Quelltext der Seite (522) Helga

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 522
| Name = (522) Helga
| Orbittyp =ORB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.086020
| Große_Halbachse = 3.62710
| Bahnneigung = 4.41997
| Knoten = 116.53385
| Periwinkel = 249.39978
| Peridatum = 2026-08-11
| Periode = 2523.124
| Durchmesser = 101.2
| DurchmesserSigma = 3.5
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 8.129
| Albedo = 0.04
| Absolute_Helligkeit = 9.0
| Tholen = X
| Smass =
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1904-01-10
| anderer_Name = 1902&nbsp;WB, '''1904&nbsp;AF''', 1936&nbsp;QP
}}

'''(522) Helga''' ist ein [[Asteroid]] jenseits des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 10. Januar 1904 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] an der [[Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl|Großherzoglichen Bergsternwarte]] in Heidelberg bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 12,3&nbsp;mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass der Asteroid bereits am 23. August 1901 und am 20. November 1902 am gleichen Ort fotografiert worden war.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Die Benennung erfolgte 1905 mit Zustimmung des Entdeckers durch Premierleutnant Th. Lassen in Odense, der die [[Umlaufbahn]] berechnete.<ref>H. Kreutz: ''Benennung von kleinen Planeten.'' In: ''Astronomische Nachrichten.'' Band 169, Nr. 4053, 1905, Sp. 363–364, [[doi:10.1002/asna.19051692103]].</ref>

(522) Helga wird zwar zu den Hauptgürtelasteroiden gezählt, bewegt sich aber außerhalb der [[Kirkwoodlücke|Hecuba-Lücke]] und ist damit ein Mitglied der [[(65) Cybele#Cybele-Gruppe|Cybele-Gruppe]]. Obwohl die Umlaufbahn von (522) Helga durch eine Nähe zur 12:7-[[Bahnresonanz]] mit dem [[Planet]]en [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] chaotisch ist ([[Ljapunow-Exponent#Ljapunow-Zeit|Lyapunow-Zeit]] liegt bei nur etwa 7000 Jahren), zeigte eine numerische Simulation der Bewegung des Asteroiden über einen Zeitraum von 6 Mio. Jahren keine signifikante Instabilität, da offenbar die [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] und [[Präzession]] der Umlaufbahn so beschaffen sind, dass nahe Begegnungen mit Jupiter vermieden werden. Denn obwohl der minimale Abstand zwischen den Umlaufbahnen (''Minimum orbit intersection distance'', MOID) von (522) Helga und Jupiter innerhalb dieser Zeitspanne nur etwa 0,9&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]] beträgt, nähern sich Asteroid und Planet nie auf weniger als etwa 1,31&nbsp;AE aneinander an. Obwohl (522) Helga das erste eindeutige Beispiel einer stabilen chaotischen Umlaufbahn war, kam eine Untersuchung von 1992 zu dem Schluss, dass „stabiles Chaos“ ein recht häufiges Merkmal der Dynamik des [[Sonnensystem]]s sein könnte.<ref>A. Milani, A. M. Nobili: ''An example of stable chaos in the Solar System.'' In: ''Nature.'' Band 357, 1992, S. 569–571, [[doi:10.1038/357569a0]].</ref> Eine Untersuchung von 2000 vermutete, dass (522) Helga ein Beispiel für den Effekt der „Klebrigkeit“ (''stickiness'') in einem [[Hamilton-Funktion|Hamiltonschen System]] sein könnte, indem chaotische Umlaufbahnen für längere Zeit in der Nähe stabiler „Inseln“ regelmäßiger Bewegung gefangen bleiben, bevor sie in das chaotische „Meer“ entkommen.<ref>K. Tsiganis, H. Varvoglis, J. D. Hadjidemetriou: ''Stable Chaos in the 12:7 Mean Motion Resonance and Its Relation to the Stickiness Effect.'' In: ''Icarus.'' Band 146, Nr. 1, 2000, S. 240–252, [[doi:10.1006/icar.2000.6382]] ([https://www.academia.edu/download/51922876/Stable_Chaos_in_the_127_Mean_Motion_Reso20170224-10000-sysrr.pdf PDF; 396 kB]).</ref> Auch eine Untersuchung von 2026 erwies die Umlaufbahn von (522) Helga als instabil.<ref>P. Wajer, M. Królikowska, J. Suchecki: ''Numerical analysis of Lyapunov times for trans-Neptunian objects and main-belt asteroids: stability, accuracy, and methodological comparisons.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 547, Nr. 2, 2026, S. 1–17, [[doi:10.1093/mnras/stag280]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/547/2/stag280/66864789/stag280.pdf PDF; 2,78 MB]).</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (522) Helga, für die damals Werte von 101,2&nbsp;km bzw. 0,04 erhalten wurden.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/338320/pdf PDF; 398 kB]).</ref> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 83,7&nbsp;km bzw. 0,06.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf PDF; 73,0 MB]).</ref> Eine Analyse von Beobachtungen, die im September 2006 und Februar 2007 durch das japanische [[Weltraumteleskop]] [[ASTRO-F|AKARI]] im mittleren Infrarot erfolgt waren, ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 101 ± 1&nbsp;km bzw. 0,04.<ref>T. Kasuga, F. Usui, S. Hasegawa, D. Kuroda, T. Ootsubo, T. G. Müller, M. Ishiguro: ''AKARI/AcuA Physical Studies of the Cybele Asteroid Family.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 143, Nr. 6, 2012, S. 1–11, [[doi:10.1088/0004-6256/143/6/141]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/143/6/141/pdf PDF; 477 kB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von Asteroiden der Cybele-Gruppe am 22. und 23. März 1996 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (522) Helga eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als PD-Typ.<ref>C.-I. Lagerkvist, L. Moroz, A. Nathues, A. Erikson, F. Lahulla, O. Karlsson, M. Dahlgren: ''A study of Cybele asteroids. II. Spectral properties of Cybele asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 432, Nr. 1, 2005, S. 349–354, [[doi:10.1051/0004-6361:20041152]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/10/aa1152.pdf PDF; 343 kB]).</ref> Eine weitere spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium ergab dann eine taxonomische Klassifizierung als X-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: 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: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt im Rahmen einer Studie zu Cybele-Asteroiden vom 24. bis 27. Juli 1990 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile. Aus der während drei Nächten aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] im Bereich von etwa 3&nbsp;h abgeschätzt, es konnte aber keine Entscheidung zwischen möglichen Werten von 2,9 oder 3,4&nbsp;h getroffen werden. Obwohl eine so kurze Rotationsperiode für einen Asteroiden dieser Größe als ungewöhnlich erachtet wurde, schien die doppelte Periode nicht durch die Beobachtungen gestützt zu werden.<ref>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]] ([https://www.academia.edu/download/82423864/icar.2000.650720220320-2743-150dtl1.pdf PDF; 135 kB]).</ref> Diese Einschätzung wurde aber durch neue Beobachtungen vom 15. August bis 28. September 2005 während sechs Nächten am privaten R. P. Feynman Observatory in Italien widerlegt, denn hier wurde aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 8,126&nbsp;h bestimmt.<ref>D. Licchelli: ''Lightcurve analysis of asteroids 78, 126, 522, 565, 714, 1459, 6974.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 33, Nr. 1, 2006, S. 11–13, {{bibcode|2006MPBu...33...11L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006MPBu...33...11L/ADS_PDF PDF; 314 kB]).</ref><ref>D. Licchelli: ''Rotation period and lightcurve analysis of selected asteroids.'' In: ''Memorie della Società Astronomica Italiana Supplementi.'' Band 11, 2007, S. 207–210, {{bibcode|2007MSAIS..11..207L}} ([https://www.researchgate.net/profile/Domenico-Licchelli/publication/253571049_Rotation_period_and_lightcurve_analysis_of_selected_asteroids/links/54b504940cf2318f0f970caa/Rotation-period-and-lightcurve-analysis-of-selected-asteroids.pdf PDF; 883 kB]).</ref>

Im gleichen Zeitraum stattfindende Messungen vom 12. September bis 10. Oktober 1995 während drei Nächten am [[Charkiw-Observatorium]] in der Ukraine und am [[Krim-Observatorium]] in [[Simejis]] konnten diese Periode mit einem abgeleiteten Wert von 8,1236&nbsp;h bestätigen,<ref>V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, Yu. N. Krugly, F. P. Velichko, N. M. Gaftonyuk: ''Photometry of asteroids: Lightcurves of 24 asteroids obtained in 1993–2005.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 55, Nr. 7–8, 2007, S. 986–997, [[doi:10.1016/j.pss.2007.01.001]].</ref> ebenso wie Beobachtungen vom 29. Oktober bis 3. Dezember 2005 am Evelyn L. Egan Observatory der [[Florida Gulf Coast University]], wo für die Rotationsperiode ein Wert von 8,126&nbsp;h bestimmt wurde.<ref>M. Fauerbach, T. Bennett, S. A. Marks: ''Lightcurve Results for 81 Terpsichore, 242 Kriemhild, 503 Evelyn, 522 Helga, and 578 Happelia.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 34, Nr. 3, 2007, S. 57–58, {{bibcode|2007MPBu...34...57F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2007MPBu...34...57F/ADS_PDF PDF; 128 kB]).</ref> Weitere photometrische Messungen während fünf Nächten vom 2. bis 21. Oktober 2012 am Osservatorio Astronomico della Regione Autonoma Valle d’Aosta (OAVdA) in Italien ergaben eine Periode von 8,129&nbsp;h.<ref>A. Carbognani, A. Cellino, S. Caminiti: ''New phase-magnitude curves for some main belt asteroids, fit of different photometric systems and calibration of the albedo – Photometry relation.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 169, 2019, S. 15–34, [[doi:10.1016/j.pss.2019.02.009]].</ref>

Eine photometrische [[Durchmusterung]] im Rahmen der Palomar Transient Factory (PTF) am [[Palomar-Observatorium]] in Kalifornien ab 2009 ergab in einer Untersuchung von 2015 für die Rotationsperiode von (522) Helga einen Wert von 8,129&nbsp;h. Aus thermischen Infrarot-Daten wurde außerdem ein Durchmesser von 99,9 ± 1,2&nbsp;km abgeleitet.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/150/3/75/pdf PDF; 4,63 MB]).</ref> 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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] eine Rotationsperiode von 8,1286&nbsp;h bestimmt werden.<ref>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]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref>

== Helga-Familie ==
(522) Helga ist namensgebendes und größtes Mitglied einer [[Asteroidenfamilie]] mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]] von 3,60–3,66&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]], eine [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,04–0,06 und eine [[Bahnneigung]] von 3,2°–3,7°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse X, die mittlere Albedo liegt bei 0,05. Die ''Helga-Familie'' umfasste im Jahr 2019 etwa 15 bekannte Mitglieder,<ref>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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/3/3755/28549009/stz228.pdf PDF; 4,80 MB]).</ref> ihr Alter wurde auf maximal 800 Mio. Jahre geschätzt.<ref>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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/451/1/244/4187289/stv997.pdf PDF; 2,44 MB]).</ref>

== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]

== Weblinks ==
* {{IAU MPC|522}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=522}}
* {{AstDyS|ID=522}}

== Einzelnachweise ==
<references />
{{SORTIERUNG:Helga}}

[[Kategorie:Hauptgürtelasteroid zwischen 100 und 200 km Durchmesser]]
[[Kategorie:Cybele-Gruppe]]