(39) Laetitia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 8. Februar 1856 vom französischen Astronomen Jean Chacornac am Pariser Observatorium bei einer Helligkeit von 8,9 mag entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Laetitia, der nachrangigen römischen Göttin der Fröhlichkeit. Die Benennung erfolgte durch den französischen Astronomen Urbain Le Verrier.
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten von 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile wurden für (39) Laetitia erstmals stark voneinander abweichende Werte für den Durchmesser und die Albedo von 158 oder 203 km bzw. 0,10 oder 0,17 bestimmt.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 (39) Laetitia, für die damals Werte von 149,5 km bzw. 0,29 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). Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 17. Juli 2005 und 29. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 152 ± 15 km abgeleitet werden.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). 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 163,0 km bzw. 0,25.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). Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 161,8 km bzw. 0,27 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 179,5 km bzw. 0,23 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 2 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 159,0 ± 1,0 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; 2,74 MB).
Eine Bewertung spektrografischer Daten von Asteroiden des taxonomischen S-Typs wies in einer Untersuchung von 1993 für (39) Laetitia auf das Vorhandensein einer signifikanten kalziumhaltigen Pyroxenkomponente in einer von Olivin dominierten Zusammensetzung hin.M. J. Gaffey, J. F. Bell, R. H. Brown, T. H. Burbine, J. L. Piatek, K. L. Reed, D. A. Chaky: Mineralogical Variations within the S-Type Asteroid Class. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 573–602, doi:10.1006/icar.1993.1194.
Nachdem bereits 1918 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (39) Laetitia festgestellt worden war,M. Harwood: Variations in the Light of Asteroids. In: Harvard College Observatory Circular. Nr. 269, 1924, S. 1–15, (PDF; 490 kB). erfolgten neue photometrische Beobachtungen am 9. Mai 1949 am McDonald-Observatorium in Texas. Zusammen mit weiteren Beobachtungen am 29. Januar 1952 sowie am 4. und 10. April 1953 erfolgte eine Auswertung, bei der aus den kombinierten Lichtkurven eine Rotationsperiode für den Asteroiden von 5,179 h abgeleitet wurde.I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. I. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 200–220, doi:10.1086/145904 (PDF; 1,02 MB).I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. II. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 529–546, doi:10.1086/145941 (PDF; 747 kB). Dieses Ergebnis konnte durch eine weitere Messung während drei Nächten vom 18. bis 28. Dezember 1955 mit einem Wert von 5,138 h noch verbessert werden. Wegen der Veränderlichkeit der Lichtkurven wurde vermutet, dass der Äquator des Asteroiden beträchtlich gegen die Ebene der Ekliptik geneigt ist und es wurde eine Berechnung von zwei alternativen Positionen der Rotationsachse versucht.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). Weitere Beobachtungen erfolgten am 5. März 1958 am gleichen Ort, dabei konnte keine Rotationsperiode abgeleitet werden,T. Gehrels, D. Owings: Photometric Studies of Asteroids. IX. Additional Light-Curves. In: The Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 906–924, doi:10.1086/147334 (PDF; 1,21 MB). im November 1964 in China sowie am 1. August 1968 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika.W. Wamsteker, R. E. Sather: Minor planets and related objects. XVII. Five-color photometry of four asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 79, Nr. 12, 1974, S. 1465–1470, doi:10.1086/111702 (PDF; 422 kB). Aus den archivierten Lichtkurven und einer eigenen Messung am 22. August 1968 konnte eine Untersuchung der University of Arizona von 1971 eine Rotationsperiode von 5,1382 h bestimmen,R. C. Taylor: Photometric Observations and Reductions of Lightcurves of Asteroids. In: T. Gehrels (Hrsg.): Physical Studies of Minor Planets. NASA SP-267, 1971, S. 117–131, (PDF; 220 kB). während eine Untersuchung von 1975 aus den archivierten Lichtkurven der Jahre 1949 bis 1968 eine Rotationsachse und Achsenverhältnisse einer dreiachsig-ellipsoidischen Gestalt bestimmte.R. de Santis: An ellipsoidal asteroid: 39 Laetitia. In: Memorie della Società Astronomica Italiana. Band 46, 1975, S. 355–360, (PDF; 262 kB).
Neue photometrische Beobachtungen wurden vom Juni 1968 bis Dezember 1974 während neun Gelegenheiten am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona und am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi durchgeführt. Es konnte eine Position für die Rotationsachse und eine sehr längliche ellipsoidische Form von etwa 255 × 150 × 85 km und eine Rotationsperiode von 5,138 h berechnet werden. Form, Größe und Zusammensetzung des Asteroiden deuteten stark darauf hin, dass es sich um ein großes Kollisionsfragment eines wesentlich massereicheren differenzierten Mutterkörpers handelt.R. E. Sather: Minor planets and related objects. XIX. Shape and pole orientation of (39) Laetitia. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 67–73, doi:10.1086/111854 (PDF; 479 kB). Weitere Messungen erfolgten am 10. Juni 1977 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium, am 15. Oktober 1978 am Mount-Lemmon-Observatorium in ArizonaC. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5. und im November 1978 in China.Y. Chang, X. Zhou, X. Yang, Y. Zhang, X. Li, Zh. Wu: Light curves of Asteroids (IV). In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 5, Nr. 4, 1981, S. 434–437, doi:10.1016/0275-1062(81)90008-4. Aus den archivierten Daten von 1952 bis 1978 konnten in einer Untersuchung von 1984 zwei alternative Rotationsachsen und ähnliche Achsenverhältnisse wie zuvor abgeleitet werden.V. Zappalà, Z. Knežević: Rotation axes of asteroids: Results for 14 objects. In: Icarus. Band 59, Nr. 3, 1984, S. 436–455, doi:10.1016/0019-1035(84)90112-X.
Bei einer Beobachtung vom 29. bis 31. August 1982 am Observatorio del Teide auf Teneriffa konnte zwar aus der aufgezeichneten Lichtkurve keine direkte Bestimmung einer Rotationsperiode erfolgen, aber die Kurve passte gut zu dem bereits bekannten Wert. Auch eine Lösung für die Rotationsachse und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells wurden bestimmt, die Beobachtungsdaten schienen dabei auf eine andersfarbige Region in der Nähe eines der beiden Pole hinzuweisen.R. S. McCheyne, N. Eaton, S. F. Green, A. J. Meadows: B and V lightcurves and pole positions of three S-class asteroids. In: Icarus. Band 59, Nr. 2, 1984, S. 286–295, doi:10.1016/0019-1035(84)90028-9. Eine weitere photometrische Beobachtung gelang am 24. November 1983 am South African Astronomical Observatory (SAAO) in Südafrika.R. S. McCheyne, N. Eaton, A. J. Meadows: Visible and near-infrared lightcurves of eight asteroids. In: Icarus. Band 61, Nr. 3, 1985, S. 443–460, doi:10.1016/0019-1035(85)90135-6. Aus allen diesen Daten berechnete auch eine Untersuchung von 1986 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse für prograde Rotation, sowie eine Periode von 5,1382 h.P. Magnusson: Distribution of spin axes and senses of rotation for 20 large asteroids. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 1–39, doi:10.1016/0019-1035(86)90072-2.
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