(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.E. Millosevich: Pianeta 1904 NY. In: Astronomische Nachrichten. Band 167, Nr. 3987, 1904, Sp. 45–46, doi:10.1002/asna.19041670314.
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.D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, (PDF; 997 kB).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).D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220, doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 4. bis 8. April 1987 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 207 ± 25 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 (532) Herculina, für die damals Werte von 222,4 km bzw. 0,17 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). 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.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). 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.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 167,8 km bzw. 0,28 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).
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.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). 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.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.
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.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).
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 bestimmtC. 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, (PDF; 79 kB). 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.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.
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.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. Zu dieser Periode passten auch Beobachtungen, die vom 13. November bis 2. Dezember 1985 während sechs Nächten am La-Silla-Observatorium durchgeführt wurden.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, (PDF; 126 kB). 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.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.
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.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. 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.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). 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.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.
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.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. 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.T. Michałowski: A new model of the asteroid 532 Herculina. In: Astronomy & Astrophysics. Band 309, 1996, S. 970–978, (PDF; 222 kB). 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.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 173rd colloquium of the IAU, Tatranská Lomnica 1999, S. 185–188, (PDF; 87 kB).