(434) Hungaria

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Asteroid
(434) Hungaria
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 31. März 2024 (JD 2.460.400,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Hungaria-Gruppe
Große Halbachse 1,944 AE
Exzentrizität

0,074

Perihel – Aphel 1,800 AE – 2,088 AE
Neigung der Bahnebene 22,5°
Länge des aufsteigenden Knotens 175,3°
Argument der Periapsis 124,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 19. Januar 2023
Siderische Umlaufperiode 2 a 260 d
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 21,33 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 8,9 ± 0,7 km
Albedo 0,73
Rotationsperiode 1 d 3 h
Absolute Helligkeit 11,2 mag
Spektralklasse
(nach Tholen) 		E
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Xe
Geschichte
Entdecker Max Wolf
Datum der Entdeckung 11. September 1898
Andere Bezeichnung 1898 RB
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.

(434) Hungaria ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 11. September 1898 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde anlässlich eines Astronomiekongresses, der 1898 in Budapest stattfand, nach dem Gastgeberland Ungarn benannt.

(434) Hungaria ist der Prototyp der ca. 5000 bekannten Asteroiden der Hungaria-Gruppe: Charakteristisch für diese Gruppe ist die 9:2-Bahnresonanz mit dem Planeten Jupiter. Die Asteroiden dieser Gruppe besitzen nahezu kreisrunde Bahnen (Exzentrizität <0,18) mit Großen Halbachsen von 1,78 bis 2,0 AE (also im innersten Bereich des Asteroidengürtels), die stark (16° bis 34°) gegen die Ekliptik geneigt sind.[1] Es wird vermutet, dass die Gruppe nach einer katastrophalen Kollision vor etwa 300–500 Mio. Jahren entstanden ist, an der (434) Hungaria beteiligt war, das vermutlich größte Fragment der Kollisionsfamilie.[2]

Als Asteroid der seltenen Tholen-Spektralklasse E besitzt er durch eine mineralische Oberfläche eine hohe Albedo, vergleichbar mit derjenigen der Venus.[3] Eine spektroskopische Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am La-Silla-Observatorium in Chile ergab für (434) Hungaria eine taxonomische Klassifizierung als X- bzw. Xe-Typ.[4] Polarimetrische Untersuchungen vom Februar 2000 bis Oktober 2004 an der Astronomischen Einrichtung Leoncito in Argentinien bestätigten die hohe Albedo mit Messwerten von 0,47 bis 0,58 sowie die taxonomische Zuordnung.[5]

Mit der Zielsetzung einer Suche nach möglichen binären Asteroiden wurden auch (434) Hungaria am 27. November 1993 mit dem Hubble-Weltraumteleskop (HST) beobachtet. Die Aufnahmen der unkorrigierten Wide Field/Planetary Camera (WFPC) lieferten nach erfolgter Bildkorrektur keinen Hinweis auf eine Binarität.[6] Radarastronomische Beobachtungen des Asteroiden vom 14. bis 20. Mai 2006 am Arecibo-Observatorium führten zur Abschätzung einer Obergrenze für den Durchmesser von 11 km.[7]

Spektroskopische Untersuchungen des Asteroiden mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf Hawaiʻi in 2001 wiesen darauf hin, dass seine Oberfläche aus einer Mischung von Aubriten dominiert wird.[8] (434) Hungaria wir daher als eine der Hauptquellen für den Ursprung der auf der Erde gefundenen Aubriten angesehen.[9] Beobachtungen am 16. November 2004 am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) auf La Palma zeigten im Laufe der langen Rotationsperiode von (434) Hungaria unterschiedliche spektrale Eigenschaften, die mit Inhomogenitäten in der Oberflächenzusammensetzung verbunden sein könnten.[10]

Bei mehreren Gelegenheiten wurde der Asteroid am Palmer Divide Observatory in Colorado beobachtet. Aus photometrischen Messungen vom 7. bis 23. Juli 2009 konnte aus der Lichtkurve eine Rotationsperiode von 26,50 h und eine hohe Wahrscheinlichkeit für eine prograde Rotation abgeleitet werden.[11] Auch bei einer erneuten Beobachtung vom 1. bis 12. März 2011 konnte eine Rotationsperiode von 24,56 h gefunden werden.[12] Eine dritte Beobachtungskampagne am Center for Solar System Studies-Palmer Divide Station (CS3-PDS) vom 24. Februar bis 22. März 2014 konnte die vorigen Ergebnisse mit einem Wert von 26,521 h bestätigen.[13]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. ↑ C. E. Spratt: The Hungaria group of minor planets. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 84, 1990, S. 123–131, bibcode:1990JRASC..84..123S (PDF; 137 kB).
  2. ↑ B. D. Warner, A. W. Harris, D. Vokrouhlický, D. Nesvorný, W. F. Bottke: Analysis of the Hungaria asteroid population. In: Icarus. Band 204, Nr. 1, 2009, S. 172–182, doi:10.1016/j.icarus.2009.06.004 (PDF; 1,01 MB).
  3. ↑ M. S. Kelley, M. J. Gaffey: High-albedo asteroid 434 Hungaria: Spectrum, composition and genetic connections. In: Meteoritics & Planetary Science. Band 37, Nr. 12, 2002, S. 1815–1827, doi:10.1111/j.1945-5100.2002.tb01165.x (PDF; 1,14 MB).
  4. ↑ 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).
  5. ↑ R. Gil-Hutton, D. Lazzaro, P. Benavidez: Polarimetric observations of Hungaria asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 468, Nr. 3, 2007, S. 1109–1114, doi:10.1051/0004-6361:20077178 (PDF; 94 kB).
  6. ↑ A. Storrs, B. Weiss, B. Zellner, W. Burleson, R. Sichitiu, E. Wells, C. Kowal, D. Tholen: Imaging Observations of Asteroids with Hubble Space Telescope. In: Icarus. Band 137, Nr. 2, 1999, S. 260–268, doi:10.1006/icar.1999.6047 (PDF; 522 kB).
  7. ↑ M. K. Shepard, K. M. Kressler, B. E. Clark, M. E. Ockert-Bell, M. C. Nolan, E. S. Howell, C. Magri, J. D. Giorgini, L. A.M. Benner, S. J. Ostro: Radar observations of E-class Asteroids 44 Nysa and 434 Hungaria. In: Icarus. Band 195, Nr. 1, 2008, S. 220–225, doi:10.1016/j.icarus.2007.12.018 (PDF; 516 kB).
  8. ↑ B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, doi:10.1029/2003JE002200 (PDF; 1,06 MB).
  9. ↑ M. Ćuk, B. J. Gladman, D. Nesvorný: Hungaria asteroid family as the source of aubrite meteorites. In: Icarus. Band 239, 2014, S. 154–159, doi:10.1016/j.icarus.2014.05.048 (arXiv-Preprint: PDF; 244 kB).
  10. ↑ S. Fornasier, A. Migliorini, E. Dotto, M.A. Barucci: Visible and near infrared spectroscopic investigation of E-type asteroids, including 2867 Steins, a target of the Rosetta mission. In: Icarus. Band 196, Nr. 1, 2008, S. 119–134, doi:10.1016/j.icarus.2008.02.015 (PDF; 867 kB).
  11. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2009 June–September. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 1, 2010, S. 24–27, bibcode:2010MPBu...37...24W (PDF; 1,45 MB).
  12. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory: 2010 December–2011 March. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 38, Nr. 3, 2011, S. 142–149, bibcode:2011MPBu...38..142W (PDF; 2,04 MB).
  13. ↑ B. D. Warner: Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 January–March. 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. 144–155, bibcode:2014MPBu...41..144W (PDF; 2,52 MB).
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