(129) Antigone ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 5. Februar 1873 vom deutsch-US-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters am Litchfield Observatory in New York entdeckt wurde.
Der Asteroid wurde benannt nach Antigone, der Tochter von Ödipus, dem König von Theben. Sie begleitete ihren Vater, als dieser blind war und von ihrem Onkel Kreon ins Exil geschickt wurde.
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten vom März 1975 und Juni 1976 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona wurden für (129) Antigone erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 115 km bzw. 0,19 bestimmt.D. Morrison, C. R. Chapman: Radiometric diameters for an additional 22 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 204, 1976, S. 934–939, doi:10.1086/154242 (PDF; 636 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. Am 11. April 1985 gab es eine Bedeckung des Sterns BD +20° 2390 (= AG +20° 1138) durch (129) Antigone für bis zu 84 Sekunden, die von mehreren Beobachtern in Colorado verfolgt wurde. Aus dem zeitlichen Verlauf konnte für den Asteroiden ein mittlerer Durchmesser von 113 ± 4 km bestimmt werden. Die Beobachtungen wiesen auf eine nicht-sphärische Gestalt hin.J. Stamm: Observations of Asteroidal Appulses and Occultations. In: Occultation Newsletter. Band 3, Nr. 12, 1985, S. 249–253 (PDF; 1,30 MB).L. H. Wasserman, R. L. Millis, O. G. Franz: The Occultation of AG + 20° 1138 by 129 Antigone on 11 April 1985. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Band 18, 1986, S. 797–798, (PDF; 82 kB). Radarastronomische Untersuchungen von (129) Antigone erfolgten am Arecibo-Observatorium am 28. April bis 13. Mai 2005 bei 2,38 GHz. Die Radar-Albedo zeigte rotationsabhängig starke Schwankungen. Aus einer 3D-Modellierung wurde eine Größe 113 ± 18 km mit den Achsen eines Ellipsoids von (150 × 101 × 94) km und eine visuelle Albedo von 0,21 abgeleitet.M. K. Shepard, B. E. Clark, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. Warner, D. Pray, P. Pravec, M. Fauerbach, T. Bennett, A. Klotz, R. Behrend, H. Correia, J. Coloma, S. Casulli, A. Rivkin: A radar survey of M- and X-class asteroids. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 184–205, doi:10.1016/j.icarus.2007.11.032 (PDF; 2,04 MB). Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 124 ± 12 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 129,5 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). Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 128,7 km bzw. 0,15 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 sieben Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 126,9 ± 4,1 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).
Der Asteroid besteht zu einem hohen Anteil aus NiFe-Metall.M. K. Shepard, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro, A. W. Harris, B. D. Warner, R. D. Stephens, M. Mueller: A radar survey of M- and X-class asteroids. II. Summary and synthesis. In: Icarus. Band 208, Nr. 1, 2010, S. 221–237, doi:10.1016/j.icarus.2010.01.017 (PDF; 2,04 MB). Spektroskopische Messungen vom März 2005 bis Oktober 2006 an der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi wiesen darüber hinaus auf das Vorhandensein von hydratisierten Mineralen hin und dass die Oberflächenmineralogie des Asteroiden von Orthopyroxen oder einer Mischung aus Orthopyroxen/Klinopyroxen dominiert wird. Um die Ursache der widersprüchlichen Messergebnisse in verschiedenen Frequenzbereichen zu erklären, wurde ein Szenario entworfen, nach dem der Asteroid möglicherweise aus der Kollision zweier unterschiedlicher Körper entstand, einer davon reich an Metallen, der andere reich an hydratisierten Mineralen.M. E. Ockert-Bell, B. E. Clark, M. K. Shepard, A. S. Rivkin, R. P. Binzel, C. A. Thomas, F. E. DeMeo, S. J. Bus, S. Shah: Observations of X/M asteroids across multiple wavelengths. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 206–219, doi:10.1016/j.icarus.2007.11.006.P. S. Hardersen, E. A. Cloutis, V. Reddy, T. Mothé-Diniz, J. P. Emery: The M-/X-asteroid menagerie: Results of an NIR spectral survey of 45 main-belt asteroids. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 46, Nr. 12, 2011, S. 1910–1938, doi:10.1111/j.1945-5100.2011.01304.x (PDF; 600 kB).
mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (129) Antigone Nachdem bereits 1917 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (129) Antigone 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 vom 29. Mai bis 16. Juni 1971 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium. Damals wurden vier Lichtkurven aufgezeichnet.C. 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. Weitere Messungen wurden vom 6. Mai bis 8. Juni 1976 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien durchgeführt. Aus den dabei registrierten Lichtkurven konnte nun eine Rotationsperiode von 4,9572 h bestimmt werden.F. Scaltriti, V. Zappalà: Photoelectric photometry of the minor planets 41 Daphne and 129 Antigone. In: Astronomy & Astrophysics. Band 56, Nr. 1–2, 1977, S. 7–11, (PDF; 81 kB).
Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (129) Antigone. Beobachtungen fanden am Kitt-Peak-Nationalobservatorium zwischen April 1981 und Juni 1986 statt und lieferten eine Vielzahl an Lichtkurven.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. Aus diesen konnte in einer Untersuchung von 1988 eine eindeutige Lösung für die Position der Rotationsachse bestimmt werden mit prograder Rotation und einer Periode von 4,95717 h. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.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. Die Ergebnisse wurden 1991 unter zusätzlicher Berücksichtigung der Beobachtungsdaten vom 5. Dezember 1983 und einer weiteren eigenen Messung vom 24. Dezember 1984S. 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. noch einmal überarbeitet, dies führte aber zu keinen signifikanten Änderungen an den Ergebnissen.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.
Seit den 1980er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns, der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von Gestaltmodellen durchführten.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.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.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.E. Dotto, M. A. Barucci, M. Fulchignoni, M. Di Martino, A. Rotundi, R. Burchi, A. Di Paolantonio: M-type asteroids: Rotational properties of 16 objects. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 95, Nr. 2, 1992, S. 195–211, (PDF; 349 kB).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. Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 19. Oktober 1982 am Osservatorio Astrofisico di Catania in ItalienM. Di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8. und am 5. Dezember 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino (in beiden Fällen abgeleitete Rotationsperiode 4,957 h),M. Di Martino, V. Zappalà, G. De Sanctis, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 17 asteroids. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 338–353, doi:10.1016/0019-1035(87)90110-2. bei der Opposition 1986 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma (abgeleitete Periode 4,9572 h)C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs: Physical studies of asteroids. XVIII: Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 73, Nr. 3, 1988, S. 395–405, (PDF; 303 kB). sowie am Lohrmann-Observatorium in Dresden zwischen 11. Februar und 4. Mai 2000 (abgeleitete Periode 4,955 h).I. Foerster, H. Potthoff: Lightcurves of Asteroid 43, 87, 129, and 130. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 2, 2001, S. 25–26, (PDF; 132 kB).