(6) Hebe ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 1. Juli 1847 vom deutschen Amateurastronomen Karl Ludwig Hencke in Driesen entdeckt wurde. Es war seine zweite und letzte Asteroidenentdeckung.
Der Asteroid wurde benannt nach Hebe, der griechischen Göttin der Jugend und Mundschenkin aller Götter, Tochter von Zeus und Hera, Ehefrau von Herakles. Die Benennung erfolgte auf Bitte des Entdeckers hin durch den deutschen Mathematiker und Astronomen Carl Friedrich Gauss.K. L. Hencke: Schreiben des Herrn Hencke an den Herausgeber. In: Astronomische Nachrichten. Band 26, Nr. 610, 1847, Sp. 155–156 (online). Die früher für den Asteroiden verwendeten Symbole 20x20px|Astronomisches Symbol von Hebe oder 20x20px|Astronomisches Symbol von Hebe stellen einen Pokal oder Becher dar.
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi von 1972 wurden für (6) Hebe erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 204 km und 0,16 bestimmt.D. P. Cruikshank, D. Morrison: Radii and albedos of asteroids 1, 2, 3, 4, 6, 15, 51, 433, and 511. In: Icarus. Band 20, Nr. 4, 1973, S. 477–481 doi:10.1016/0019-1035(73)90020-1.D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. Die Auswertung von Beobachtungen der Bedeckung des Sterns 3. Größe Gamma Ceti durch (6) Hebe am 5. März 1977 führte zur Bestimmung eines elliptischen Querschnitts des Asteroiden von (195 × 170) km.G. E. Taylor, D. W. Dunham: The size of minor planet 6 Hebe. In: Icarus. Band 34, Nr. 1, 1978, S. 89–92, doi:10.1016/0019-1035(78)90128-8. Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 18. bis 23. Januar 1985 bei 2,38 GHz ergaben für den Asteroiden einen effektiven Durchmesser von 185 ± 10 km.C. Magri, S. J. Ostro, K. D. Rosema, M. L. Thomas, D. L. Mitchell, D. B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro, J. D. Giorgini, D. K. Yeomans: Mainbelt Asteroids: Results of Arecibo and Goldstone Radar Observations of 37 Objects during 1980–1995. In: Icarus. Band 140, Nr. 2, 1999, S. 379–407, doi:10.1006/icar.1999.6130 (PDF; 354 kB). Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (6) Hebe, für die damals Werte von 185,2 km bzw. 0,27 erhalten wurden.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). Mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 28. Juni und 29. November 2010 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 165 ± 21 km abgeleitet werden. Die Aufnahme vom November zeigte dabei eine deutliche Konkavität in der Kontur.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: PDF; 1,79 MB). 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 185,0 km bzw. 0,27.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). Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 195,6 km bzw. 0,24 korrigiert.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). Mit einer Auswertung von drei Sternbedeckungen durch den Asteroiden wurde in einer Untersuchung von 2020 ein mittlerer Durchmesser von 194,3 ± 7,6 km bestimmt.D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 6,52 MB).
Spektroskopische Untersuchungen vom 14. bis 18. September 1995 am La-Silla-Observatorium in Chile in Verbindung mit polarimetrischen Beobachtungen vom 5. bis 7. Juni 1994 an der Außenstelle El Leoncito des Felix-Aguilar-Observatoriums in Argentinien ergaben als plausibelste Interpretation der Daten: Die Oberfläche von (6) Hebe besteht aus einer undifferenzierten Mineralansammlung. Seit ihrer Entstehung hat die Oberfläche eine Reihe von energiereichen Einschlagkraterereignissen erlebt, die einige Änderungen ihrer großflächigen Albedo-/Polarisationseigenschaften und möglicherweise geringfügige spektrale Variationen im Zusammenhang mit der Freilegung von „frischem“ (d. h. von durch Verwitterungsprozessen im Weltraum unberührtem) Untergrundmaterial verursacht haben. Nach dieser Interpretation kann (6) Hebe als ein möglicher Ursprungskörper für einen Teil der gewöhnlichen H-Chondriten mit hohem Metallgehalt angesehen werden, die auf die Erde niedergehen.F. Migliorini, A. Manara, F. Scaltriti, P. Farinella, A. Cellino, M. Di Martino: Surface Properties of (6) Hebe: A Possible Parent Body of Ordinary Chondrites. In: Icarus. Band 128, Nr. 1, 1997, S. 104–113, doi:10.1006/icar.1997.5679.
mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (6) Hebe Nachdem bereits 1921 die Veränderlichkeit der Helligkeit von (6) Hebe festgestellt worden war,M. Harwood: Variations in the Light of Asteroids. In: Harvard College Observatory Circular. Nr. 269, 1924, S. 1–15, (PDF; 490 kB). erfolgten neue photometrische Beobachtungen am 11. Juli 1953 am Yerkes-Observatorium in Wisconsin. Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode des Asteroiden von 7,275 h abgeleitet.I. I. Ahmad: Photometric Studies of Asteroids. IV. The Light-Curves of Ceres, Hebe, Flora, and Kalliope. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 551–273, (PDF; 476 kB). Beobachtungen im Juni 1964 in China ergaben eine Periode von 7,28 h, während Messungen am 2. August 1968 an der Southern Station der Sternwarte Leiden in Südafrika wegen der Kürze der beobachteten Zeitspanne nicht weiter ausgewertet werden konnten.W. Wamsteker, R. E. Sather: Minor planets and related objects. XVII. Five-color photometry of four asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 79, Nr. 12, 1974, S. 1465–1470, doi:10.1086/111702 (PDF; 422 kB). Dagegen wurden bei Messungen vom 29. November 1958 bis 9. Mai 1959 am McDonald-Observatorium in Texas, am 2. Mai 1967 an der Catalina Station, vom 14. Mai 1967 bis 23. Mai 1971 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium, beide in Arizona, sowie am 6. September 1972 am Mauna-Kea-Observatorium weitere Lichtkurven gewonnen, aus denen eine Rotationsperiode von 7,2746 h sowie eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation abgeschätzt werden konnten. Zudem gab es Hinweise auf eine rötlich gefärbte Region auf (6) Hebe.T. Gehrels, R. C. Taylor: Minor planets and related objects. XXII. Phase functions for (6) Hebe. In: The Astronomical Journal. Band 82, Nr. 3, 1977, S. 229–237, doi:10.1086/112036 (PDF; 570 kB).
In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns (immer prograd), der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von Gestaltmodellen durchführten.V. Zappalà, Z. Knežević: Rotation axes of asteroids: Results for 14 objects. In: Icarus. Band 59, Nr. 3, 1984, S. 436–455, doi:10.1016/0019-1035(84)90112-X.P. Magnusson: Distribution of spin axes and senses of rotation for 20 large asteroids. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 1–39, doi:10.1016/0019-1035(86)90072-2.T. Michałowski: Photometric astrometry applied to asteroids 6, 15, 43, and 624. In: Acta Astronomica. Band 38, Nr. 4, 1988, S. 455–468, (PDF; 233 kB).G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G. Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie im November 1980 in China,X. Zhou, X. Yang, Zh. Wu: Light curves of asteroids. Paper V. In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 7, Nr. 2, 1983, S. 129–131, doi:10.1016/0275-1062(83)90064-4. vom 10. bis 15. Juni 1983 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien (abgeleitete Periode 7,277 h),M. Di Martino, S. Cacciatori: Photoelectric photometry of 14 asteroids. In: Icarus. Band 60, Nr. 1, 1984, S. 75–82, doi:10.1016/0019-1035(84)90139-8. vom 2. Mai bis 9. Juni 1984 am Osservatorio Astrofisico di Catania in Italien (abgeleitete Periode 7,289 h),D. Riccioli, C. Blanco, M. Cigna: Rotational periods of asteroids II. In: Planetary and Space Science. Band 49, Nr. 7, 2001, S. 657–671, doi:10.1016/S0032-0633(01)00014-9. vom 15. April bis 11. Mai 1986 am Osservatorio Astronomico di Collurania-Teramo in Italien,E. Dotto, G. De Angelis, M. Di Martino, M. A. Barucci, M. Fulchignoni, G. De Sanctis, R. Burchi: Pole Orientation and Shape of 12 Asteroids. In: Icarus. Band 117, Nr. 2, 1995, S. 313–327, doi:10.1006/icar.1995.1158. vom 18. bis 27. Juni 1987 am Observatorio Municipal de Mercedes in Argentinien (abgeleitete Periode 7,26 h),R. Gil Hutton, A. Blain: Photoelectric Photometry of Asteroid 6 Hebe. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 15, Nr. 1, 1988, S. 3–4, (PDF; 83 MB). am 18. August 1991 am La-Silla-ObservatoriumM.-C. Hainaut-Rouelle, O. R. Hainaut, A. Detal: Lightcurves of selected minor planets. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 112, 1995, S. 125–142, (PDF; 468 kB). sowie vom 5. bis 7. Juni 1994 in El Leoncito (siehe oben).
Mit den von 1953 bis 1993 archivierten Daten aus dem Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) wurde in einer Untersuchung von 2003 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Position der Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 7,27447 h bestimmt. Das Modell schien ein ziemlich eckiger, grob geschnittener Körper zu sein. Auch hier gab es Hinweise auf eine moderate Albedo-Buntheit, sodass einige der großen, flachen Merkmale auf dem Modell durchaus Vertiefungen begleitet von Albedo-Mustern sein konnten.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 (PDF; 303 kB). Ein Vergleich mit fünf Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 5. März 1977 (siehe oben) bestätigte in einer Untersuchung von 2011 die zuvor bestimmte Rotationsachse, lieferte aber wegen der unsicheren Beobachtungsdaten für den mittleren Durchmesser nur einen groben Wert von 180 ± 40 km.J. Ďurech, M. Kaasalainen, D. Herald, D. Dunham, B. Timerson, J. Hanuš, E. Frappa, J. Talbot, T. Hayamizu, B. D. Warner, F. Pilcher, A. Galád: Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes. In: Icarus. Band 214, Nr. 2, 2011, S. 652–670, doi:10.1016/j.icarus.2011.03.016 (arXiv-Preprint: PDF; 551 kB).