Quelltext der Seite (69) Hesperia

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 69
| Name = (69) Hesperia
| Bild = 69Hesperia (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (69) Hesperia
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.169285
| Große_Halbachse = 2.97827
| Bahnneigung = 8.58432
| Knoten = 184.90388
| Periwinkel = 288.18019
| Peridatum = 2025-04-12
| Periode = 1877.344
| Durchmesser = 138.1
| DurchmesserSigma = 4.7
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 5.655
| Albedo = 0.14
| Tholen = M
| Smass = X
| Absolute_Helligkeit = 7.2
| Entdecker = [[Giovanni Schiaparelli]]
| Entdeckungsdatum = 1861-04-29
| anderer_Name = '''1861&nbsp;HC''', 1932&nbsp;CM<sub>1</sub>, 1945&nbsp;NB
}}

'''(69) Hesperia''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|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 ({{grcS|ἑσπερία|hespería}}) ist der griechische Name für Italien, abgeleitet von {{lang|grc|ἑσπέρα|hespéra}} oder {{lang|grc|ἕσπερος|hésperos}}, der untergehenden Sonne, dem Abend oder dem Abendstern, in dessen Richtung Italien liegt.

== 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 (69) Hesperia, für die damals Werte von 138,1&nbsp;km bzw. 0,14 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> Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des [[Keck-Observatorium]]s auf Hawaiʻi im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] vom 2. August 2007 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 109 ± 11&nbsp;km abgeleitet werden.<ref>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: [https://arxiv.org/pdf/1308.0446 PDF; 1,79 MB]).</ref> [[Radarastronomie|Radarastronomische]] Messungen am 3. Februar 2010 am [[Arecibo-Observatorium]] bei 2,38&nbsp;GHz führten zur Abschätzung des Durchmessers zu einem effektiven Wert von 110 ± 15&nbsp;km mit Achsen der [[ellipsoid]]ischen Gestalt von 135 × 106 × 98&nbsp;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.<ref>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]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/MBAs/shepard.etal.2011.angelina+hesperia.pdf PDF; 472 kB]).</ref> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden 2015 der Durchmesser und die Albedo mit 131,1&nbsp;km bzw. 0,19 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.<ref>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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/117/pdf PDF; 1,07 MB]).</ref>

Eine umfangreiche [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung der größten Asteroiden des M-Typs erfolgte im Zeitraum 1978–1986 am [[Charkiw-Observatorium]] in der Ukraine. Aus dem Vergleich mit [[Meteorit]]en-Material ergab sich, dass neben einigen anderen auch (69) Hesperia nicht aus reinem Metall bestehen kann und erhebliche [[Silicate|silicatische]] Bestandteile enthält.<ref>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]].</ref> 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 [[Pyroxengruppe|Orthopyroxen]] mit niedrigem [[Eisen|Fe]]- und niedrigem [[Calcium|Ca]]-Gehalt enthält.<ref>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]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=b8e8463e041973b12f191283bd146ae7c92450eb PDF; 287 kB]).</ref>

[[Photometrie|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 [[Lichtkurve]]n aufgezeichnet und bereits ein genauer Wert von 5,655&nbsp;h für die [[Rotationsperiode]] bestimmt werden.<ref>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}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1985A&AS...61..291P/ADS_PDF PDF; 201 kB]).</ref> Während eine weitere Beobachtung am 4. Januar 1984 am [[Osservatorio Astronomico di Torino]] in Italien diesen Wert bestätigen konnte<ref>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]].</ref> und Messdaten vom 14. September 1987 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile nicht weiter auswertbar waren,<ref>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}} ([https://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1990acm..proc...45D&defaultprint=YES&filetype=.pdf PDF; 151 kB]).</ref> passte die am 1. Mai 1990 am [[Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo]] über sieben Stunden aufgezeichnete Lichtkurve ebenfalls zu dieser Rotationsperiode.<ref>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}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1992A&AS...95..195D/ADS_PDF PDF; 349 kB]).</ref>

[[Datei:000069-asteroid shape model (69) Hesperia.png|mini|links|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&nbsp;h<ref>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}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1995A&AS..112..125H/ADS_PDF PDF; 468 kB]).</ref> und aus weiteren Beobachtungen am 10. und 12. November 1993 konnte ein Wert von 5,6518&nbsp;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 [[Rechtläufig und rückläufig|prograden]] Rotation und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.<ref>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]].</ref> 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&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>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}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..195S/ADS_PDF PDF; 1,00 MB]).</ref>

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.<ref>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]] ([https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1998/15/ds4996.pdf PDF; 419 kB]).</ref> 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&nbsp;h bestimmt.<ref>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]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=87352c8bc7274adee44a4fbb0afdb49e4d3e2415 PDF; 303 kB]).</ref> 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&nbsp;h.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/06/aa16738-11.pdf PDF; 1,82 MB]).</ref>

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 (69) Hesperia, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 5,65524&nbsp;h berechnet wurde.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa40759-21.pdf PDF; 1,16 MB]).</ref>

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 5,86·10<sup>18</sup>&nbsp;kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 137&nbsp;km zu einer Dichte von 4,38&nbsp;g/cm³ führte bei keiner [[Porosität]]. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±22 %.<ref>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: [https://arxiv.org/pdf/1203.4336 PDF; 5,41 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|69 Hesperia|(69) Hesperia}}
* {{IAU MPC|69}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=69}}
* {{AstDyS|ID=69}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=69 (69) Hesperia] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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