Орбита астероида Парфенопа и его положение в Солнечной системе
Хотя Парфенопа относится к астероидам класса S, спектральный анализ, проведённый в 1997 году, обнаружил довольно слабые полосы поглощения на длинах волн 0,38 μm и 0,42 μm. Нечто подобное характерно для класса M, в частности для астероида (201) Пенелопа. Подобные полосы поглощения также были обнаружены у астероида (181) Эвхарида, также принадлежащего к классу S[6].
Фотометрические наблюдения, проведённые в Пулковской обсерватории, позволили получить кривые блеска этого тела, из которых следовало, что период вращения астероида вокруг своей оси равняется 13,722 ± 0,001 часа, с изменением блеска по мере вращения 0,10m[7].
В 1988 году с помощью телескопа UH88 в обсерватории Мауна-Кеа была предпринята попытка поиска спутников у этого астероида, но она закончилась неудачей[8].
Максимальной яркости астероид достигал 6 августа 2008 года в момент прохождения перигелия, когда его видимая звёздная величина составила 8,8m.
Покрытие звёзд этим астероидом наблюдалось дважды: 13 февраля 1987 года и 28 апреля 2006 года.
С момента открытия астероида (17) Фетида в 1852 году он дважды сближался с Парфенопой: в первый раз в феврале 1968 года до расстояния в 0,0016 а. e., второй раз в январе 1997 года до расстояния в 0,0054 а. e. На основе этих наблюдений астрономами Viateau и Chesley в 1997 и 2001 годах масса астероида была оценена в 5⋅1018 кг при плотности 2,7 г/см³. Впоследствии (в 2007 году) это значение было оценено в 6,3⋅1018 кг[9], а в 2008 уточнено до 6,15⋅1018 кг при плотности 3,3 г/см³[10]. Следует заметить, что дистанция в 0,0016 а. e. является минимальным расстоянием между двумя сближающимися астероидами, которое использовалось для определения их массы (по состоянию на август 2000 года)[2]. Пористость астероида составляет (12 ± 4)%[9].
↑Busarev V. V. A Combination of Hydrated and Dehydrated Silicates on the S Asteroid 11 Parthenope? (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society. — 1997. — Vol. 29. — P. 975. — Bibcode: 1997DPS....29.0719B.
↑Pilcher, Frederick (October 2011), Rotation Period Determinations for 11 Parthenope, 38 Leda, 111 Ate, 194 Prokne, 217 Eudora and 224 Oceana, Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, vol. 38, no. 4, pp. 183–185, Bibcode:2011MPBu...38..183P
↑Gradie, J.; Flynn, L. (March 1988), A Search for Satellites and Dust Belts Around Asteroids: Negative Results, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, vol. 19, pp. 405–406, Bibcode:1988LPI....19..405G
.svg){kind=small}
![Снимок сделан телескопом VLT (спектрограф SPHERE[англ.])](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5b/11_Parthenope_VLT_%282021%29%2C_deconvolved.pdf/page1-274px-11_Parthenope_VLT_%282021%29%2C_deconvolved.pdf.jpg)
