen;F. J. Melillo: Photoelectric Photometry of 11 Parthenope. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 21, Nr. 2, 1994, S. 15–17, (PDF; 84 kB). am 10. Februar 1995 am Ole Rømer Observatory (ORO) in Dänemark mit einem Wert von 11,75 hK. Lang: CCD Photometry of 11 Parthenope in 1995. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 23, Nr. 2, 1996, S. 15–16, (PDF; 98 kB). sowie bei Messungen vom 2. Februar bis 4. April 1995 am Observatorium Kvistaberg in Schweden, die zu einer Periode von 9,43 h ausgewertet wurden.J. Piironen, C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, T. Oja, P. Magnusson, L. Festin, A. Nathues, M. Gaul, F. Velichko: Physical studies of asteroids XXXII. Rotation periods and UBVRI-colours for selected asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 128, Nr. 3, 1998, S. 525–540, doi:10.1051/aas:1998393 (PDF; 934 kB).
Zur Aufklärung dieser Verwirrung über die Rotation des Asteroiden erfolgte vom 27. September 1997 bis 19. Januar 1998 eine umfangreiche Beobachtungskampagne an drei Observatorien, hauptsächlich am Ole Rømer Observatory, aber auch am Observatorium Brorfelde, beide in Dänemark, sowie am La-Silla-Observatorium in Chile. Dabei konnte erstmals eine detaillierte und vollständige Lichtkurve erfasst werden, aus der eine Rotationsperiode von 13,7202 h bestimmt wurde.K. Lang, A. T. Hansen: The Lightcurve and Rotation Period of 11 Parthenope. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 26, Nr. 3, 1999, S. 15–18, (PDF; 142 kB). Etwa im gleichen Zeitraum, nämlich vom 22. bis 28. Oktober 1997 und dann noch einmal vom 10. Dezember 2001 bis 2. Januar 2002 wurden an vier Observatorien in Großbritannien und Australien photometrische Messungen durchgeführt, aus denen in einer kombinierten Auswertung mit den anderen Daten aus 1997/98 eine Rotationsperiode von 13,723 h errechnet wurde.R. Miles, C. Bembrick, A. J. Hollis, J. M. Saxton: Visual and photoelectric photometry of (11) Parthenope from 1989 to 2002. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 114, Nr. 6, 2004, S. 331–335, (PDF; 230 kB).
Auch eine Vielzahl an Beobachtungen vom 31. Mai bis 22. September 2008 am Santana Observatory und an der Goat Mountain Astronomical Research Station (GMARS), beide in Kalifornien, sowie dem Palmer Divide Observatory in Colorado lieferten eine sehr dichte Lichtkurve, mit der die früheren Ansichten über die Rotationsperiode widerlegt und mit einem abgeleiteten Wert von 13,7293 h der zehn Jahre zuvor bestimmte Wert erneut bestätigt werden konnte. Aus den archivierten Daten von 1956 bis 2008 wurden auch erstmals mehrere dreidimensionale Gestaltmodelle des Asteroiden berechnet und dazu zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse nahezu in der Ebene der Ekliptik liegend gefunden, allerdings ohne Aussage zum Drehsinn.R. D. Stephens, B. D. Warner, A. W. Harris, M. K. Shepard: Lightcurve and radar observations and analysis of 11 Parthenope and 678 Fredegundis. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Abstract #28.16, 2008 (PDF; 586 kB). Weitere Beobachtungen gelangen bei zwei Gelegenheiten am Organ Mesa Observatory in New Mexico vom 28. November 2009 bis 17. Januar 2010F. Pilcher: Period Determinations for 11 Parthenope, 35 Leukothea, 38 Leda, 111 Ate, 194 Prokne, 262 Valda, 728 Leonisis, and 747 Winchester. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 3, 2010, S. 119–122, (PDF; 699 kB). sowie vom 16. Februar bis 10. Mai 2011, die in beiden Fällen zu einer Periode von 13,722 h ausgewertet wurden.F. Pilcher: Rotation Period Determinations for 11 Parthenope, 38 Leda, 111 Ate, 194 Prokne, 217 Eudora, and 224 Oceana. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 4, 2011, S. 183–185, (PDF; 6,85 MB).