Quelltext der Seite (352) Gisela

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 352
| Name = (352) Gisela
| Bild = 352Gisela (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (352) Gisela
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.149278
| Große_Halbachse = 2.194161
| Bahnneigung = 3.38462
| Knoten = 247.20573
| Periwinkel = 144.67833
| Peridatum = 2025-08-29
| Periode = 1187.138
| Durchmesser = 26.7
| DurchmesserSigma = 0.8
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 7.49
| Albedo = 0.20
| Tholen = S
| Smass = Sl
| Absolute_Helligkeit = 10.1
| Entdecker = [[Max Wolf]]
| Entdeckungsdatum = 1893-01-12
| anderer_Name = '''1893&nbsp;AB''', 1895&nbsp;XA, 1950&nbsp;XT
}}

'''(352) Gisela''' ist ein [[Asteroid]] des inneren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 12. Januar 1893 vom deutschen Astronomen [[Max Wolf]] an seiner Privatsternwarte in Heidelberg entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren von Beate Gisela Hedwig Merx (1875–1965), Tochter von [[Adalbert Merx]], die der Entdecker 1897 heiratete.

Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird (352) Gisela zur [[(8) Flora#Flora-Familie|Flora-Familie]] gezählt.

== 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 (352) Gisela, für die damals Werte von 20,3&nbsp;km bzw. 0,43 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> Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Zweite Durchmusterung NEOWISE und Stilllegung|NEOWISE]] im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 26,7&nbsp;km bzw. 0,19.<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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/741/2/68/pdf PDF; 73,0 MB]).</ref> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2016 angegeben mit 22,5&nbsp;km bzw. 0,33, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.<ref>C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: ''NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, [[doi:10.3847/0004-6256/152/3/63]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/63/pdf PDF; 1,34 MB]).</ref>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (352) Gisela eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als S- bzw. Sl-Typ.<ref>D. Lazzaro, C. A. Angeli, J. M. Carvano, T. Mothé-Diniz, R. Duffard, M. Florczak: ''S<sup>3</sup>OS<sup>2</sup>: 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: [https://arxiv.org/pdf/1601.05277 PDF; 3,49 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 24. November 1973 am [[Observatorium Kvistaberg]] in Schweden. Aus den registrierten Daten nur einer Nacht wurde eine [[Rotationsperiode]] von 6,7&nbsp;h abgeleitet.<ref>C.-I. Lagerkvist: ''Photographic photometry of 110 main-belt asteroids.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 31, 1978, S. 361–381, {{bibcode|1978A&AS...31..361L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1978A&AS...31..361L/ADS_PDF PDF; 407 kB]).</ref> Dagegen wurde aus Beobachtungen am 30. und 31. August 1992 am [[Osservatorio Astrofisico di Catania]] in Italien aus einer sehr lückenhaften [[Lichtkurve]] eine Rotationsperiode von 5,560&nbsp;h konstruiert.<ref>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]].</ref>

Neue Beobachtungen erfolgten vom 16. bis 18. Dezember 1999 am Highland Road Park Observatory in Louisiana. Die aufgezeichnete vollständige Lichtkurve wurde hier jedoch zu einer verbesserten Rotationsperiode von 7,49&nbsp;h ausgewertet.<ref>S. Lazar, P. Lazar III, W. Cooney, K. Wefel: ''Lightcurves and Rotation Periods for Minor Planets (305) Gordonia, (307) Nike, (337) Devosa, and (352) Gisela.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 28, Nr. 2, 2001, S. 32–34, {{bibcode|2001MPBu...28...32L}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2001MPBu...28...32L/ADS_PDF PDF; 180 kB]).</ref> Umfangreiche Messungen wurden vom März 2004 bis März 2010 an mehreren Orten durchgeführt, wie dem [[Nazionalna astronomitscheska obserwatorija – Roschen|Nationalen Astronomischen Observatorium Roschen]] in Bulgarien, den Observatorien Borówiec und Kielce in Polen sowie den Observatorien Les Engarouines und [[Pic du Midi de Bigorre#Observatorium 2|Pic du Midi]] in Frankreich. Die während insgesamt 19 Nächten registrierten Lichtkurven wurden zu einer Periode von 7,4796&nbsp;h ausgewertet.<ref>A. Kryszczyńska, F. Colas, M. Polińska, R. Hirsch, V. Ivanova, G. Apostolovska, B. Bilkina, F. P. Velichko, T. Kwiatkowski, P. Kankiewicz, F. Vachier, V. Umlenski, T. Michałowski, A. Marciniak, A. Maury, K. Kamiński, M. Fagas, W. Dimitrov, W. Borczyk, K. Sobkowiak, J. Lecacheux, R. Behrend, A. Klotz, L. Bernasconi, R. Crippa, F. Manzini, R. Poncy, P. Antonini, D. Oszkiewicz, T. Santana-Ros: ''Do Slivan states exist in the Flora family? I. Photometric survey of the Flora region.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 546, A72, 2012, S. 1–51, [[doi:10.1051/0004-6361/201219199]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/10/aa19199-12.pdf PDF; 2,36 MB]).</ref> Außerdem wurde in einer Untersuchung von 2013 aus archivierten Daten aus dem Zeitraum 1973–2010 ein dreidimensionales Modell für zwei alternative Rotationsachsen mit retrograder Rotation und einer Periode von 7,48008&nbsp;h berechnet.<ref>A. Kryszczyńska: ''Do Slivan states exist in the Flora family? II. Fingerprints of the Yarkovsky and YORP effects.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 551, A102, 2013, S. 1–6, [[doi:10.1051/0004-6361/201220490]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/03/aa20490-12.pdf PDF; 304 kB]).</ref>

Aus den archivierten photometrischen Daten des [[United States Naval Observatory]] (USNO) in Arizona und der [[Catalina Sky Survey]] wurde in einer Untersuchung von 2013 ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und einer Periode von 7,48008&nbsp;h berechnet.<ref>J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, A. Marciniak, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, R. Behrend, B. Carry, D. Čapek, P. Antonini, M. Audejean, K. Augustesen, E. Barbotin, P. Baudouin, A. Bayol, L. Bernasconi, W. Borczyk, J.-G. Bosch, E. Brochard, L. Brunetto, S. Casulli, A. Cazenave, S. Charbonnel, B. Christophe, F. Colas, J. Coloma, M. Conjat, W. Cooney, H. Correira, V. Cotrez, A. Coupier, R. Crippa, M. Cristofanelli, Ch. Dalmas, C. Danavaro, C. Demeautis, T. Droege, R. Durkee, N. Esseiva, M. Esteban, M. Fagas, G. Farroni, M. Fauvaud, S. Fauvaud, F. Del Freo, L. Garcia, S. Geier, C. Godon, K. Grangeon, H. Hamanowa, H. Hamanowa, N. Heck, S. Hellmich, D. Higgins, R. Hirsch, M. Husarik, T. Itkonen, O. Jade, K. Kamiński, P. Kankiewicz, A. Klotz, R. A. Koff, A. Kryszczyńska, T. Kwiatkowski, A. Laffont, A. Leroy, J. Lecacheux, Y. Leonie, C. Leyrat, F. Manzini, A. Martin, G. Masi, D. Matter, J. Michałowski, M. J. Michałowski, T. Michałowski, J. Michelet, R. Michelsen, E. Morelle, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, A. Oksanen, D. Oszkiewicz, P. Pääkkönen, M. Paiella, H. Pallares, J. Paulo, M. Pavic, B. Payet, M. Polińska, D. Polishook, R. Poncy, Y. Revaz, C. Rinner, M. Rocca, A. Roche, D. Romeuf, R. Roy, H. Saguin, P. A. Salom, S. Sanchez, G. Santacana, T. Santana-Ros, J.-P. Sareyan, K. Sobkowiak, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, B. Trégon, A. Vagnozzi, F. P. Velichko, N. Waelchli, K. Wagrez, H. Wücher: ''Asteroids’ physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 551, A67, 2013, S. 1–16, [[doi:10.1051/0004-6361/201220701]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/03/aa20701-12.pdf PDF; 400 kB]).</ref> Aus archivierten Daten des [[Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System]] (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 bestätigte eine Untersuchung von 2020 erneut die Rotationsperiode mit 7,480&nbsp;h, darüber hinaus konnte eine taxonomische Zuordnung mit einer Wahrscheinlichkeit von 10 % für einen C-Typ und von 90 % für einen S-Typ angegeben werden.<ref>N. Erasmus, S. Navarro-Meza, A. McNeill, D. E. Trilling, A. A. Sickafoose, L. Denneau, H. Flewelling, A. Heinze, J. L. Tonry: ''Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-band Photometry.'' In: ''The Astrophysical Journal Supplement Series.'' Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–7, [[doi:10.3847/1538-4365/ab5e88]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab5e88/pdf PDF; 14,3 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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] angewendet werden, darunter auch (352) Gisela, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 7,4801&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> Aus archivierten Daten des [[Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System]] (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 konnte in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 7,4802&nbsp;h bestimmt werden.<ref>J. Ďurech, M. Vávra, R. Vančo, N. Erasmus: ''Rotation Periods of Asteroids Determined With Bootstrap Convex Inversion From ATLAS Photometry.'' In: ''Frontiers in Astronomy and Space Sciences.'' Band 9, 2022, S. 1–7, [[doi:10.3389/fspas.2022.809771]] ([https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2022.809771/pdf PDF; 1,01 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|352 Gisela|(352) Gisela}}
* {{IAU MPC|352}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=352}}
* {{AstDyS|ID=352}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=352 (352) Gisela] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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