(153) Hilda

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Asteroid
(153) Hilda
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Hilda-Familie
Große Halbachse 3,972 AE
Exzentrizität 0,139
Perihel – Aphel 3,420 AE – 4,523 AE
Neigung der Bahnebene 7,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 228,1°
Argument der Periapsis 39,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 25. Mai 2023
Siderische Umlaufperiode 7 a 334 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 14,87 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 170,6 ± 3,3 km
Albedo 0,06
Rotationsperiode 5 h 58 min
Absolute Helligkeit 7,8 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		P
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		X
Geschichte
Entdecker Johann Palisa
Datum der Entdeckung 2. November 1875
Andere Bezeichnung 1875 VC, 1935 GD
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.

(153) Hilda ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 2. November 1875 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Marine-Sternwarte Pola entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt zu Ehren von Hildegard Julie Maria Edle von Oppolzer (1867–1877), der ältesten Tochter des österreichischen Astronomen Theodor Oppolzer (1841–1886). Die Benennung erfolgte durch ihren Vater.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (153) Hilda, für die damals Werte von 170,6 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[1] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2012 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 218,8 km bzw. 0,04.[2]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten vom 14. bis 16. August 1986 am La-Silla-Observatorium in Chile. Aus der sehr wenig modulierten Lichtkurve wurde zwar eine Rotationsperiode von 8,11 h abgeleitet, der Wert wurde aber als nicht völlig zuverlässig beurteilt.[3] Spektroskopische und weitere photometrische Beobachtungen erfolgten dann im Zeitraum vom 19. August bis 7. September 1992 wieder am La-Silla-Observatorium, mit dem Nordic Optical Telescope am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma, am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien und am Calar-Alto-Observatorium in Spanien. Die Messungen führten zu einer taxonomischen Einstufung des Asteroiden als P-Typ, während für die Rotationsperiode ein Wert von 5,11 h bestimmt wurde.[4] Messungen über einen wesentlich längeren Zeitraum wurden im Juli 1992, November 2002, Januar 2005 und April 2006 an der Außenstelle Tschuhujiw des Charkiw-Observatoriums in der Ukraine und am Krim-Observatorium in Simejis durchgeführt. Die Daten konnten schließlich zu einem wesentlich verbesserten Wert für die Rotationsperiode von 5,9587 h ausgewertet werden. Aus diesen Messungen in Verbindung mit weiteren Beobachtungen, die bereits im August 1984 stattgefunden hatten, konnten auch zwei alternative Lösungen für die Position der Rotationsachse des Asteroiden erhalten und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells bestimmt werden.[5]

Neue Beobachtungen des Asteroiden erfolgten vom 9. bis 24. Juli 2016 an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado. Obwohl auch hier eine Rotationsperiode von 5,954 h abgeleitet werden konnte, erschien zunächst ein Wert von 4,768 h gleichermaßen möglich.[6] Eine neue Messung am gleichen Ort vom 5. bis 15. September 2017 konnte allerdings wieder den längeren Wert mit 5,957 h bestätigen.[7] Auch Beobachtungen vom 14. Oktober bis 10. Dezember 2018 am Organ Mesa Observatory in New Mexico führten zu einer sehr detaillierten Lichtkurve mit einer Rotationsperiode von 5,9585 h.[8] Um die Lichtkurve noch besser aufzulösen, gab es vom 15. Februar bis 1. März 2019 eine Zusammenarbeit zwischen dem Organ Mesa Observatory und der Sternwarte Belgrad in Serbien. Die gewonnene Lichtkurve mit ausgeprägter Modulation in Verbindung mit den Daten aus 2018 konnte wieder zu einer Rotationsperiode von 5,9585 h ausgewertet werden.[9]

Auch in den folgenden Jahren wurden immer wieder photometrische Beobachtungen und Bestimmungen der Rotationsperiode von (153) Hilda durchgeführt, so vom 25. und 26. November 2019 am CS3 (5,963 h),[10] vom 14. bis 23. Januar 2020 am Organ Mesa Observatory (5,958 h)[11] und im Rahmen einer Zusammenarbeit der Grupo de Observadores de Rotaciones de Asteroides (GORA) vom 19. Februar bis 2. April 2021 an sechs Observatorien in Argentinien und zwei in Spanien (5,962 h).[12]

Bei eigenen Messungen vom 27. bis 31. März 2021 am CS3 wurde nur eine fast völlig flache Lichtkurve registriert. Allerdings konnte zusammen mit den archivierten Beobachtungsdaten von 2019 und weiteren Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS), der Catalina Sky Survey und dem United States Naval Observatory (USNO) ein Gestaltmodell erstellt und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellisoidischen Modells sowie zwei alternative Lösungen für die Lage der Rotationsachse, eine davon nahezu in der Ebene der Ekliptik, die andere mit retrograder Rotation, bestimmt werden. Für die Rotationsperiode wurde ein Wert von 5,95854 h gefunden.[13]

Hilda-Gruppe und Hilda-Familie

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Darstellung des inneren Sonnensystems. Golden die Hildas.

(153) Hilda ist namensgebendes und eines der größten Mitglieder einer Asteroidengruppe. Sie haben nicht etwa einen gemeinsamen Ursprungskörper, wie bei vielen Asteroidenfamilien, sondern stellen eine dynamische Gruppe dar,[14] deren Zugehörigkeit über ihre Bahnelemente mit einer Großen Halbachse von 3,7–4,1 AE, eine Exzentrizität von ≤0,3 und eine Bahnneigung von ≤20° definiert wird. Darüber hinaus bewegen sich alle in einer 3:2-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter um die Sonne. In der Zeit, in der Jupiter die Sonne zweimal umrundet, führen die Hilda-Asteroiden im Mittel exakt drei Umläufe aus. Durch ihre Bahnresonanz scheinen sich alle Mitglieder der Gruppe gehäuft an den Ecken eines Dreiecks aufzuhalten, welches sich mit Jupiter (der sich nahe der Mitte einer der Kanten befindet) dreht. Dies ist aber nur ein gruppendynamisches Phänomen, denn jeder einzelne Asteroid bewegt auf seiner eigenen ellipsenförmigen Bahn, wodurch er ständig von einer Ecke des Dreiecks zur nächsten wechselt. Im Jahr 2016 waren etwa 3800 Hildas bekannt,[15] aber eine statistische Untersuchung von 2018, die auf Beobachtungen mit dem Subaru-Teleskop auf Hawaiʻi beruhte, führte zu einer Abschätzung für die Hilda-Gruppe von etwa 10.000 Mitgliedern mit mehr als 2 km Durchmesser.[16]

Schema der Umlaufbahn von (153) Hilda (grün), Jupiter (rot) und den Lagrange-Punkten L3 bis L5 des Jupiter (offene rote Kreise)

Die feste Kopplung von (153) Hilda an die Bewegung von Jupiter ist dabei über Millionen von Jahren stabil.[4] Obwohl der gegenseitige Bahnabstand (Minimum orbit intersection distance, MOID) von Jupiter und (153) Hilda mit einer Periodizität von etwa 1500 Jahren zwischen etwa 0,5 und 1,0 AE schwankte, sind sich die beiden Himmelskörper durch die Bahnresonanz in den vergangenen 10.000 Jahren nie näher gekommen als bis auf etwa 1,89 AE (283 Mio. km).[17]

Darüber hinaus lässt sich aber innerhalb der größeren Hilda-Gruppe von Asteroiden in 3:2-Bahnresonanz mit Jupiter noch eine kleinere Häufung von Asteroiden um die Bahn von (153) Hilda identifizieren, die als Hilda-Familie i. e. S. aus einem Kollisionsereignis hervorgegangen sein dürfte. Dabei könnte vor etwa 4 Mrd. Jahren ein rund 200 km großer Vorgänger vom Einschlag eines 50 km großen Projektils getroffen worden sein, was aber zu keiner völligen Zerstörung, sondern nur zum teilweisen Verlust von Material führte.[18] Die Asteroiden der Hilda-Familie innerhalb der Hilda-Gruppe besitzen ähnliche Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 3,98–4,03 AE, eine Exzentrizität von 0,11–0,25 und eine Bahnneigung von 7,8°–10,4°. Taxonomisch handelt es sich hauptsächlich um Asteroiden der Spektralklasse C und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,06. Der Hilda-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 433 Mitglieder zugerechnet.[19]

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. ↑ T. Grav, A. K. Mainzer, J. Bauer, J. Masiero, T. Spahr, R. S. McMillan, R. Walker, R. Cutri, E. Wright, P. R. Eisenhardt, E. Blauvelt, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier IV, S. Gomillion, E. Hand, A. Wilkins: WISE/NEOWISE Observations of the Hilda Population: Preliminary Results. In: The Astrophysical Journal. Band 744, Nr. 2, 2012, S. 1–15, doi:10.1088/0004-637X/744/2/197 (PDF; 3,45 MB).
  3. ↑ V. Zappalà, M. Di Martino, A. Cellino, P. Farinella, G. De Sanctis, W. Ferreri: Rotational properties of outer belt asteroids. In: Icarus. Band 82, Nr. 2, 1989, S. 354–368, doi:10.1016/0019-1035(89)90043-2 (PDF; 721 kB).
  4. ↑ a b C.-I. Lagerkvist, M. Di Martino, C. Blanco, M. Dahlgren, A. Erikson, J. F. Lahulla, M. Lazzarin, K. Lumme, S. Pohjolainen, D. Riccioli: Physical studies of asteroids XXX: the asteroid 153 Hilda. In: Earth, Moon, and Planets. Band 71, 1995, S. 189–194, doi:10.1007/BF00612956 (PDF; 242 kB).
  5. ↑ V. G. Shevchenko, N. Tungalag, V. G. Chiorny, N. M. Gaftonyuk, Yu. N. Krugly, A. W. Harris, J. W. Young: CCD-photometry and pole coordinates for eight asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 57, Nr. 12, 2009, S. 1514–1520, doi:10.1016/j.pss.2009.08.001 (PDF; 330 kB).
  6. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens, D. R. Coley: Lightcurve Analysis of Hilda Asteroids at the Center for Solar System Studies: 2016 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 1, 2017, S. 36–41, bibcode:2017MPBu...44...36W (PDF; 5,33 MB).
  7. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens: Lightcurve Analysis of Hilda Asteroids at the Center for Solar System Studies: 2017 July Through September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 45, Nr. 1, 2018, S. 35–39, bibcode:2018MPBu...45...35W (PDF; 504 kB).
  8. ↑ F. Pilcher: New Lightcurves of 153 Hilda, 293 Brasilia, and 318 Magdalena. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 2, 2019, S. 130–131, bibcode:2019MPBu...46..130P (PDF; 853 kB).
  9. ↑ F. Pilcher, V. Benishek: Lightcurves of 153 Hilda at Large Phase Angles. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 3, 2019, S. 318–319, bibcode:2019MPBu...46..318P (PDF; 308 kB).
  10. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens: Lightcurve Analysis of Hilda Asteroids at the Center for Solar System Studies: 2019 November. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 2, 2020, S. 123–124, bibcode:2020MPBu...47..123W (PDF; 213 kB).
  11. ↑ F. Pilcher: Lightcurves and Rotation Periods of 83 Beatrix, 86 Semele, 118 Peitho 153 Hilda, 527 Euryanthe, and 549 Jessonda. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 47, Nr. 3, 2020, S. 192–195, bibcode:2020MPBu...47..192P (PDF; 540 kB).
  12. ↑ M. Colazo, C. Fornari, A. Wilberger, M. Morales, E. Bellocchio, E. Pulver, D. Scotta, N. Suárez, R. Melia, F. Santos, A. Mottino, A. Stechina, A. García, A. Chapman, C. Colazo: Asteroid Photometry and Lightcurve Analysis at GORA’s Observatories Part V. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 4, 2021, S. 363–365, bibcode:2021MPBu...48..363C (PDF; 385 kB).
  13. ↑ B. D. Warner, R. D. Stephens, D. R. Coley: Lightcurve Analysis of Hilda Asteroids at the Center for Solar System Studies: 2021 January–March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 48, Nr. 3, 2021, S. 303–308, bibcode:2021MPBu...48..303W (PDF; 1,69 MB).
  14. ↑ C. E. Spratt: The Hilda group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 83, 1989, S. 393–404, bibcode:1989JRASC..83..393S (PDF; 173 kB).
  15. ↑ I. Wong, M. E. Brown: The Color-magnitude Distribution of Hilda Asteroids: Comparison with Jupiter Trojans. In: The Astronomical Journal. Band 153, Nr. 2, 2016, S. 1–6, doi:10.3847/1538-3881/153/2/69 (PDF; 859 kB).
  16. ↑ T. Terai, F. Yoshida: Size Distribution of Small Hilda Asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 156, Nr. 1, 2018, S. 1–6, doi:10.3847/1538-3881/aac81b (PDF; 635 kB).
  17. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
  18. ↑ M. Brož, D. Vokrouhlický: Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 390, Nr. 2, 2008, S. 715–732, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x (PDF; 2,38 MB).
  19. ↑ 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).
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