Quelltext der Seite (756) Lilliana

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 756
| Name = (756) Lilliana
| Orbittyp = OMB
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.148045
| Große_Halbachse = 3.19571
| Bahnneigung = 20.35197
| Knoten = 208.02578
| Periwinkel = 3.83338
| Peridatum = 2023-07-11
| Periode = 2086.649
| Durchmesser = 64.8
| DurchmesserSigma = 0.7
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 7.834
| Albedo = 0.06
| Absolute_Helligkeit = 10.0
| Tholen =
| Smass =
| Entdecker = [[Joel Hastings Metcalf]]
| Entdeckungsdatum = 1908-04-26
| anderer_Name = '''1908&nbsp;HD''', 1949&nbsp;HJ<sub>1</sub>, 1966&nbsp;FE
}}

'''(756) Lilliana''' ist ein [[Asteroid]] des äußeren [[Asteroidengürtel|Hauptgürtels]], der am 26. April 1908 vom US-amerikanischen [[Amateurastronomie#Amateurastronomen|Amateurastronomen]] [[Joel Hastings Metcalf]] in [[Taunton (Massachusetts)]] bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 14&nbsp;mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt zu Ehren der Schwester des US-amerikanischen Astronomen [[Harlow Shapley]]. Er machte selbst den Namensvorschlag im Jahr 1926.

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Aus Ergebnissen der [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und [[Albedo]] für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (756) Lilliana, für die damals Werte von 71,5&nbsp;km bzw. 0,05 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> Mit dem Satelliten [[Midcourse Space Experiment]] (MSX) wurden 1996 bis 1997 im Rahmen der Infrared Minor Planet Survey (MIMPS) Daten gewonnen, aus denen Werte von 62,2&nbsp;km bzw. 0,07 bestimmt wurden.<ref>E. F. Tedesco, M. P. Egan, S. D. Price: ''The Midcourse Space Experiment Infrared Minor Planet Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 124, Nr. 1, 2002, S. 583–591, [[doi:10.1086/340960]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1086/340960/pdf PDF; 485 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 76,2&nbsp;km bzw. 0,04.<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> Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 71,7&nbsp;km bzw. 0,04 geändert worden waren,<ref>J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: ''Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, [[doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/759/1/L8/pdf PDF; 3,27 MB]).</ref> wurden sie 2014 auf 64,8&nbsp;km bzw. 0,06 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]] ([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 mit 74,9&nbsp;km bzw. 0,04 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.<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>

Eine [[Spektroskopie|spektroskopische]] Untersuchung von 820 Asteroiden zwischen November 1996 und September 2001 am [[La-Silla-Observatorium]] in Chile ergab für (756) Lilliana eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als D- bzw. T-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 vom 10. Juli bis 8. August 2001 am [[Konkoly-Observatorium]] in Ungarn. Aus der während vier Nächten aufgezeichneten [[Lichtkurve]] wurde eine [[Rotationsperiode]] von 9,361&nbsp;h abgeleitet.<ref>P. Székely, L. L. Kiss, Gy. M. Szabó, K. Sárneczky, B. Csák, M. Váradi, Sz. Mészáros: ''CCD photometry of 23 minor planets.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 53, Nr. 9, 2005, S. 925–936, [[doi:10.1016/j.pss.2005.04.006]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0504462 PDF; 452 kB]).</ref> Im gleichen Zeitraum stattfindende Beobachtungen am 15. und 17. Juli 2001 am Palmer Divide Observatory in Colorado lieferten nur eine unvollständige Lichtkurve, die aber ebenfalls zu einer Rotationsperiode von etwa 9,37&nbsp;h ausgewertet wurde.<ref>B. D. Warner: ''Upon Further Review: I. An Examination of Previous Lightcurve Analysis from the Palmer Divide Observatory.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 37, Nr. 3, 2010, S. 127–130, {{bibcode|2010MPBu...37..127W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2010MPBu...37..127W/ADS_PDF PDF; 924 kB]).</ref> Weitere Messungen erfolgten vom 23. Juli bis 26. August 2007 während sieben Nächten wieder am Palmer Divide Observatory des Space Science Institute in Colorado. Sie führten jedoch in der Auswertung zu einer signifikant kürzeren Periode von 9,262&nbsp;h.<ref>B. D. Warner: ''Asteroid Lightcurve Analysis at the Palmer Divide Observatory – June–October 2007.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 35, Nr. 2, 2008, S. 56–60, {{bibcode|2008MPBu...35...56W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2008MPBu...35...56W/ADS_PDF PDF; 1,21 MB]).</ref>

Eine Klärung brachten dann photometrische Beobachtungen vom 5. April bis 11. Juni 2012 am Organ Mesa Observatory in New Mexico. Aus der während zehn Nächten aufgezeichneten Lichtkurve wurde nun eine Rotationsperiode von 7,834&nbsp;h bestimmt. Alle zuvor bestimmten Perioden konnten dagegen sicher ausgeschlossen werden und die früheren Messungen des Palmer Divide Observatory passten auch zu dieser Periode.<ref>F. Pilcher: ''Rotation Period Determinations for 47 Aglaja, 252 Clementina, 611 Valeria, 627 Charis, and 756 Lilliana.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 39, Nr. 4, 2012, S. 220–222, {{bibcode|2012MPBu...39..220P}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2012MPBu...39..220P/ADS_PDF PDF; 265 kB]).</ref>

Im Jahr 2016 führte die Auswertung von archivierten Lichtkurven der Lowell Photometric Database und von Beobachtungen aus dem Zeitraum 2001 bis 2012 erstmals zur Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit [[Rechtläufig und rückläufig|prograder]] Rotation und einer Periode von 7,83250&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> Im Jahr 2021 wurde aus archivierten Daten und photometrischen Messungen von [[Gaia DR2]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 7,83251&nbsp;h berechnet.<ref>J. Martikainen, K. Muinonen, A. Penttilä, A. Cellino, X. Wang: ''Asteroid absolute magnitudes and phase curve parameters from Gaia photometry.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 649, A98, 2021, S. 1–8, [[doi:10.1051/0004-6361/202039796]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/05/aa39796-20.pdf PDF; 7,49 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 (756) Lilliana, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 7,8325&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 7,83253&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> Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von [[Gaia DR3]] erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für eine nahezu in der Ebene der [[Ekliptik]] gelegene Rotationsachse sowie eine Periode von 7,8334&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|756 Lilliana|(756) Lilliana}}
* {{IAU MPC|756}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=756}}
* {{AstDyS|ID=756}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=756 (756) Lilliana] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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