(3103) Eger

Die Bahn von (3103) Eger besitzt eine hohe Exzentrizität, so dass ihr Aphel (sonnenfernster Punkt) noch jenseits der Umlaufbahn des Planeten Mars, das Perihel (sonnennächster Punkt) jedoch innerhalb der Periheldistanz der Erde liegt. Der Asteroid ist damit zunächst ein Marsbahnkreuzer, der durch die Schrägstellung seiner Umlaufbahn gegen die Ekliptik dem Mars derzeit aber nicht näher kommen kann als bis auf etwa 27,4 Mio. km (0,18 AE). Die letzte Annäherung bis auf unter 30 Mio. km erfolgte am 26. September 1953 (bis auf 29,4 Mio. km), die nächsten finden statt am 9. Februar 2027 (bis auf 27,5 Mio. km) und dann erst wieder im März 2230 (bis auf 28,5 Mio. km).

Als Objekt mit einer Großen Bahnhalbachse von über 1 AE und einer Periheldistanz, die geringer als die Apheldistanz der Erde ist, zählt (3103) Eger definitionsgemäß zu den erdnahen Asteroiden (Near-Earth Asteroid, NEA) vom Apollo-Typ, benannt nach (1862) Apollo. Er ist mit seiner Periheldistanz von etwa 0,9 AE sogar ein Erdbahnkreuzer. Durch die Schrägstellung der Bahn des Asteroiden gegenüber der Erdbahn beträgt der geringste Abstand zwischen beiden Bahnen (Minimum orbit intersection distance, MOID) derzeit etwa 11,8 Mio. km (0,079 AE) und der Asteroid wird daher nicht als potentiell gefährlich eingestuft. Er bewegt sich in einer 3:5-Bahnresonanz mit der Erde, d. h. er macht drei Umläufe in genau fünf Erdjahren. Am 6. August 1996 und am 6. August 2001 näherte sich (3103) Eger der Erde jeweils bis auf etwa 17,3 Mio. km, eine Annäherung bis auf knapp unter 18 Mio. km wird es jedoch erst wieder 2691 geben, auch weil sich der geringste Abstand zwischen den Bahnen der beiden Himmelskörper in den kommenden 1000 Jahren stetig vergrößern wird.^[1] Eine Untersuchung von 1989 fand, dass die Bahnresonanz mit der Erde seit mehr als 80.000 Jahren einen wirksamen Schutz des Asteroiden vor nahen Begegnungen mit der Erde darstellte.^[2] Auch eine weitere Untersuchung von 2001 bestätigte ein stabiles, regelmäßiges Verhalten der Bahnelemente von (3103) Eger während eines Zeitraums von 6000 Jahren um die gegenwärtige Epoche herum.^[3]

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi im Juli/August 1986 und Januar 1987 wurden für (3103) Eger mit einem standardisierten thermischen Modell erstmals Werte für den effektiven Durchmesser und die Albedo von 1,4 km bzw. 0,63 bestimmt. Die Anwendung eines rotierenden Modells führte auf Werte von 1,5 km bzw. 0,53.^[4] Radarastronomische Untersuchungen vom 16. bis 20. Juli 1986 am Arecibo-Observatorium bei 2,38 GHz sowie vom 2. bis 10. August 1991 und am 29./30. Juli 1996 am Goldstone Observatory in Kalifornien bei 8510 GHz ergaben für den effektiven Durchmesser Werte von 2,3–3,9 km und für die visuelle Albedo eine Obergrenze von 0,5. Die gemessenen Signale entsprachen einem Ellipsoid von 1,5 × 2,3 km Größe und bestätigten eine taxonomische Klassifizierung als E-Typ,^[5] die nach spektroskopischen Untersuchungen im nahen Infrarot vom 18. bis 20. Juli 1991 mit der IRTF erfolgt war. Man nimmt allgemein an, dass die Asteroiden vom E-Typ verwandt sind mit den auf der Erde gefundenen Enstatit-Achondrit-Meteoriten (Aubrite). In Kombination mit der Seltenheit von Asteroiden vom Typ E deutet dies darauf hin, dass (3103) Eger der Ursprungskörper der Aubriten sein könnte.^[6] Eine Auswertung von Spektren des Asteroiden wies darauf hin, dass seine Oberfläche Forsterit-Olivin und Oldhamit enthalten könnte.^[7]

Beim Spitzer-Weltraumteleskop wurden auch nach dem Aufbrauchen des Kühlmittels im Mai 2009 noch weitere radiometrische Messungen im mittleren Infrarot durchgeführt, um die Größe und Albedo von erdnahen Objekten zu bestimmen. Für (3103) Eger wurden aus einer Beobachtung am 24. August 2009 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 1,78 km bzw. 0,39 bestimmt.^[8][9]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 6. und 12. Juli 1986 am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona zur Unterstützung der gleichzeitigen Radarbeobachtungen (siehe oben). Aus der aufgezeichneten Lichtkurve wurde eine Rotationsperiode von 5,71 h abgeleitet.^[10] Nach weiteren Beobachtungen vom 26. Januar bis 2. Februar 1987 während drei Nächten am gleichen Ort konnte für die Rotationsperiode ein verbesserter Wert von 5,709 h angegeben werden.^[11] Auch Messungen vom 15. bis 27. Juli 1996 und am 8. März 1997 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien bestätigten die früheren Ergebnisse mit einer abgeleiteten Rotationsperiode von 5,7059 h. Die Form der Lichtkurve wies auf eine stark asymmetrische Gestalt des Asteroiden hin, eine neue Abschätzung führte zu Werten für den mittleren Durchmesser und die Albedo von etwa 1,5 km und 0,45.^[12] Im Juni 2001 konnte (3103) Eger auch während einer Nacht am Charkiw-Observatorium und am Krim-Observatorium in der Ukraine photometrisch beobachtet werden.^[13]

Aus 13 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1986 bis 1997 wurde dann in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales, ziemlich unregelmäßiges und leicht längliches Gestaltmodell berechnet. Auch das Vorhandensein erheblicher Konkavitäten wurde als möglich angesehen. Es wurde dazu eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 5,70677 h gefunden.^[14] Eine weitere Untersuchung von 2012 ergänzte die archivierten Daten mit eigenen Messungen an verschiedenen Observatorien aus den Jahren 1996 bis 2012. Es konnte daraus eine Bestimmung der Rotationsperiode zu 5,71016 h erfolgen, außerdem wurde eine eindeutige Rotationsachse mit retrograder Rotation bestimmt und ein nicht-konvexes Gestaltmodell erstellt. Insbesondere wurde das Augenmerk darauf gerichtet, aus den Daten eine mögliche Veränderung der Rotationsperiode abzuleiten, siehe dazu unten im Kapitel „YORP-Effekt“.^[15]

Bei mehreren Gelegenheiten wurde der Asteroid an der Palmer Divide Station des Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado beobachtet. Aus photometrischen Messungen vom 20. bis 23. April 2014 konnte eine Rotationsperiode von 5,715 h abgeleitet werden.^[16] Weitere Beobachtungen vom 31. Mai bis 4. Juni 2016 führten zu einem Wert von 5,711 h,^[17] während Messungen am 15. und 16. Februar 2017 zu 5,710 h ausgewertet wurden. Aus archivierten Daten der Catalina Sky Survey in Verbindung mit den Beobachtungsergebnissen aus dem Zeitraum 1987 bis 2017 wurde erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell für eine eindeutige Rotationsachse mit retrograder Rotation und einer Periode von 5,71014 h berechnet.^[18]

Im Rahmen des Projekts European Near Earth Asteroids Research (EURONEAR) wurden zwischen 2014 und 2017 die Lichtkurven zahlreicher erdnaher Asteroiden aufgezeichnet, darunter auch (3103) Eger, der vom 25. Januar bis 3. Februar 2017 während drei Nächten am Isaac Aznar Observatory (IAO) in Spanien beobachtet wurde. Die Rotationsperiode wurde dabei zu 5,7099 h bestimmt.^[19] Weitere Messungen am CS3 in Colorado und Kalifornien erfolgten wieder während fünf Nächten vom 7. bis 15. April 2019, dabei wurde eine Periode von 5,7103 h abgeleitet.^[20]

Photometrische Beobachtungen von (3103) Eger erfolgten durch eine Gruppe von spanischen Amateurastronomen an verschiedenen Observatorien zwischen dem 30. Januar und 27. Februar 2022. Auch hier konnte eine Rotationsperiode von 5,71 h bestätigt werden.^[21] Etwa zur gleichen Zeit erfolgte durch eine Zusammenarbeit innerhalb der Italian Amateur Astronomers Union (UAI) vom 7. Februar bis 7. März 2022 während vier Nächten an zwei Observatorien in Italien eine Bestimmung der Periode zu 5,7100 h.^[22] Kurz darauf gab es eine weitere Beobachtung vom 13. bis 25. März 2022 während drei Nächten am CS3, die zu einer Rotationsperiode von 5,707 h ausgewertet wurde.^[23]

Aus archivierten Daten des Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) aus dem Zeitraum 2015 bis 2018 wurde in einer Untersuchung von 2022 mit der Methode der konvexen Inversion eine Rotationsperiode von 5,7101 h bestimmt.^[24] In einer weiteren Untersuchung von 2022 konnten unter Verwendung aller bis zum Dezember 2021 verfügbaren astrometrischen Daten aus Archiven und dem Gaia DR2-Katalog die nicht-gravitativen A2-Parameter für 42 Asteroiden bestimmt werden, die die jeweilige Stärke des Jarkowski-Effekts quantifizieren. Für (3103) Eger wurde ein Wert von −9,6 ± 3,6·10⁻¹⁵ AE/d² gefunden. Der negative Wert korrespondiert mit der retrograden Rotation des Asteroiden. Die Große Halbachse der Umlaufbahn würde dadurch um etwa 0,0004 AE in einer Million Jahren verringert.^[25]

Durch den Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack-Effekt (YORP-Effekt) kann der Rotationszustand kleiner Asteroiden durch die Sonneneinstrahlung und eine folgende anisotrope Abgabe thermischer Strahlung abgebremst oder beschleunigt werden. Bei (3103) Eger konnte eine Untersuchung von 2012 aus den bis dahin vorliegenden Daten eine Beschleunigung der Rotation um (1,4 ± 0,6)∙10⁻⁸ rad/d² festgestellt werden, was einer Abnahme der Rotationsperiode um etwa 4,2 ms im Jahr entspricht. Allerdings wurden weitere Beobachtungen als notwendig erachtet, um den Effekt abzusichern.^[15] In einer neuen Untersuchung von 2018 konnten weitere Messwerte von 2014 bis 2017 in die Auswertung aufgenommen und die Ergebnisse bestätigt werden. Für den Wert der YORP-Beschleunigung konnte jetzt ein verbesserter Wert von (1,1 ± 0,5)∙10⁻⁸ rad/d² angegeben werden.^[26]

Der Asteroid zeigte auch bei photometrischen Messungen am Telescopio Abierto Remoto 2 (TAR2) auf Teneriffa vom Juli 2021 bis März 2022 Effekte einer durch den YORP-Effekt beschleunigten Rotation. Hier wurde neben einem neuen dreidimensionalen Gestaltmodell mit retrograder Rotation und einer Periode von 5,71015 h eine YORP-Beschleunigung von (0,85 ± 0,05)∙10⁻⁸ rad/d² abgeleitet. Damit würde seine Rotationsperiode über einen Zeitraum von 8 Mio. Jahren etwa auf die Hälfte des derzeitigen Wertes sinken, was währenddessen zu strukturellen Veränderungen am Asteroidenkörper führen könnte.^[27]

Beobachtungen der Asteroiden (2867) Šteins im Mai 2004 und August 2005 sowie (3103) Eger im Januar 2007 mit dem New Technology Telescope am La-Silla-Observatorium in Chile ergaben Spektren im sichtbaren Bereich, die einem E-Typ entsprechen und die sich bei beiden Asteroiden stark ähneln. Es wurde daher vermutet, dass sie im Hinblick auf ihre mineralogische Zusammensetzung einen gemeinsamen Ursprung besitzen, obwohl sie sich derzeit auf unterschiedlichen Umlaufbahnen bewegen. (3103) Eger könnte nach dem Auseinanderbrechen eines Vorgängerkörpers im Bereich des Hauptgürtels insbesondere durch den Jarkowski-Effekt in seine erdnahe Umlaufbahn gebracht worden sein. Eine Simulation konnte dieses Szenario prinzipiell bestätigen und weist darauf hin, dass das Auseinanderbrechen bereits vor mindestens 2 Mrd. Jahren erfolgt sein müsste.^[28]

• Liste der Asteroiden

Commons: (3103) Eger – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• (3103) Eger beim IAU Minor Planet Center (englisch)
• (3103) Eger in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
• (3103) Eger in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
• (3103) Eger in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).