(532) Herculina

Asteroid (532) Herculina
532Herculina (Lightcurve Inversion).png
Berechnetes 3D-Modell von (532) Herculina
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Eigenschaften des Orbits Vorlage:Infobox Asteroid/Database Epoche: Vorlage:JD (JD 2.461.000,5)
Orbittyp	Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse	2.77003 AE
Exzentrizität	0.180182
Perihel – Aphel	Vorlage:Str round AE – Vorlage:Str round AE
Perihel – Aphel	AE –  AE
Neigung der Bahnebene	16.29930 °
Länge des aufsteigenden Knotens	Vorlage:Str round°
Argument der Periapsis	Vorlage:Str round°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs	Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate
Siderische Umlaufperiode
Siderische Umlaufzeit	{{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	{{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit	Vorlage:Str round km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser	167,8 km ± 0,9 km
Abmessungen
Masse	Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo	0,29
Mittlere Dichte	g/cm³
Rotationsperiode
Absolute Helligkeit	Vorlage:Str round mag
Spektralklasse	{{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse (nach Tholen)	S
Spektralklasse (nach SMASSII)	S
Geschichte
Entdecker	Max Wolf
Datum der Entdeckung	Vorlage:Infobox Asteroid/GetDate
Andere Bezeichnung	1904 HE, 1950 JP
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(532) Herculina ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 20. April 1904 vom deutschen Astronomen Max Wolf an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 9,2 mag entdeckt wurde.

Ein Bezug dieses Namens zu einer Person oder einem Ereignis ist nicht bekannt. Der Namensvorschlag erfolgte durch den italienischen Astronomen Elia Millosevich am Collegio Romano.<ref>E. Millosevich: Pianeta 1904 NY. In: Astronomische Nachrichten. Band 167, Nr. 3987, 1904, Sp. 45–46, doi:10.1002/asna.19041670314.</ref>

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten vom März und April 1973 am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi und aus 1974 am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile wurden für (532) Herculina erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 191 bis 238 km bzw. 0,04 bis 0,06 bestimmt.<ref>D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, bibcode:1974ApJ...194..203M (PDF; 997 kB).</ref><ref>O. L. Hansen: Radii and albedos of 84 asteroids from visual and infrared photometry. In: The Astronomical Journal. Band 81, Nr. 1, 1976, S. 74–84, doi:10.1086/111855 (PDF; 1,17 MB).</ref><ref>D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.</ref> Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 4. bis 8. April 1987 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 207 ± 25 km.<ref>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).</ref> Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (532) Herculina, für die damals Werte von 222,4 km bzw. 0,17 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 (PDF; 398 kB).</ref> Aus neuen Radarexperimenten am Arecibo-Observatorium vom 28. bis 30. März 2001 bei 2,38 GHz wurde nun ein effektiver Durchmesser von 203 ± 22 km abgeleitet.<ref>C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).</ref> 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 203,0 km bzw. 0,20.<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 (PDF; 73,0 MB).</ref> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 167,8 km bzw. 0,28 korrigiert.<ref>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).</ref>

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 2. Januar 1954 am McDonald-Observatorium in Texas. Auf Grundlage der siebenstündigen Beobachtung wurde eine Rotationsperiode von 16–17 h vermutet.<ref>I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. II. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 529–546, doi:10.1086/145941 (PDF; 747 kB).</ref> Beobachtungen in China im Januar 1963 erbrachten eine Periode mit einem Wert von 18,813 h. Aufgrund der Form der während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurve vermutete eine Forschergruppe am Table Mountain Observatory in Kalifornien allerdings eine halb so lange Periodizität von etwa 9,4 h. Diese Vermutung konnte dann durch eigene Messungen vom 29. Mai bis 2. Juni 1978 am Table Mountain Observatory, ergänzt durch Beobachtungen vom 7. bis 26. Juni 1978 am Lowell-Observatorium in Arizona untermauert werden, woraufhin eine weitere Beobachtungskampagne vom 24. Juli bis 1. August 1978 am Table Mountain Observatory durchgeführt wurde. Eine Auswertung aller Lichtkurven führte schließlich zu einer Rotationsperiode von 9,406 h.<ref>A. W. Harris, J. Young: Photoelectric lightcurves of asteroids 42 Isis, 45 Eugenia, 56 Melete, 103 Hera, 532 Herculina, and 558 Carmen. In: Icarus. Band 38, Nr. 1, 1979, S. 100–105, doi:10.1016/0019-1035(79)90089-7.</ref>

Eine Untersuchung von 1980 erklärte die ungewöhnliche Form der Lichtkurve von (532) Herculina durch die Annahme eines komplexen Gestaltmodells mit zwei unterschiedlich geformten Hemisphären, von denen eine einem „abgeschnittenen Ellipsoid“ und die andere einem „dreieckigen Prisma“ ähnelt.<ref>V. Zappalà: Peculiar shapes of asteroids: Implications for light curves and periods of rotation. In: The Moon and the Planets. Band 23, 1980, S. 345–353, doi:10.1007/BF00902049 (PDF; 371 kB).</ref>

Aus photometrischen Messungen vom 26. Februar bis 29. März 1982 während sechs Nächten am Dance Hill Observatory in Ontario, Kanada wurde eine Periode von 9,42 h bestimmt<ref>C. J. Cunningham: Photoelectric Photometry of Asteroid 532 Herculina. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 10, Nr. 1, 1983, S. 4–5, bibcode:1983MPBu...10....4C (PDF; 79 kB).</ref> und auch weitere Beobachtungen vom 20. bis 25. März 1982 am McDonald-Observatorium passten zu der zuvor bestimmten Periode. Aus mit Speckle-Interferometrie am 2,3-m-Bok-Teleskop des Steward Observatory auf dem Kitt Peak in Arizona am 17. und 18. Januar 1982 gewonnenen Daten konnten für ein dreiachsig-ellipsoidisches Gestaltmodell des Asteroiden eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und Abmessungen von (263 × 218 × 215) km bestimmt werden. Die Beobachtungen deuteten auf die Existenz eines 75 % helleren Flecks von mindestens 115 km Größe auf der Oberfläche von (532) Herculina hin.<ref name="drumm">J. D. Drummond, E. K. Hege, W. J. Cocke, J. D. Freeman, J. C. Christou, R. P. Binzel: Speckle interferometry of asteroids II. 532 Herculina. In: Icarus. Band 61, Nr. 2, 1985, S. 232–240, doi:10.1016/0019-1035(85)90105-8.</ref>

Aus neuen Beobachtungen vom 5. September bis 14. November 1984 am Perth-Observatorium in Australien und am La-Silla-Observatorium in Chile wurde eine Rotationsachse nahezu in der Ebene der Ekliptik gelegen und eine Periode von 9,4049 h bestimmt. Das zuvor vorgeschlagene ellipsoidische Modell des Asteroiden mit einem hellen Fleck wurde durch ein neues sphärisches Modell ersetzt mit zwei dunklen Stellen, die etwa 13 % der Helligkeit der umgebenden Oberfläche aufweisen. Mit diesem Modell wurden auch Vorhersagen für die während der nächsten vier Oppositionen zu erwartenden Lichtkurven berechnet.<ref>R. C. Taylor, P. V. Birch, J. Drummond, A. Pospieszalska-Surdej, J. Surdej: Asteroid 532 Herculina: Lightcurves, pole orientation and a model. In: Icarus. Band 69, Nr. 2, 1987, S. 354–369, doi:10.1016/0019-1035(87)90111-4.</ref> Zu dieser Periode passten auch Beobachtungen, die vom 13. November bis 2. Dezember 1985 während sechs Nächten am La-Silla-Observatorium durchgeführt wurden.<ref>A. Erikson, C.-I. Lagerkvist, M. Lindgren, G. Cutispoto, H. Debehogne, G. Hahn, P. Magnusson: Physical studies of asteroids XXIII: Photometric observations of the asteroids 6, 32, 196, 243, 416, 532 and 1580. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 91, Nr. 2, 1991, S. 259–264, bibcode:1991A&AS...91..259E (PDF; 126 kB).</ref> Bolometrische Messungen im nahen und mittleren Infrarot vom 25. Januar bis 28. Mai 1987 mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium erbrachten jedoch Lichtkurven, bei denen ein Vergleich mit diesem Modell zum Schluss führte, dass die Lichtschwankungen von (532) Herculina in erster Linie auf ihre unregelmäßige Form und nicht auf Schwankungen der Oberflächenalbedo zurückzuführen sind.<ref>L. A. Lebofsky, R. Greenberg, E. F. Tedesco, G. J. Veeder: Infrared lightcurves of asteroids 532 Herculina and 45 Eugenia: Proof of the absence of significant albedo markings. In: Icarus. Band 75, Nr. 3, 1988, S. 518–526, doi:10.1016/0019-1035(88)90161-3.</ref>

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (532) Herculina, deren Lichtkurve am 18. und 19. Februar 1982 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium (KPNO) in Arizona sowie am 20. und 23. Februar 1987 am McDonald-Observatorium aufgezeichnet und 1990 zu einer Periode von 9,408 h ausgewertet wurde.<ref>S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. H. Levy, R. P. Binzel, S. M. Vail, M. Magee, D. Spaute: Photometric geodesy of main-belt asteroids: III. Additional lightcurves. In: Icarus. Band 86, Nr. 2, 1990, S. 402–447, doi:10.1016/0019-1035(90)90227-Z.</ref> Basierend auf theoretischen Betrachtungen und einigen archivierten Lichtkurven aus dem Zeitraum 1978 bis 1987 bestimmte eine Untersuchung von 1991 eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,4050 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells.<ref>T. Kwiatkowski, T. Michałowski: Spin Vector and Shape of 532 Herculina. In: A. W. Harris, E. Bowell (Hrsg.): Asteroids, Comets, Meteors 1991. Lunar and Planetary Institute, Houston, TX 1992, ISBN 0-942862-07-4, S. 333–336, (PDF; 42,1 MB).</ref> Eine weitere Untersuchung von 1995 bestimmte aus archivierten Daten von 1963 bis 1987 eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 9,4049 h sowie die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells.<ref>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.</ref>

Weitere photometrische Beobachtungen des Asteroiden waren vom 29. und 31. Januar 1982 Osservatorio Astronomico di Torino in Italien, vom 14. August bis 12. Oktober 1988 während zehn Nächten am La-Silla-Observatorium sowie vom 30. April bis 5. Juni 1992 während vier Nächten am Charkiw-Observatorium in der Ukraine erfolgt. Aus allen verfügbaren Lichtkurven wurde 1995 eine Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Periode von 9,4049 h bestimmt. Außerdem wurden die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.<ref>T. Michałowski, F. P. Velichko, M. Di Martino, Yu. N. Krugly, V. G. Kalashnikov, V. G. Shevchenko, P. V. Birch, W. D. Sears, P. Denchev, T. Kwiatkowski: Models of Four Asteroids: 17 Thetis, 52 Europa, 532 Herculina, and 704 Interamnia. In: Icarus. Band 118, Nr. 2, 1995, S. 292–301, doi:10.1006/icar.1995.1192.</ref> Unter Verwendung der gleichen Rotationsperiode entstand 1996 aus archivierten Daten aus dem Zeitraum 1954 bis 1992 ein neues Modell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation. Auch die Achsenverhältnisse wurden neu berechnet.<ref>T. Michałowski: A new model of the asteroid 532 Herculina. In: Astronomy & Astrophysics. Band 309, 1996, S. 970–978, bibcode:1996A&A...309..970M (PDF; 222 kB).</ref> Auch eine Untersuchung von 1999 berechnete aus archivierten Daten zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit prograder Rotation und eine Rotationsperiode von 9,4049 h.<ref>Gy. Szabó, K. Sárneczky, L. L. Kiss: The O-C diagrams of minor planets – a new approach to modelling the rotation. In: Evolution and source regions of asteroids and comets. Proceedings of the 173^rd colloquium of the IAU, Tatranská Lomnica 1999, S. 185–188, bibcode:1999esra.conf..185S (PDF; 87 kB).</ref>

Aus 40 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1954 bis 1992 wurde dann in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 9,40495 h berechnet. Das konvexe Modell ähnelte einem Toaster. Die großen ebenen Flächen deuteten auf Nichtkonvexitäten hin, wahrscheinlich große Krater wie auf (253) Mathilde. Obwohl die Datenbank viele offensichtlich verstümmelte Lichtkurven enthielt, wiesen die zahlreichen guten eindeutig auf die gewählte Pollösung als die beste hin. Die bei den früheren Untersuchungen oft als verwirrend wahrgenommenen Merkmale der Lichtkurven (wie die wechselnde Anzahl von Maxima und Minima) konnten mit dem erstellten Modell leicht erklärt werden. Eine signifikante Albedo-Variation wurde nicht festgestellt.<ref>M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: Models of Twenty Asteroids from Photometric Data. In: Icarus. Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, doi:10.1006/icar.2002.6907 (PDF; 1,03 MB).</ref> Auch die Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey führte in einer Untersuchung von 2016 erneut zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation, aber nahe zur Ebene der Ekliptik gelegen, und einer Periode von 9,40494 h.<ref>J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).</ref>

Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde 2017 ein verbessertes Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Teleskops II am Keck-Observatorium auf Hawaiʻi vom September 2002 und August 2006 sowie den Beobachtungen einer Sternbedeckung durch den Asteroiden am 18. April 2015 gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde gegenüber der Lösung von 2016 eine geringfügig verbesserte Position mit der gleichen Periode berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 191 ± 4 km abgeleitet.<ref>J. Hanuš, M. Viikinkoski, F. Marchis, J. Ďurech, M. Kaasalainen, M. Delbo’, D. Herald, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, S. Preston, B. Timerson, D. Dunham, J. Talbot: Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling. In: Astronomy & Astrophysics. Band 601, A114, 2017, S. 1–41, doi:10.1051/0004-6361/201629956 (PDF; 5,41 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 (532) Herculina, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,4049 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 (PDF; 1,16 MB).</ref> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 9,4046 h berechnet.<ref>J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).</ref>

Die Auswertung astrometrischer Daten, die bei der Begegnung von (532) Herculina mit anderen Asteroiden vom Weltraumteleskop Gaia aufgezeichnet wurden, führte in einer Untersuchung von 2007 zu einer Abschätzung der Masse von (532) Herculina zu 17,9·10¹⁸ kg bei einer Unsicherheit von ±6 %.<ref>S. Mouret, D. Hestroffer, F. Mignard: Asteroid masses and improvement with Gaia. In: Astronomy & Astrophysics. Band 472, Nr. 3, 2007, S. 1017–1027, doi:10.1051/0004-6361:20077479 (PDF; 712 kB).</ref> Neue Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 11,5·10¹⁸ kg und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 217 km eine Dichte von 2,12 g/cm³ bei einer Porosität von 36 %. Die Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±25 %.<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: PDF; 5,41 MB).</ref> Um die Leistungsfähigkeit des projektierten chinesischen Weltraumteleskops Chinese Space Station Telescope (CSST) abzuschätzen, erbrachten die Analysen der Daten von Gaia DR2 und erdgestützen Beobachtungen in einer Untersuchung von 2023 gemittelte Werte für die Masse von (532) Herculina von 14,3·10¹⁸ kg mit einer Unsicherheit von ±8 % und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 204 km eine Dichte von 3,91 g/cm³.<ref>F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): Simulation study of asteroid mass determination using CSST asteroid observations. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Band 10, 2023, S. 1–9, doi:10.3389/fspas.2023.1230666 (PDF; 4,36 MB).</ref>

Möglicher Satellit

Am 7. Juni 1978 erfolgte eine Bedeckung des Sterns 6. Größe SAO 120774 durch (532) Herculina, die von mehreren Beobachtern in Arizona und Kalifornien verfolgt wurde. Ein Beobachter in Kalifornien konnte vor und nach dem 20 Sekunden langen Helligkeitseinbruch durch den Asteroiden selbst mehrere kürzere registrieren.<ref>J. H. McMahon: The Discovery of a Satellite of an Asteroid. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 6, Nr. 2, 1978, S. 14–17, bibcode:1978MPBu....6...14M (PDF; 243 kB).</ref> Einer dieser sekundären Helligkeitseinbrüche konnte auch nachträglich in den Beobachtungsdaten des Lowell-Observatoriums in Arizona festgestellt werden. Dies ließ sich unter anderem auch mit der möglichen Existenz eines 46 km großen Begleiters erklären, der den Asteroiden in einem projizierten Abstand von 977 km umkreist.<ref>D. W. Dunham: Satellite of Minor Planet 532 Herculina Discovered During Occultation. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 6, Nr. 2, 1978, S. 13–14, bibcode:1978MPBu....6...13D (PDF; 138 kB).</ref><ref>E. Bowell, J. McMahon, K. Horne, M. A’Hearn, D. Dunham, W. Penhallow, G. Taylor, L. Wasserman, N. White: A Possible Satellite of Herculina. In: Bulletin of the American Astronomical Society (Abstracts). Band 10, 1978, S. 594, bibcode:1978BAAS...10..594B (PDF; 70 kB).</ref><ref>R. G. Hodgson: Reflections upon 532 Herculina and its Satellite. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 6, Nr. 2, 1978, S. 17–18, bibcode:1978MPBu....6...17H (PDF; 174 kB).</ref> Diese Beobachtung hätte die erste durch zwei unabhängige Beobachtungen bestätigte Entdeckung eines Asteroidensatelliten dargestellt. Eine im Folgejahr durchgeführte Analyse hielt es für wahrscheinlich, dass das Herculina-System vor etwa 10 Mio. Jahren durch eine Kollision entstanden sein könnte, bei der der Satellit zunächst in eine Umlaufbahn von einigen Herculina-Radien geschleudert wurde. Anschließend wäre er unter der Gezeitenkraft des Primärkörpers langsam zu seiner heutigen Position gedriftet. Diese kurze Entwicklungszeit sollte darauf schließen lassen, dass es gegenwärtig wahrscheinlich viele Doppelsysteme im Asteroidengürtel gibt und dass diese durch zukünftige Sternbedeckungen entdeckt werden könnten.<ref>J. R. Donnison: The satellite of Herculina. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 186, Nr. 1, 1979, S. 35P–37P, doi:10.1093/mnras/186.1.35P (PDF; 88 kB).</ref> Im Jahr 1979 erbrachte eine Revision früherer Sternbedeckungen durch Asteroiden neben (532) Herculina weitere sieben mögliche Kandidaten für eine wahrscheinliche oder angedeutete Existenz von Satelliten.<ref>R. P. Binzel: Further Support for Minor Planet Multiplicity. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 6, Nr. 2, 1978, S. 18–19, bibcode:1978MPBu....6...18B (PDF; 180 kB).</ref><ref>R. P. Binzel, T. C. Van Flandern: Minor Planets: The Discovery of Minor Satellites. In: Science. Band 203, Nr. 4383, 1979, S. 903–905, doi:10.1126/science.203.4383.903.</ref>

Bei keinem der dabei genannten Kandidaten konnte jedoch durch neuere Untersuchungen eine Binarität nachgewiesen werden. Auch bei (532) Herculina ergaben die Speckle-Interferometrie-Aufnahmen des Steward Observatory vom Januar 1982 (siehe oben) keine Hinweise auf einen Satelliten von mindestens 50 km Größe.<ref name="drumm" /> Eine Suche nach möglichen Begleitern bei 57 Asteroiden wurde zwischen 1982 und 1984 am 4-m-Teleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums durchgeführt, darunter auch dreimal bei (532) Herculina, dabei wurden weder bei ihr noch bei allen anderen untersuchten Objekten Begleiter festgestellt. Es wurde daraus geschlossen, dass es sich während der Sternbedeckung durch (532) Herculina wahrscheinlich um Scheinbeobachtungen handelte.<ref>L. C. Roberts Jr., H. A. McAlister, W. I. Hartkopf: A Speckle Interferometric Survey for Asteroid Duplicity. In: The Astronomical Journal. Band 110, Nr. 5, 1995, S. 2463–2468, doi:10.1086/117704 (PDF; 474 kB).</ref> Eine Aufnahme vom 30. September 1993 mit dem Hubble-Weltraumteleskop führte zwar zur Ableitung eines Durchmessers von 195 km für den Asteroiden, es konnte aber wieder kein Begleiter gefunden werden.<ref>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).</ref>

Aus hochaufgelösten Aufnahmen mit dem Adaptive Optics (AO)-System am 10-m-Teleskop II des Keck-Observatoriums vom 16. August 2006 konnte geschlussfolgert werden, dass in einem Umkreis von 11.500 km um den Asteroiden kein Satellit größer als 3,3 km existiert,<ref>J. Drummond, J. Christou, J. Nelson: Triaxial ellipsoid dimensions and poles of asteroids from AO observations at the Keck-II telescope. In: Icarus. Band 202, Nr. 1, 2009, S. 147–159, doi:10.1016/j.icarus.2009.02.011.</ref> ebenso erbrachten Speckle-Interferometrie-Aufnahmen im September 2016 mit dem BTA-6-Teleskop am Selentschuk-Observatorium in Russland ein negatives Resultat.<ref>I. A. Sokova, E. N. Sokov, V. V. Dyachenko, D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega: Results of Testing for the Presence of Satellites near 18 Melpomene and 532 Herculina by the Speckle-Interferometry Method. In: Yu. Yu. Balega, D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, I. A. Yakunin (Hrsg.): Stars: from Collapse to Collapse. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Band 510, 2017, S. 348–350, bibcode:2017ASPC..510..348S (PDF; 160 kB).</ref>

Siehe auch

• Liste der Asteroiden

Weblinks

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Commons: (532) Herculina – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• (532) Herculina beim IAU Minor Planet Center (englisch)
• (532) Herculina in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
• (532) Herculina in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
• (532) Herculina in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise

<references />