(69) Hesperia

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Asteroid
(69) Hesperia
Berechnetes 3D-Modell von (69) Hesperia
Berechnetes 3D-Modell von (69) Hesperia
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 2,980 AE
Exzentrizität 0,170
Perihel – Aphel 2,474 AE – 3,486 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 185,0°
Argument der Periapsis 288,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 12. April 2025
Siderische Umlaufperiode 5 a 53 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 17,13 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 138,1 ± 4,7 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,14
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 5 h 39 min
Absolute Helligkeit 7,2 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		M
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker Giovanni Schiaparelli
Datum der Entdeckung 29. April 1861
Andere Bezeichnung 1861 HC, 1932 CM1, 1945 NB
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.

(69) Hesperia ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der nach einer ersten Sichtung drei Tage zuvor schließlich am 29. April 1861 vom italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli am Osservatorio Astronomico di Brera in Mailand als neues Objekt erkannt wurde. Es war seine einzige Asteroidenentdeckung.

Hesperia (altgriechisch ἑσπερία hespería) ist der griechische Name für Italien, abgeleitet von ἑσπέρα hespéra oder ἕσπερος hésperos, der untergehenden Sonne, dem Abend oder dem Abendstern, in dessen Richtung Italien liegt.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (69) Hesperia, für die damals Werte von 138,1 km bzw. 0,14 erhalten wurden.[1] Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 2. August 2007 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 109 ± 11 km abgeleitet werden.[2] Radarastronomische Messungen am 3. Februar 2010 am Arecibo-Observatorium bei 2,38 GHz führten zur Abschätzung des Durchmessers zu einem effektiven Wert von 110 ± 15 km mit Achsen der ellipsoidischen Gestalt von 135 × 106 × 98 km. Die Radarechos wiesen auf eine sehr glatte Oberfläche hin, die von Material hoher Dichte dominiert wird, vermutlich Eisen-Nickel, und stimmten mit denen anderer Asteroiden der M-Klasse mit hohem Metallanteil überein.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden 2015 der Durchmesser und die Albedo mit 131,1 km bzw. 0,19 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[4]

Eine umfangreiche spektroskopische Untersuchung der größten Asteroiden des M-Typs erfolgte im Zeitraum 1978–1986 am Charkiw-Observatorium in der Ukraine. Aus dem Vergleich mit Meteoriten-Material ergab sich, dass neben einigen anderen auch (69) Hesperia nicht aus reinem Metall bestehen kann und erhebliche silicatische Bestandteile enthält.[5] Aus spektroskopischen Beobachtungen mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi vom 2. bis 4. Mai 2001 konnte festgestellt werden, dass die Oberfläche von (69) Hesperia auf allen Seiten des Asteroiden, die beobachtet wurden, neben Silicaten auch geringfügige Mengen von Orthopyroxen mit niedrigem Fe- und niedrigem Ca-Gehalt enthält.[6]

Photometrische Beobachtungen von (69) Hesperia fanden erstmals statt vom 6. August bis 4. November 1977 am Lowell-Observatorium in Arizona und am Mauna-Kea-Observatorium. Bei der umfangreichen Kampagne konnten sehr detaillierte Lichtkurven aufgezeichnet und bereits ein genauer Wert von 5,655 h für die Rotationsperiode bestimmt werden.[7] Während eine weitere Beobachtung am 4. Januar 1984 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien diesen Wert bestätigen konnte[8] und Messdaten vom 14. September 1987 am La-Silla-Observatorium in Chile nicht weiter auswertbar waren,[9] passte die am 1. Mai 1990 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo über sieben Stunden aufgezeichnete Lichtkurve ebenfalls zu dieser Rotationsperiode.[10]

Berechnetes 3D-Modell von (69) Hesperia

Zwei Messungen am La-Silla-Observatorium konnten die bereits bekannte Rotationsperiode bestätigen: Beobachtungen am 23. und 25. September 1992 führten zur Bestimmung einer Periode von 5,657 h[11] und aus weiteren Beobachtungen am 10. und 12. November 1993 konnte ein Wert von 5,6518 h bestimmt werden. Außerdem konnte hier für den Asteroiden in Verbindung mit den archivierten Lichtkurven der Jahre 1977, 1984, 1987 und 1990 eine Lösung für die Position der Rotationsachse mit einer prograden Rotation und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.[12] Auch bei einer Beobachtung von (69) Hesperia vom 6. März bis 6. April 1995 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums konnte eine Rotationsperiode von 5,655 h abgeleitet werden.[13]

Aus den archivierten Lichtkurven wurden in einer Untersuchung von 1998 zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse, beide mit retrograder Rotation, sowie Abschätzungen für die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells für den Asteroiden errechnet.[14] Mit den von 1977 bis 1993 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde dann in einer Untersuchung von 2003 ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden sowie eine eindeutige Position für die Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 5,65520 h bestimmt.[15] Auch eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona, der Catalina Sky Survey und der Siding Spring Survey ermöglichte in einer Untersuchung von 2011 die Berechnung eines Gestaltmodells und alternativer Lösungen für die Position der Rotationsachse mit einer Periode von 5,65534 h.[16]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (69) Hesperia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 5,86·1018 kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 137 km zu einer Dichte von 4,38 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±22 %.[17]

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. 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).
  3. ↑ M. K. Shepard, A. W. Harris, P. A. Taylor, B. E. Clark, M. Ockert-Bell, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A. M. Benner: Radar observations of Asteroids 64 Angelina and 69 Hesperia. In: Icarus. Band 215, Nr. 2, 2011, S. 547–551, doi:10.1016/j.icarus.2011.07.027 (PDF; 472 kB).
  4. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  5. ↑ D. F Lupishko, I. N Belskaya: On the surface composition of the M-type asteroids. In: Icarus. Band 78, Nr. 2, 1989, S. 395–401, doi:10.1016/0019-1035(89)90186-3.
  6. ↑ 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).
  7. ↑ M. Poutanen, E. Bowell, L. J. Martin, D. T. Thompson: Photoelectric photometry of asteroid 69 Hesperia. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 61, Nr. 2, 1985, S. 291–297, bibcode:1985A&AS...61..291P (PDF; 201 kB).
  8. ↑ 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.
  9. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, G. Hahn: Physical Studies of Asteroids XX. Photoelectric Photometry of Asteroids. In: Asteroids, comets, meteors III. AMC 89 Proceedings, Uppsala University, Uppsala 1990, S. 45–48, bibcode:1990acm..proc...45D (PDF; 151 kB).
  10. ↑ 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, bibcode:1992A&AS...95..195D (PDF; 349 kB).
  11. ↑ M.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, bibcode:1995A&AS..112..125H (PDF; 468 kB).
  12. ↑ G. De Angelis, S. Mottola: Lightcurves and pole determinations for the asteroids 69 Hesperia, 79 Eurynome and 852 Wladilena. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 8, 1995, S. 1013–1017 doi:10.1016/0032-0633(95)00006-Q.
  13. ↑ V. G. Shevchenko, F. P. Velichko, V. A. Checha, Yu. N. Krugly: Photometric Study of Selected Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 195–198 bibcode:2014MPBu...41..195S (PDF; 1,00 MB).
  14. ↑ C. Blanco, D. Riccioli: Pole coordinates and shape of 30 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 131, Nr. 3, 1998, S. 385–394, doi:10.1051/aas:1998277 (PDF; 419 kB).
  15. ↑ 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; 303 kB).
  16. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  17. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
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