(260) Huberta

Asteroid
(260) Huberta
Berechnetes 3D-Modell von (260) Huberta
Berechnetes 3D-Modell von (260) Huberta
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Hauptgürtelasteroid
Asteroidenfamilie Huberta-Familie
Große Halbachse 3,452 AE
Exzentrizität 0,107
Perihel – Aphel 3,083 AE – 3,821 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 6,417°
Länge des aufsteigenden Knotens 164,9°
Argument der Periapsis 180,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 29. Mai 2027
Siderische Umlaufperiode 6 a 152 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 15,99 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 101,5 km ± 0,9 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,04
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 8 h 17 min
Absolute Helligkeit 9,3 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CX:
Spektralklasse
(nach SMASSII)
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 3. Oktober 1886
Andere Bezeichnung 1886 TA, 1906 VH, 1911 ME
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.

(260) Huberta ist ein Asteroid jenseits des äußeren Hauptgürtels, der am 3. Oktober 1886 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach dem heiligen Hubertus von Lüttich (um 655–727), dem Schutzpatron der Jäger. In der „Beilage zum (Wiener) Astronomischen Kalender für 1888“, S. 87 heißt es ironisch: „… Palisa… Huberta nannte, offenbar nach dem heiligen Hubertus, der sich aber der Aufnahme unter die Gestirne durch eine Veränderung der Endsylbe us in a, und damit durch die Verwandlung aus einem Patrone in eine Patronin der Jäger erkaufen musste.“

(260) Huberta wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber außerhalb der Hecuba-Lücke und ist damit ein Mitglied der Cybele-Gruppe.[1]

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (260) Huberta, für die damals Werte von 94,7 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[2] Mit dem Satelliten Midcourse Space Experiment (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen für den Asteroiden Werte für den mittleren Durchmesser und die Albedo von 85,8 km bzw. 0,06 bestimmt wurden.[3] 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 85,8 km bzw. 0,06.[4] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 101,5 km bzw. 0,04 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 92,9 oder 115,1 km bzw. 0,04 oder 0,03 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 102,1 km bzw. 0,04, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (260) Huberta eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.[8]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt vom 6. bis 9. März 1992 am La-Silla-Observatorium und vom 25. Januar bis 4. Februar 1999 am Calar-Alto-Observatorium in Spanien. Die gemessenen Lichtkurven wurden zu einer Rotationsperiode von 8,29 h ausgewertet.[9]

Aus den archivierten photometrischen Daten des United States Naval Observatory und der Catalina Sky Survey in Arizona wurde in einer Untersuchung von 2013 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Rotationsperiode von 8,29055 h bestimmt.[10]

Weitere photometrische Messungen erfolgten vom 13. September bis 23. November 2014 am Astronomischen Observatorium der Universität Kiew in der Ukraine. Aus der während 11 Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 8,2895 h bestimmt.[11] Bei einer Kampagne vom 12. September 2014 bis 7. Februar 2015 konnte aus Daten der Raumsonde Gaia in Verbindung mit erdgebundenen Beobachtungen ebenfalls eine Rotationsperiode von 8,2895 h bestimmt werden.[12]

Eine Durchmusterung im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am Palomar-Observatorium in Kalifornien ab 2009 bestätigte in einer Untersuchung von 2015 die Bestimmung der Rotationsperiode von (260) Huberta mit einem Wert von etwa 8,296 h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 99,5 ± 0,8 km abgeleitet.[13] Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von Gaia DR2 erneut eine Rotationsachse mit retrograder Rotation berechnet. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 8,29058 h bestimmt.[14]

Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (260) Huberta, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,2905 h berechnet wurde.[15]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 8,2907 h bestimmt werden.[16] Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 8,2905 h berechnet.[17]

Huberta-Familie

(260) Huberta ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 3,32–3,56 AE, eine Exzentrizität von 0,03–0,11 und eine Bahnneigung von 4,8°–6,8°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklassen C, D und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,06. Die Huberta-Familie umfasste im Jahr 2019 136 bekannte Mitglieder,[18] ihr Alter wurde auf 1100 ± 50 Mio. Jahre geschätzt.[19]

Siehe auch

Commons: (260) Huberta – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ M. N. De Prá, N. Pinilla-Alonso, J. M. Carvano, J. Licandro, H. Campins, T. Mothé-Diniz, J. De León, V. Alí-Lagoa: PRIMASS visits Hilda and Cybele groups. In: Icarus. Band 311, 2018, S. 35–51, doi:10.1016/j.icarus.2017.11.012.
  2. ↑ 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).
  3. ↑ E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 124, Nr. 1, 2002, S. 652–670, doi:10.1086/340960 (PDF; 485 kB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ 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).
  6. ↑ 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).
  7. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  8. ↑ D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids. In: Icarus. Band 172, Nr. 1, 2004, S. 179–220, doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 (arXiv-Preprint: PDF; 3,49 MB).
  9. ↑ C.-I. Lagerkvist, A. Erikson, F. Lahulla, M. De Martino, A. Nathues, M. Dahlgren: A Study of Cybele Asteroids. I. Spin Properties of Ten Asteroids. In: Icarus. Band 149, Nr. 1, 2001, S. 190–197, doi:10.1006/icar.2000.6507 (PDF; 135 kB).
  10. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution. In: Astronomy & Astrophysics. Band 551, A67, 2013, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201220701 (PDF; 400 kB).
  11. ↑ V. G. Shevchenko, O. I. Mikhalchenko, I. N. Belskaya, I. G. Slyusarev, V. G. Chiorny, Yu. N. Krugly, T. A. Hromakina, A. N. Dovgopol, N. N. Kiselev, A. N. Rublevsky, K. А. Antonyuk, A. O. Novichonok, A. V. Kusakin, I. V. Reva, R. Ya. Inasaridze, V. V. Ayvazian, G. V. Kapanadze, I. E. Molotov, D. Oszkiewicz, T. Kwiatkowski: Photometry of selected outer main belt asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 202, 105248, 2021, S. 1–15, doi:10.1016/j.pss.2021.105248 (arXiv-Preprint: PDF; 2,22 MB).
  12. ↑ E. Wilawer, D. Oszkiewicz, A. Kryszczyńska, A. Marciniak, V. Shevchenko, I. Belskaya, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, J. Horbowicz, V. Kudak, P. Kulczak, V. Perig, K. Sobkowiak: Asteroid phase curves using sparse Gaia DR2 data and differential dense light curves. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 513, Nr. 3, 2022, S. 3242–3251, doi:10.1093/mnras/stac1008 (PDF; 1,16 MB).
  13. ↑ A. Waszczak, Ch. Chang, E. O. Ofek, R. Laher, F. Masci, D. Levitan, J. Surace, Y. Cheng, W. Ip, D. Kinoshita, G. Helou, T. A. Prince, Sh. Kulkarni: Asteroid Light Curves from the Palomar Transient Factory Survey: Rotation Periods and Phase Functions from Sparse Photometry. In: The Astronomical Journal. Band 150, Nr. 3, 2015, S. 1–35, doi:10.1088/0004-6256/150/3/75 (PDF; 4,63 MB).
  14. ↑ J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, A98, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202039796 (PDF; 7,49 MB).
  15. ↑ J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).
  16. ↑ J. Ďurech, M. Vávra, R. Vančo, N. Erasmus: Rotation Periods of Asteroids Determined With Bootstrap Convex Inversion From ATLAS Photometry. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Band 9, 2022, S. 1–7, doi:10.3389/fspas.2022.809771 (PDF; 1,01 MB).
  17. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).
  18. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  19. ↑ V. Carruba, D. Nesvorný, S. Aljbaae, M. E. Huaman: Dynamical evolution of the Cybele asteroids. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 451, Nr. 1, 2015, S. 244–256, doi:10.1093/mnras/stv997 (PDF; 2,44 MB).
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