(163) Erigone – Wikipedia

Asteroid
(163) Erigone
Berechnetes 3D-Modell von (163) Erigone
Berechnetes 3D-Modell von (163) Erigone
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Innerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Erigone-Familie
Große Halbachse 2,366 AE
Exzentrizität 0,192
Perihel – Aphel 1,912 AE – 2,821 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 4,8°
Länge des aufsteigenden Knotens 160,0°
Argument der Periapsis 298,4°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 2. September 2024
Siderische Umlaufperiode 3 a 234 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 19,18 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 81,6 ± 3,1 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,03
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 16 h 8 min
Absolute Helligkeit 9,8 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		C
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker Henri Joseph Perrotin
Datum der Entdeckung 26. April 1876
Andere Bezeichnung 1876 HC, 1892 RA, 1957 OT, 2017 YH23
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(163) Erigone ist ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, der am 26. April 1876 vom französischen Astronomen Henri Joseph Perrotin am Observatoire de Toulouse entdeckt wurde.

Die Bibliotheke des Apollodor erwähnte Erigone als Tochter von Ikarios, die sich erhängte, als sie erfuhr, dass ihr Vater von betrunkenen Hirten getötet worden war. Sie wurde daraufhin als Sternbild Jungfrau an den Himmel versetzt. Laut Pausanias war Erigone eine Tochter von Aigisthos und Klytaimnestra und hatte einen Sohn mit Orestes. Sie stellte Orestes wegen Mordes an ihrer Mutter vor Gericht und erhängte sich, als Orestes vor dem Areopag freigesprochen wurde.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 erstmals Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (163) Erigone, für die damals Werte von 72,6 km bzw. 0,05 erhalten wurden.[1] 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 81,6 km bzw. 0,03.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE führte 2012 zu Werten für den Durchmesser und die Albedo von 81,6 km bzw. 0,04.[3] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 mit 69,7 km bzw. 0,05 angegeben, diese Angaben beinhalten aber hohe Unsicherheiten.[4]

Der Asteroid (163) Erigone wurde erstmals photometrisch beobachtet vom 30. Dezember 1980 bis 13. Februar 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Bei Messungen in vier Nächten konnte eine Lichtkurve aufgezeichnet werden, aus der eine Rotationsperiode von 16,136 h abgeleitet wurde.[5] Eine Auswertung archivierter Lichtkurven des United States Naval Observatory in Arizona und der Catalina Sky Survey ermöglichte einer Forschergruppe in einer Untersuchung von 2011 die Bestimmung einer Rotationsperiode von 16,1403 h in Verbindung mit einer retrograden Rotation.[6] Vom 1. bis 18. März 2014 erfolgten weitere photometrische Messungen von (163) Erigone. Mehrere Beobachter in New Mexico, Colorado, Arizona und Massachusetts hatten unabhängig voneinander Untersuchungen des Asteroiden begonnen. Als sie von ihrer jeweiligen Arbeit erfuhren, waren sie bereit, ihre Messergebnisse zu teilen. Die kombinierten Daten führten zur Bestimmung einer Rotationsperiode von 16,136 h.[7]

Aus archivierten Daten der Lowell Photometric Database konnten dann in einer Untersuchung von 2016 mit einem ellipsoidischen Gestaltmodell für (163) Erigone eine Position der Rotationsachse mit einer retrograden Rotation sowie eine Rotationsperiode von 16,1402 h bestimmt werden.[8] Ebenfalls aus archivierten Lichtkurven und weiteren eigenen Messungen im November und Dezember 2016 am BlueEye600-Observatorium in Tschechien wurde eine Rotationsperiode von 16,1403 h bestimmt und ein 3D-Modell des Asteroiden mit zwei alternativen Rotationsachsen für retrograde Rotation berechnet.[9]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (163) Erigone aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu einer Masse von etwa 2,01·1018 kg geführt und mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 73 km zu einer als unrealistisch bewerteten Dichte von 9,99 g/cm³ bei keiner Porosität.[10]

Am 20. März 2014 erfolgte eine Bedeckung des hellen Sterns Regulus durch (163) Erigone. Das Ereignis dauerte etwa 14,3 s und war in einem schmalen Streifen vom Nordatlantik über den äußersten Nordosten der Vereinigten Staaten bis Kanada zu beobachten, auch die Stadt New York lag in der Schattenzone.[11] Wegen schlechten Wetters konnte das Ereignis aber nirgends beobachtet werden.[12]

Erigone-Familie

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(163) Erigone ist das größte Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,29–2,44 AE, eine Exzentrizität von 0,19–0,22 und eine Bahnneigung von 4,2°–6,0°. Die mittlere Albedo liegt bei 0,07. Der Erigone-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 3300 bekannte Mitglieder zugerechnet,[13] ihr Alter wird auf etwa 212 ± 68 Mio. Jahre geschätzt.[14]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ 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).
  2. ↑ 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).
  3. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  4. ↑ 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 (PDF; 1,07 MB).
  5. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid lightcurve observations from 1979–1981. In: Icarus. Band 81, Nr. 2, 1989, S. 314–364, doi:10.1016/0019-1035(89)90056-0.
  6. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  7. ↑ F. Pilcher, J. W. Briggs, L. Martinez, C. Odden, A. Aggarwal: Rotation Period Determination for 163 Erigone. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 3, 2014, S. 187, bibcode:2014MPBu...41..187P (PDF; 295 kB).
  8. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, D. Oszkiewicz, R. Vančo: Asteroid models from the Lowell photometric database. In: Astronomy & Astrophysics. Band 587, A48, 2016, S. 1–6, doi:10.1051/0004-6361/201527573 (PDF; 262 kB).
  9. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš, M. Brož, M. Lehký, R. Behrend, P. Antonini, S. Charbonnel, R. Crippa, P. Dubreuil, G. Farroni, G. Kober, A. Lopez, F. Manzini, J. Oey, R. Poncy, C. Rinner, R. Roy: Shape models of asteroids based on lightcurve observations with BlueEye600 robotic observatory. In: Icarus. Band 304, 2018, S. 101–109, doi:10.1016/j.icarus.2017.07.005 (arXiv-Preprint: PDF; 2,48 MB).
  10. ↑ 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: PDF; 5,41 MB).
  11. ↑ C. Sigismondi, T. George, T. Flatrès: Data analysis of 2005 Regulus occultation and simulation of the 2014 occultation. In: arXiv e-print. arXiv:1403.4926, 2014, S. 1–7, doi:10.48550/arXiv.1403.4926 (PDF; 773 kB).
  12. ↑ J. K. Beatty: Global “Fail” for the Big Regulus Cover-up. In: Sky & Telescope. AAS Sky Publishing, LLC, 27. März 2014, abgerufen am 24. Juli 2024 (englisch).
  13. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  14. ↑ F. Spoto, A. Milani, Z. Knežević: Asteroid family ages. In: Icarus. Band 257, 2015, S. 275–289, doi:10.1016/j.icarus.2015.04.041 (arXiv-Preprint: PDF; 602 kB).
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