Quelltext der Seite (163) Erigone

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 163
| Name = (163) Erigone
| Bild = 000163-asteroid shape model (163) Erigone.png
| Bildtext = Berechnetes 3D-Modell von (163) Erigone
| Orbittyp = IMB
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.192025
| Große_Halbachse = 2.36631
| Bahnneigung = 4.81528
| Knoten = 160.01256
| Periwinkel = 298.38990
| Peridatum = 2024-09-02
| Periode = 1329.556
| Durchmesser = 81.6
| DurchmesserSigma = 3.1
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 16.136
| Albedo = 0.03
| Tholen = C
| Smass = Ch
| Absolute_Helligkeit = 9.8
| Entdecker = [[Henri Joseph Perrotin]]
| Entdeckungsdatum = 1876-04-26
| anderer_Name = '''1876&nbsp;HC''', 1892&nbsp;RA, 1957&nbsp;OT, 2017&nbsp;YH<sub>23</sub>
}}

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

Die [[Bibliotheke des Apollodor]] erwähnte [[Erigone (Tochter des Ikarios)|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 (Sternbild)|Jungfrau]] an den Himmel versetzt. Laut [[Pausanias]] war [[Erigone (Tochter des Aigisthos)|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.

== 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 (163) Erigone, für die damals Werte von 72,6&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> 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 81,6&nbsp;km bzw. 0,03.<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> 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&nbsp;km bzw. 0,04.<ref>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]] ([https://www.asu.cas.cz/~ppravec/pravecetal2012b.pdf PDF; 1,44 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 69,7&nbsp;km bzw. 0,05 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>

Der Asteroid (163) Erigone wurde erstmals [[Photometrie|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&nbsp;h abgeleitet wurde.<ref>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]].</ref> 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&nbsp;h in Verbindung mit einer [[Rechtläufig und rückläufig|retrograden]] Rotation.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/06/aa16738-11.pdf PDF; 1,82 MB]).</ref> 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&nbsp;h.<ref>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}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..187P/ADS_PDF PDF; 295 kB]).</ref>

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&nbsp;h bestimmt werden.<ref>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]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/03/aa27573-15.pdf PDF; 262 kB]).</ref> Ebenfalls aus archivierten Lichtkurven und weiteren eigenen Messungen im November und Dezember 2016 am BlueEye600-Observatorium in Tschechien wurde eine Rotationsperiode von 16,1403&nbsp;h bestimmt und ein 3D-Modell des Asteroiden mit zwei alternativen Rotationsachsen für retrograde Rotation berechnet.<ref>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: [https://arxiv.org/pdf/1707.03637 PDF; 2,48 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 16,1405&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>

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (163) Erigone aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 zu keinen als sinnvoll erachteten Ergebnissen geführt.<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>

== Bedeckung von Regulus ==
Am 20. März 2014 erfolgte eine [[Okkultation|Bedeckung]] des hellen Sterns [[Regulus (Stern)|Regulus]] durch (163) Erigone. Das Ereignis dauerte etwa 14,3&nbsp;s und wäre in einem schmalen Streifen vom Nordatlantik über den äußersten Nordosten der Vereinigten Staaten bis Kanada zu beobachten gewesen, auch die Stadt New York lag in der Schattenzone.<ref>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]] ([https://arxiv.org/pdf/1403.4926 PDF; 773 kB]).</ref> Wegen schlechten Wetters konnte das Ereignis aber nirgends beobachtet werden.<ref>{{Internetquelle |autor=J. K. Beatty |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/observing-news/global-fail-for-the-big-regulus-cover-up/ |titel=Global “Fail” for the Big Regulus Cover-up |werk=Sky & Telescope |hrsg=AAS Sky Publishing, LLC |datum=2014-03-27 |sprache=en |abruf=2024-07-24}}</ref>

== Erigone-Familie ==
(163) Erigone ist das größte Mitglied einer [[Asteroidenfamilie]] mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine [[Halbachsen der Ellipse|Große Halbachse]] von 2,29–2,44&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]], eine [[Exzentrizität (Astronomie)|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,<ref>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]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/3/3755/28549009/stz228.pdf PDF; 4,80 MB]).</ref> ihr Alter wurde in einer Untersuchung von 2015 auf etwa 212 ± 68 Mio. Jahre angenommen,<ref>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: [https://arxiv.org/pdf/1504.05461 PDF; 602 kB]).</ref> während eine neuere Untersuchung von 2019 das Alter auf 224 ± 36&nbsp;Mio. Jahre schätzte.<ref>P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: ''Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, [[doi:10.1093/mnras/sty3446]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/484/2/1815/27597377/sty3446.pdf PDF; 802 kB]).</ref> Die Familie könnte entstanden sein, als ein Ursprungskörper von etwa 92&nbsp;km Durchmesser von einem Impaktor mit einer Größe von mindestens 3&nbsp;km getroffen wurde, wodurch er etwa 31 % seiner Masse verlor.<ref>J. Leliwa-Kopystynski, I. Wlodarczyk: ''The minimal sizes of impactors that formed the Vesta family and 15 other asteroid families.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 528, Nr. 4, 2024, S. 6312–6318, [[doi:10.1093/mnras/stae332]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/528/4/6312/56719255/stae332.pdf PDF; 408 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|163 Erigone|(163) Erigone}}
* {{IAU MPC|163}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=163}}
* {{AstDyS|ID=163}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=163 (163) Erigone] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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