Quelltext der Seite (3103) Eger

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 3103
| Name = (3103) Eger
| Bild = 3103Eger (Lightcurve Inversion).png
| Bildtext = Berechnetes nicht-konvexes 3D-Modell<br />von (3103) Eger
| Orbittyp = APOLLO
| Epoche = 2461000.5
| Exzentrizität = 0.354183
| Große_Halbachse = 1.40395
| Bahnneigung = 20.93071
| Knoten= 129.73175
| Periwinkel= 254.10494
| Peridatum = 2026-09-18
| Periode = 607.610
| Durchmesser = 1.5
| DurchmesserSigma =
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 5.7103
| Albedo = 0.64
| Tholen =
| Smass = Xe
| Absolute_Helligkeit = 15.3
| Entdecker = [[Miklós Lovas]]
| Entdeckungsdatum = 1982-01-20
| anderer_Name = '''1982&nbsp;BB'''
}}

'''(3103) Eger''' ist ein [[Asteroid]] vom [[Erdnaher Asteroid#Apollo-Typ|Apollo-Typ]], der am 20. Januar 1982 vom ungarischen [[Astronom]]en [[Miklós Lovas]] am [[Piszkéstető-Observatorium]] in Ungarn bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 16&nbsp;mag entdeckt wurde. Nachträglich konnte festgestellt werden, dass er nur gut drei Stunden zuvor bereits am [[Krim-Observatorium]] in [[Nautschnyj]] fotografiert worden war.

Der Asteroid ist benannt nach der ungarischen Stadt [[Eger (Ungarn)|Eger]]. Im Jahr 1762 gründete der dortige Bischof, Graf [[Karl Eszterházy]], auf eigene Kosten eine Universität. Zur Universität gehörte ein Observatorium, das er in Absprache mit [[Maximilian Hell]] in Wien einrichtete, wobei die Instrumente sowohl in Wien als auch in London hergestellt wurden. Die Beobachtungen in Eger begannen im Jahr 1778 und die Ergebnisse wurden in Hells jährlichen astronomischen [[Ephemeriden]] veröffentlicht. Die Stadt ist auch für den erfolgreichen Widerstand ihrer Bevölkerung gegen die belagernden Türken im Jahr 1552 bekannt. Sie liegt in einem hervorragenden Weinanbaugebiet und ist international für ihr herzhaftes rotes Egri Bikavér („[[Erlauer Stierblut]]“) bekannt.

== Marsbahnkreuzer und NEO ==
Die Bahn von (3103) Eger besitzt eine hohe [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]], so dass ihr Aphel (sonnenfernster Punkt) noch jenseits der [[Umlaufbahn]] des [[Planet]]en [[Mars (Planet)|Mars]], das Perihel (sonnennächster Punkt) jedoch innerhalb der Periheldistanz der [[Erde]] liegt. Der Asteroid ist damit zunächst ein [[Marsbahnkreuzer]], der durch die [[Bahnneigung|Schrägstellung]] seiner Umlaufbahn gegen die [[Ekliptik]] dem Mars derzeit aber nicht näher kommen kann als bis auf etwa 27,4 Mio.&nbsp;km (0,18&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]]). Die letzte Annäherung bis auf unter 30 Mio.&nbsp;km erfolgte am 26. September 1953 (bis auf 29,4 Mio.&nbsp;km), die nächsten finden statt am 9. Februar 2027{{Zukunft|2027|02}} (bis auf 27,5 Mio.&nbsp;km) und dann erst wieder im März 2230 (bis auf 28,5 Mio.&nbsp;km).

Als Objekt mit einer Großen Bahnhalbachse von über 1&nbsp;AE und einer Periheldistanz, die geringer als die Apheldistanz der Erde ist, zählt (3103) Eger definitionsgemäß zu den [[Erdnaher Asteroid|erdnahen Asteroiden]] (''Near-Earth Asteroid'', NEA) vom Apollo-Typ, benannt nach [[(1862) Apollo]]. Er ist mit seiner Periheldistanz von etwa 0,9&nbsp;AE sogar ein [[Bahnkreuzer#Erdbahnkreuzer|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.&nbsp;km (0,079&nbsp;AE) und der Asteroid wird daher nicht als potentiell gefährlich eingestuft. Er bewegt sich in einer 3:5-[[Bahnresonanz]] mit der Erde, d.&nbsp;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.&nbsp;km, eine Annäherung bis auf knapp unter 18 Mio.&nbsp;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.<ref>{{Internetquelle |autor=A. Vitagliano |url=http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref> 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.<ref>A. Milani, M. Carpino, G. Hahn, A. M Nobili: ''Dynamics of planet-crossing asteroids: Classes of orbital behavior. Project SPACEGUARD.'' In: ''Icarus.'' Band 78, Nr. 2, 1989, S. 212–169, [[doi:10.1016/0019-1035(89)90174-7]].</ref> Auch eine weitere Untersuchung von 2001 bestätigte ein stabiles, regelmäßiges Verhalten der [[Bahnelement]]e von (3103) Eger während eines Zeitraums von 6000 Jahren um die gegenwärtige Epoche herum.<ref>L. E. Bykova, T. Yu. Galushina: ''Evolution of near-Earth asteroids close to mean motion resonances.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Band 49, Nr. 8, 2001, S. 811–815, [[doi:10.1016/S0032-0633(01)00038-1]].</ref>

== Wissenschaftliche Auswertung ==
Mit Daten [[Radiometrie|radiometrischer]] Beobachtungen im [[Infrarotstrahlung|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&nbsp;km bzw. 0,63 bestimmt. Die Anwendung eines rotierenden Modells führte auf Werte von 1,5&nbsp;km bzw. 0,53.<ref>G. J. Veeder, M. S. Hanner, D. L. Matson, E. F. Tedesco, L. A. Lebofsky, A. T. Tokunaga: ''Radiometry of Near-Earth Asteroids.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 97, Nr. 4, 1989, S. 1211–1219, [[doi:10.1086/115064]] ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1989AJ.....97.1211V/ADS_PDF PDF; 818 kB]).</ref> [[Radarastronomie|Radarastronomische]] Untersuchungen vom 16. bis 20. Juli 1986 am [[Arecibo-Observatorium]] bei 2,38&nbsp;GHz sowie vom 2. bis 10. August 1991 und am 29./30. Juli 1996 am [[Goldstone Deep Space Communications Complex|Goldstone Observatory]] in Kalifornien bei 8510&nbsp;GHz ergaben für den effektiven Durchmesser Werte von 2,3–3,9&nbsp;km und für die visuelle Albedo eine Obergrenze von 0,5. Die gemessenen Signale entsprachen einem [[Ellipsoid]] von 1,5 × 2,3&nbsp;km Größe und bestätigten eine [[Asteroid#Klassifikation nach Spektraleigenschaft|taxonomische Klassifizierung]] als E-Typ,<ref>L. A. M. Benner, S. J. Ostro, J. D. Giorgini, R. F. Jurgens, D. L. Mitchell, R. Rose, K. D. Rosema, M. A. Slade, R Winkler, D. K. Yeomans, D. B. Campbell, J. F. Chandler, I. I. Shapiro: ''Radar Detection of Near-Earth Asteroids 2062 Aten, 2101 Adonis, 3103 Eger, 4544 Xanthus, and 1992&nbsp;QN.'' In: ''Icarus.'' Band 130, Nr. 2, 1997, S. 296–312, [[doi:10.1006/icar.1997.5834]] ([https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103597958346/pdf PDF; 709 kB]).</ref> die nach [[Spektroskopie|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-[[Meteorit]]en ([[Achondrit#Aubrite|Aubrite]]). In Kombination mit der Seltenheit von Asteroiden vom Typ E deutet dies darauf hin, dass (3103) Eger der Ursprungskörper der Aubriten sein könnte.<ref>M. J. Gaffey, K. L. Reed, M. S. Kelley: ''Relationship of E-type Apollo asteroid 3103 (1982&nbsp;BB) to the enstatite achondrite meteorites and the Hungaria asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 100, Nr. 1, 1992, S. 95–109, [[doi:10.1016/0019-1035(92)90021-X]].</ref> Eine Auswertung von Spektren des Asteroiden wies darauf hin, dass seine Oberfläche [[Forsterit]]-[[Olivingruppe|Olivin]] und [[Oldhamit]] enthalten könnte.<ref>B. E. Clark, S. J. Bus, A. S. Rivkin, T. McConnochie, J. Sanders, S. Shah, T. Hiroi, M. Shepard: ''E-type asteroid spectroscopy and compositional modeling.'' In: ''Journal of Geophysical Research: Planets.'' Band 109, Nr. E2, 2004, S. 1109–1114, [[doi:10.1029/2003JE002200]] ([https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/10.1029/2003JE002200 PDF; 1,06 MB]).</ref>

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&nbsp;km bzw. 0,39 bestimmt.<ref>D. E. Trilling, M. Mueller, J. L. Hora, A. W. Harris, B. Bhattacharya, W. F. Bottke, S. Chesley, M. Delbo, J. P. Emery, G. Fazio, A. Mainzer, B. Penprase, H. A. Smith, T. B. Spahr, J. A. Stansberry, C. A. Thomas: ''ExploreNEOs. I. Description and First Results from the Warm Spitzer Near-Earth Object Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 140, Nr. 3, 2010, S. 770–784, [[doi:10.1088/0004-6256/140/3/770]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/140/3/770/pdf PDF; 562 kB]).</ref><ref>A. W. Harris, M. Mommert, J. L. Hora, M. Mueller, D. E. Trilling, B. Bhattacharya, W. F. Bottke, S. Chesley, M. Delbo, J. P. Emery, G. Fazio, A. Mainzer, B. Penprase, H. A. Smith, T. B. Spahr, J. A. Stansberry, C. A. Thomas: ''ExploreNEOs. II. The Accuracy of the Warm Spitzer Near-Earth Object Survey.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Band 141, Nr. 3, 2011, S. 1–10, [[doi:10.1088/0004-6256/141/3/75]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/141/3/75/pdf PDF; 446 kB]).</ref>

[[Photometrie|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&nbsp;h abgeleitet.<ref>W. Z. Wisniewski: ''Photometry of six radar target asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 70, Nr. 3, 1987, S. 566–572, [[doi:10.1016/0019-1035(87)90096-0]].</ref> 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&nbsp;h angegeben werden.<ref>W. Z. Wisniewski: ''Physical studies of small asteroids. I. Lightcurves and taxonomy of 10 asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 90, Nr. 1, 1991, S. 117–122, [[doi:10.1016/0019-1035(91)90073-3]].</ref> 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&nbsp;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&nbsp;km und 0,45.<ref>P. Pravec, M. Wolf, L. Šarounová: ''Lightcurves of 26 Near-Earth Asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 136, Nr. 1, 1998, S. 124–153, [[doi:10.1006/icar.1998.5993]] ([https://www.researchgate.net/profile/Petr-Pravec/publication/222129106_Lightcurves_of_26_Near-Earth_Asteroids/links/5eddda4d92851c9c5e8fa19e/Lightcurves-of-26-Near-Earth-Asteroids.pdf PDF; 0,97 MB]).</ref> Im Juni 2001 konnte (3103) Eger auch während einer Nacht am [[Charkiw-Observatorium]] und am [[Krim-Observatorium]] in der Ukraine photometrisch beobachtet werden.<ref>Yu. N. Krugly, I. N. Belskaya, V. G. Chiorny, V. G. Shevchenko, N. M. Gaftonyuk: ''CCD photometry of near-Earth asteroids in 2001.'' In: ''Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors (ACM 2002).'' ESA SP-500, Noordwijk 2002, S. 903–906, {{bibcode|2002ESASP.500..903K}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2002ESASP.500..903K/ADS_PDF PDF; 99 kB]).</ref>

[[Datei:003103-asteroid shape model (3103) Eger.png|mini|rechts|Berechnetes nicht-konvexes 3D-Modell von (3103) Eger]]
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 [[Rechtläufig und rückläufig|retrograder]] Rotation und eine Periode von 5,70677&nbsp;h gefunden.<ref>M. Kaasalainen, J. Torppa, J. Piironen: ''Models of Twenty Asteroids from Photometric Data.'' In: ''Icarus.'' Band 159, Nr. 2, 2002, S. 369–395, [[doi:10.1006/icar.2002.6907]] ([https://citeseerx.ist.psu.edu/document?repid=rep1&type=pdf&doi=bcd088b116a1abf849f2d4f43958c45969ddcddb PDF; 1,03 MB]).</ref> 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&nbsp;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“.<ref name="durech">J. Ďurech, D. Vokrouhlický, A. R. Baransky, S. Breiter, O. A. Burkhonov, W. Cooney, V. Fuller, N. M. Gaftonyuk, J. Gross, R. Ya. Inasaridze, M. Kaasalainen, Yu. N. Krugly, O. I. Kvaratshelia, E. A. Litvinenko, B. Macomber, F. Marchis, I. E. Molotov, J. Oey, D. Polishook, J. Pollock, P. Pravec, K. Sárneczky, V. G. Shevchenko, I. Slyusarev, R. Stephens, Gy. Szabó, D. Terrell, F. Vachier, Z. Vanderplate, M. Viikinkoski, B. D. Warner: ''Analysis of the rotation period of asteroids (1865) Cerberus, (2100) Ra-Shalom, and (3103) Eger – search for the YORP effect.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 547, A10, 2012, S. 1–9, [[doi:10.1051/0004-6361/201219396]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/11/aa19396-12.pdf PDF; 689 kB]).</ref>

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&nbsp;h abgeleitet werden.<ref>B. D. Warner: ''Near-Earth Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2014 March–June.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 41, Nr. 4, 2014, S. 213–224, {{bibcode|2014MPBu...41..213W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2014MPBu...41..213W/ADS_PDF PDF; 3,77 MB]).</ref> Weitere Beobachtungen vom 31. Mai bis 4. Juni 2016 führten zu einem Wert von 5,711&nbsp;h,<ref>B. D. Warner: ''Near-Earth Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2016 April–July.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 43, Nr. 4, 2016, S. 311–319, {{bibcode|2016MPBu...43..311W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2016MPBu...43..311W/ADS_PDF PDF; 1,81 MB]).</ref> während Messungen am 15. und 16. Februar 2017 zu 5,710&nbsp;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&nbsp;h berechnet.<ref>B. D. Warner: ''Near-Earth Asteroid Lightcurve Analysis at CS3-Palmer Divide Station: 2016 December thru 2017 April.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 44, Nr. 3, 2017, S. 223–237, {{bibcode|2017MPBu...44..223W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2017MPBu...44..223W/ADS_PDF PDF; 14,1 MB]).</ref>

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&nbsp;h bestimmt.<ref>O. Vaduvescu, A. Aznar Macias, V. Tudor, M. Predatu, A. Galád, Š. Gajdoš, J. Világi, H. F. Stevance, R. Errmann, E. Unda-Sanzana, F. Char, N. Peixinho, M. Popescu, A. Sonka, R. Cornea, O. Suciu, R. Toma, P. Santos-Sanz, A. Sota, J. Licandro, M. Serra-Ricart, D. Morate, T. Mocnik, M. Diaz Alfaro, F. Lopez-Martinez, J. McCormac, N. Humphries: ''The EURONEAR Lightcurve Survey of Near Earth Asteroids.'' In: ''Earth, Moon, and Planets.'' Band 120, 2017, S. 41–100, [[doi:10.1007/s11038-017-9506-9]] ([https://link.springer.com/content/pdf/10.1007/s11038-017-9506-9.pdf PDF; 9,32 MB]).</ref> 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&nbsp;h abgeleitet.<ref>B. D. Warner, R. D. Stephens: ''Near-Earth Asteroid Lightcurve Analysis at the Center for Solar System Studies.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 46, Nr. 4, 2019, S. 423–438, {{bibcode|2019MPBu...46..423W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2019MPBu...46..423W/ADS_PDF PDF; 1,93 MB]).</ref>

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&nbsp;h bestätigt werden.<ref>R. G. Farfan, F. García de la Cuesta, J. Delgado Casal, E. Reina Lorenz, J. Ruiz Fernández, J. De Elías Cantalapiedra, R. Naves Nogues, J. M. Fernández Andújar, J.-L. González Carballo, E. Fernández Mañanes, R. Martínez Morales: ''Periods Determinations for Seventeen Asteroids.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 229–233, {{bibcode|2022MPBu...49..229F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..229F/ADS_SCAN PDF; 401 kB]).</ref> 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&nbsp;h.<ref>L. Franco, A. Marchini, R. Papini, M. Iozzi, G. Scarfi, F. Mortari, D. Gabellini, P. Bacci, M. Maestripieri, G. Baj, G. Galli, A. Coffano, W. Marinello, G. Pizzetti, P. Aceti, M. Banfi, L. Tinelli, N. Montigiani, M. Mannucci, A. Noschese, M. Mollica, E. Guido, N. Ruocco, M. Bachini, G. Succi: ''Collaborative Asteroid Photometry from UAI: 2022 January–March.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 200–204, {{bibcode|2022MPBu...49..200F}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..200F/ADS_PDF PDF; 1,70 MB]).</ref> 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&nbsp;h ausgewertet wurde.<ref>B. D. Warner, R. D. Stephens: ''Near-Earth Asteroid Lightcurve Analysis at the Center for Solar System Studies: 2022 February–March.'' In: ''The Minor Planet Bulletin.'' Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 3, 2022, S. 176–179, {{bibcode|2022MPBu...49..176W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022MPBu...49..176W/ADS_PDF PDF; 1,06 MB]).</ref>

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 [[Konvexe Inversion|konvexen Inversion]] eine Rotationsperiode von 5,7101&nbsp;h bestimmt.<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> In einer weiteren Untersuchung von 2022 konnten unter Verwendung aller bis zum Dezember 2021 verfügbaren [[Astrometrie|astrometrischen]] Daten aus Archiven und dem [[Gaia DR2]]-Katalog die [[Bahnstörung#Nicht-gravitative Kräfte|nicht-gravitativen]] A2-Parameter für 42 Asteroiden bestimmt werden, die die jeweilige Stärke des [[Jarkowski-Effekt]]s quantifizieren. Für (3103) Eger wurde ein Wert von −9,6 ± 3,6·10<sup>−15</sup>&nbsp;AE/d² gefunden. Der negative Wert korrespondiert mit der retrograden Rotation des Asteroiden. Die Große Halbachse der Umlaufbahn würde dadurch um etwa 0,0004&nbsp;AE in einer Million Jahren verringert.<ref>K. Dziadura, D. Oszkiewicz, P. Bartczak: ''Investigating the most promising Yarkovsky candidates using Gaia DR2 astrometry.'' In: ''Icarus.'' Band 383, 115040, 2022, S. 1–11, [[doi:10.1016/j.icarus.2022.115040]] ([https://www.sciencedirect.com/science/article/am/pii/S001910352200152X PDF; 2,23 MB]).</ref>

== YORP-Effekt ==
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<sup>−8</sup>&nbsp;rad/d² festgestellt werden, was einer Abnahme der Rotationsperiode um etwa 4,2&nbsp;ms im Jahr entspricht. Allerdings wurden weitere Beobachtungen als notwendig erachtet, um den Effekt abzusichern.<ref name="durech" /> 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<sup>−8</sup>&nbsp;rad/d² angegeben werden.<ref>J. Ďurech, D. Vokrouhlický, P. Pravec, J. Hanuš, D. Farnocchia, Yu. N. Krugly, R. Y. Inasaridze, V. R. Ayvazian, P. Fatka, V. G. Chiorny, N. Gaftonyuk, A. Galád, R. Groom, K. Hornoch, H. Kučáková, P. Kušnirák, M. Lehký, O. I. Kvaratskhelia, G. Masi, I. E. Molotov, J. Oey, J. T. Pollock, V. G. Shevchenko, J. Vraštil, B. D. Warner: ''YORP and Yarkovsky effects in asteroids (1685) Toro, (2100) Ra-Shalom, (3103) Eger, and (161989) Cacus.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 609, A86, 2018, S. 1–10, [[doi:10.1051/0004-6361/201731465]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2018/01/aa31465-17.pdf PDF; 1,46 MB]).</ref>

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&nbsp;h eine YORP-Beschleunigung von (0,85 ± 0,05)∙10<sup>−8</sup>&nbsp;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.<ref>J. R. Rodríguez, E. D. Alonso, S. I. Álvarez, S. P. Fernández, J. Licandro, M. R. Alarcon, M. Serra-Ricart, N. Pinilla-Alonso, S. del Carmen Fernández, F. J. de Cos Juez: ''Improved models for the near-Earth asteroids (2100) Ra-Shalom, (3103) Eger, (12711) Tukmit, and (161989) Cacus.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Band 527, Nr. 3, 2024, S. 6814–6834, [[doi:10.1093/mnras/stad3488]] ([https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/527/3/6814/54356254/stad3488.pdf PDF; 3,35 MB]).</ref>

== Möglicher Ursprung ==
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.<ref>S. Fornasier, F. Marzari, E. Dotto, M. A. Barucci, A. Migliorini: ''Are the E-type asteroids (2867) Steins, a target of the Rosetta mission, and NEA (3103) Eger remnants of an old asteroid family?'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Band 474, Nr. 2, 2007, S. L29–L32, [[doi:10.1051/0004-6361:20078411]] ([https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/41/aa8411-07.pdf PDF; 120 kB]).</ref>

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

== Weblinks ==
{{Commonscat|3103 Eger|(3103) Eger}}
* {{IAU MPC|3103}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=3103}}
* {{AstDyS|ID=3103}}
* [https://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/damit/?q=3103 (3103) Eger] in der ''Database of Asteroid Models from Inversion Techniques'' (DAMIT, englisch).

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

[[Kategorie:Eger (Ungarn)]]