Quelltext der Seite (48) Doris

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 48
| Name = (48) Doris
| Bild = A570.M936.shape.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (48) Doris
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.066404
| Große_Halbachse = 3.11225
| Bahnneigung = 6.55846
| Knoten = 183.43074
| Periwinkel = 251.21991
| Peridatum = 2023-09-22
| Periode = 2005.445
| Durchmesser = 216.5
| DurchmesserSigma = 4.8
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 11.89
| Albedo = 0.07
| Tholen = CG
| Smass = Ch
| Absolute_Helligkeit = 7.1
| Entdecker = [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt|H. M. S. Goldschmidt]]
| Entdeckungsdatum = 1857-09-19
| anderer_Name = '''1857&nbsp;SA''', 1948&nbsp;FE
}}

'''(48) Doris''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 19. September 1857 vom deutsch-französischen Astronomen [[Hermann Mayer Salomon Goldschmidt]] in Paris entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach der Meeresnymphe [[Doris (Mythologie)|Doris]], einer [[Okeanide]], Tochter der [[Titan (Mythologie)|Titanen]] [[Okeanos]] und [[Tethys (Mythologie)|Tethys]]. Doris heiratete ihren Bruder [[Nereus]], dem sie die Meeresnymphen der [[Nereide (Mythologie)|Nereiden]] gebar, etwa fünfzig an der Zahl. Die Benennung erfolgte durch den französischen Geologen [[Léonce Élie de Beaumont]]. Er wählte den Namen aus einer Liste von Vorschlägen von [[Jacques Babinet]], Sekretär der Pariser [[Académie des sciences]], aus. Beaumont schlug auch die Bezeichnung ''{{lang|fr|deux Jumelles}}'' (die beiden Zwillinge) für (48) Doris und [[(49) Pales]] vor, die beide von Goldschmidt in derselben Nacht entdeckt wurden – ein zur damaligen Zeit einmaliges Ereignis.

== 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 (48) Doris, für die damals Werte von 221,8&nbsp;km bzw. 0,06 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> Aus den Beobachtungsdaten einer [[Okkultation|Bedeckung]] des Sterns SAO 161849 durch (48) Doris am 14. Oktober 1999 konnte ein [[Ellipse|elliptischer]] Querschnitt des Asteroiden mit Achsen von 267 × 107&nbsp;km abgeleitet werden.<ref>M. D. Overbeek: ''Occultation of SAO 161849 by 48 Doris, 1999 October 14.'' In: ''Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa.'' Band 59, Nr. 1 & 2, 2000, S. 4–5, {{bibcode|2000MNSSA..59....4O}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2000MNSSA..59....4O/ADS_PDF PDF; 99 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 223,4&nbsp;km bzw. 0,06.<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 neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 216,5&nbsp;km bzw. 0,07 geändert.<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]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/121/pdf PDF; 1,10 MB]).</ref> Nach der [[Wide-Field Infrared Survey Explorer#Reaktivierung|Reaktivierung von NEOWISE]] im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 165,4&nbsp;km bzw. 0,06 angegeben<ref>C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: ''NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, [[doi:10.1088/0004-637X/814/2/117]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/117/pdf PDF; 1,07 MB]).</ref> und dann 2016 korrigiert zu 192,9 oder 195,1&nbsp;km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle 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> Mit einer Auswertung von 2 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 209,5 ± 3,5&nbsp;km bestimmt werden.<ref>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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/499/3/4570/34072696/staa3077.pdf PDF; 2,74 MB]).</ref>

[[Photometrie|Photometrische]] Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals vom 30. August bis 3. September 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Da die aufgezeichnete [[Lichtkurve]] in jeder der drei Beobachtungsnächte gleich erschien, wurde für die [[Rotationsperiode]] ein ganzzahliger Bruchteil eines Tages angenommen, ein Wert von etwa 8 Stunden konnte dabei aber ausgeschlossen werden. Am wahrscheinlichsten erschien ein Wert von 11,89&nbsp;h.<ref>A. W. Harris, J. W. Young: ''Asteroid rotation III. 1978 Observations.'' In: ''Icarus.'' Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, [[doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6]].</ref> Kurz darauf erfolgten auch Beobachtungen vom 28. bis 30. September 1978 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile. Hier wurde aus den Messungen eine Periode von 11,90&nbsp;h abgeleitet. Auch nach einer Kombination mit den zuvor gemessenen Daten waren aber aufgrund der Periodizität nahe bei einem halben Tag immer noch etwa 13 % der gesamten Lichtkurve unbeobachtet.<ref>H. J. Schober, A. Schroll: ''The Asteroids 36 Atalante and 48 Doris: Rotation, UBV-photometry, and Lightcurves.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 107, Nr. 2, 1982, S. 402–405, {{bibcode|1982A&A...107..402S}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1982A&A...107..402S/ADS_PDF PDF; 88 kB]).</ref> Bei neuen Beobachtungen vom 9. bis 11. Januar 1980 am La-Silla-Observatorium konnte wieder nur ein Teilstück der Lichtkurve erfasst werden, aus dem eine Rotationsperiode von 11,88&nbsp;h abgeleitet wurde.<ref>H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, V. Zappalà: ''Physical studies of asteroids VIII. Photoelectric photometry of the asteroids 42, 48, 93, 105, 145 and 245.'' In: ''Astronomy & Astrophysics Supplement Series.'' Band 50, 1982, S. 277–281, {{bibcode|1982A&AS...50..277D}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1982A&AS...50..277D/ADS_PDF PDF; 109 kB]).</ref>

[[Datei:000048-asteroid shape model (48) Doris.png|mini|links|Berechnetes 3D-Modell von (48) Doris]]
Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem ganzzahligen Bruchteil eines Erdtages kann an einem Observatorium oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Abschnitt der Lichtkurve erfasst wird. Nachdem über 20 Jahre keine Beobachtung von (48) Doris mehr erfolgt war, wurde daher in einer koordinierten Zusammenarbeit zwischen dem Hunters Hill Observatory in Australien und dem Organ Mesa Observatory in New Mexico vom 18. Mai bis 8. Juni 2009 eine sehr detaillierte und vollständige Lichtkurve aufgezeichnet, aus der ein verbesserter Wert für die Rotationsperiode von 11,8906&nbsp;h bestimmt wurde.<ref>D. Higgins, F. Pilcher: ''Lightcurve Analysis of 48 Doris and 1055 Tynka.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 4, 2009, S. 143–144, {{bibcode|2009MPBu...36..143H}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2009MPBu...36..143H/ADS_PDF PDF; 258 kB]).</ref>

Die Auswertung von 31 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 11,89010&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/02/aa27441-15.pdf PDF; 493 kB]).</ref> Mit dem neuen Algorithmus ''All-Data Asteroid Modeling'' (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juni 2003 und vom Juni 2010 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde aus den bisherigen Alternativen eine eindeutige und verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 11,89010&nbsp;h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 223 ± 23&nbsp;km abgeleitet.<ref>M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: ''Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 607, A117, 2017, S. 1–14, [[doi:10.1051/0004-6361/201731456]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/11/aa31456-17.pdf PDF; 2,64 MB]).</ref>

Mit dem [[Weltraumteleskop]] [[Transiting Exoplanet Survey Satellite]] (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (48) Doris wurde aus Messungen etwa vom 2. bis 27. Februar 2019 eine Rotationsperiode von 11,8877&nbsp;h abgeleitet.<ref>A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: ''Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey.'' In: ''The Astrophysical Journal Supplement Series.'' Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, [[doi:10.3847/1538-4365/ab64f0]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f0/pdf PDF; 1,06 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 (48) Doris, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 11,8901&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 11,8899&nbsp;h berechnet 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>

[[Datei:(48) Doris VLTSPHERE.png|mini|rechts|Aufnahme von (48) Doris durch das Very Large Telescope (VLT) am 29. November 2017]]
Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (48) Doris aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,12·10<sup>18</sup>&nbsp;kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 212&nbsp;km zu einer Dichte von 1,23&nbsp;g/cm³ führte bei einer [[Porosität]] von 45 %. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±50 %.<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: [https://arxiv.org/pdf/1203.4336 PDF; 5,41 MB]).</ref> Ein umfangreiches Programm der [[Europäische Südsternwarte|Europäischen Südsternwarte]] (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des [[Paranal-Observatorium#Very Large Telescope|Very Large Telescope]] (VLT) am [[Paranal-Observatorium]] in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100&nbsp;km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (48) Doris. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:<ref>P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: ''VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 654, A56, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202141781]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/10/aa41781-21.pdf PDF; 24,0 MB]).</ref>
* Mittlerer Durchmesser 215 ± 3&nbsp;km
* Abmessungen in drei Achsen 257 × 211 × 185&nbsp;km
* Masse 6,9·10<sup>18</sup>&nbsp;kg
* Dichte 1,32&nbsp;g/cm³
* Albedo 0,07
* Rotationsperiode 11,890105&nbsp;h
* Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Neue Auswertungen von [[Gaia DR3]]-Daten einer Begegnung von (48) Doris mit dem Asteroiden (181181) 2005 SZ<sub>85</sub> am 16. September 2019 bis auf etwa 164.000&nbsp;km bei einer [[Relativgeschwindigkeit]] von 2,2&nbsp;km/s ergaben in einer Untersuchung von 2023 genauere Werte für die Masse und die Dichte von (48) Doris von 6,71·10<sup>18</sup>&nbsp;kg bzw. 1,29&nbsp;g/cm³.<ref>F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): ''Dynamical Masses of 20 Asteroids Determined with Gaia DR3 Asteroid Observations.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 166, Nr. 3, 2023, S. 1–9, [[doi:10.3847/1538-3881/ace52b]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ace52b/pdf PDF; 595 kB]).</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 11,8900&nbsp;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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/07/aa45889-23.pdf PDF; 32,9 MB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|48 Doris|(48) Doris}}
* {{IAU MPC|48}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=48}}
* {{AstDyS|ID=48}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=48 (48) Doris] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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