(433) Eros
| Asteroid (433) Eros | |
|---|---|
 | |
| NEAR-Aufnahme | |
| Eigenschaften des Orbits Animation | |
| Orbittyp | Erdnaher Asteroid, Amor-Typ |
| Große Halbachse | 1,458 AE |
| Exzentrizität |
0,223 |
| Perihel – Aphel | 1,133 AE – 1,783 AE |
| Neigung der Bahnebene | 10,8° |
| Länge des aufsteigenden Knotens | 304,4° |
| Argument der Periapsis | 178,8° |
| Zeitpunkt des Periheldurchgangs | 14. April 2010 |
| Siderische Umlaufperiode | 1 a 278 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 24,4 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Mittlerer Durchmesser | 34,4 × 11,2 × 11,2 km |
| Masse | 6,687 · 1015 kg |
| Albedo | 0,2500 |
| Mittlere Dichte | 2,67 g/cm³ |
| Rotationsperiode | 5 h 16 min |
| Absolute Helligkeit | 11,16 mag |
| Spektralklasse | S |
| Geschichte | |
| Entdecker | Gustav Witt |
| Datum der Entdeckung | 13. August 1898 |
| Andere Bezeichnung | 1898 DQ |
| 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. | |
(433) Eros ist ein Asteroid, der am 13. August 1898 von dem deutschen Astronomen Gustav Witt entdeckt wurde. Er war der erste bekannte erdnahe Asteroid und wurde 1900 und 1930 zur genauen Bestimmung des Erdbahn-Radius verwendet, analog zu Venustransits.
Benannt wurde der Himmelskörper nach Eros, dem Gott der Liebe aus der griechischen Mythologie.
Eros wurde als erster Asteroid von einer Raumsonde – NEAR Shoemaker – umkreist (2000) und belandet (2001).
Entdeckung
Der Asteroid wurde auf einer Fotoplatte entdeckt, die Gustav Witt und sein Assistent Felix Linke (1879–1959) in der Nacht vom 13. August 1898 an der Berliner Urania-Sternwarte belichtet hatten. Auch Auguste Charlois in Nizza hatte den Asteroiden in der gleichen Nacht aufgenommen, er erkannte die Spur, die der Asteroid auf der Fotoplatte hinterlassen hatte, allerdings zunächst nicht.[1]
Bahn
Eros war der erste bekannte Asteroid, dessen Bahn teilweise innerhalb der Marsbahn verläuft. Er gehört somit zur Klasse der erdnahen Kleinplaneten vom Amor-Typ. Er umrundet die Sonne in nur 1,76 Jahren in einem Abstand von 1,133 (Perihel) bis 1,783 (Aphel) astronomischen Einheiten, sodass er der Erde im Laufe der Jahrzehnte auf 22 Millionen km nahekommen kann. Die Bahnebene ist um 10,83° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,223.
Bald nach der Entdeckung des Asteroiden fiel Egon von Oppolzer seine stark schwankende Helligkeit auf[2], woraus man auf die Rotationsdauer und eine ausgesprochen längliche Form schließen konnte. Modellrechnungen der 1960er-Jahre ergaben Ausmaße von ca. 15×30 km, die von den Messungen der NEAR-Raumsonde 2001 nur um 2–3 km abwichen.
1999 veröffentlichte der Wiener Astronom Rudolf Dvorak das Ergebnis seiner langfristigen numerischen Vorausberechnungen. Demnach wird Eros 20 Millionen Jahre auf relativ stabiler Bahn bleiben, dann aber durch chaotisch wirkende Bahnstörungen in die Sonne stürzen.[3]
Aufbau
Eros ist ein unregelmäßig geformter Himmelskörper mit 34 × 11 × 11 Kilometern Ausdehnung. Er weist eine relativ helle silikathaltige Oberfläche mit einer mittleren Albedo von 0,16 auf (bzw. 0,25 nach JPL-Daten[4]). Seine Dichte entspricht mit 2,67 g/cm³ etwa der Dichte von silikatischem Gestein.
In rund 5 Stunden und 16 Minuten rotiert er um die eigene Achse. Messungen haben ergeben, dass die Temperaturen auf der sonnenzugewandten Seite (Tagseite) des Asteroiden auf 100 °C ansteigen, während sie auf der Nachtseite auf −150 °C abfallen. Während der Opposition erreicht er eine Helligkeit von 8,3 mag. Eros wurde vom 14. Februar 2000 bis zum 12. Februar 2001 intensiv von der Raumsonde NEAR Shoemaker untersucht. Die Sonde war auf eine Umlaufbahn um den Asteroiden gebracht worden und landete schließlich auf seiner Oberfläche, wobei detailreiche Aufnahmen erstellt wurden. Es zeigte sich, dass Eros von Kratern übersät und von Rillen und Spalten durchzogen ist. Der Asteroid war offensichtlich heftigsten Kollisionen mit anderen Himmelskörpern ausgesetzt. Fast überall liegen Gesteinstrümmer herum, die teilweise den Einschlagskratern zugeordnet werden können.
Nach den Wissenschaftlern der NEAR-Mission stammen die meisten der größeren Felsbrocken von einem Krater, der vor vermutlich einer Milliarde Jahren bei einer Kollision entstand. Dieser Einschlag könnte auch für eine mit kleinen Kratern unter 500 m übersäte Region verantwortlich sein, die 40 % der Oberfläche des Eros ausmacht. Ein Großteil der Oberfläche ist mit feinem Staub, dem Regolith, überzogen. Ursprünglich nahm man daher an, dass der Auswurf der Kollision die kleineren Krater aufgefüllt hat. Eine Analyse der Kraterdichte der Oberfläche zeigt jedoch, dass sich kraterärmere Gebiete innerhalb von 9 km um den Einschlagpunkt verteilen. Einige der weniger verkraterten Gebiete liegen auf der gegenüberliegenden Seite des Einschlags, sind aber trotzdem innerhalb des Abstands von 9 km. Man nimmt daher an, dass sich beim Einschlag Erdbebenwellen durch den Asteroiden ausbreiteten und die kleineren Krater einebneten.[5]
Nahe der schmalsten Stelle des Asteroiden befindet sich ein großer Krater von 5,5 km Durchmesser, der somit fast den halben Durchmesser der „Erdnuss“-Form ausmacht. Unklar ist noch, wieso Eros bei diesem Einschlag nicht zerbrochen ist.
Beim Vorbeiflug wurde die Sonde durch die Gravitation des Kleinplaneten leicht abgelenkt, woraus dessen Masse mit ca. 7,2 × 1015 kg bestimmt wurde. Wegen seiner unregelmäßigen Form variiert die Schwerebeschleunigung auf Eros zwischen verschiedenen Punkten der Oberfläche sehr stark; im Mittel beträgt seine Anziehungskraft nur rund 0,06 Prozent von jener auf der Erdoberfläche. Dennoch konnte an Kraterwänden offenbar Geröll herunterrutschen. Als Ursache vermuten die Wissenschaftler Schwingungen des Asteroidenkörpers, die durch Einschläge kleinerer Brocken ausgelöst werden und zu verminderter Gleitreibung führen.
Rohstoffe
Es wurden verschiedene Spekulationen über die Nutzung von Metallerzen aus Eros angestellt, unter anderem Aluminium, Gold und Platin sowie andere in der Erdkruste seltene Metalle.[6]
Sichtbarkeit
Siehe auch
Weblinks
Einzelnachweise
- ↑ H. Scholl, Lutz D. Schmadel: Discovery Circumstances of the First Near-Earth Asteroid (433) Eros. In: Acta Historica Astronomiae, Vol. 15, S. 210–220 Abstract
- ↑ Egon von Oppolzer: Notiz betr. Planet (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten, Band 154 (1901), S. 297, doi:10.1002/asna.19001541413
- ↑ R. Dvorak, ''The long term evolution of Atens and Apollos'' in: ''Journal: Evolution and source regions of asteroids and comets: proceedings of the 173rd colloquium of the International Astronomical Union, held in Tatranska Lomnica, Slovak Republic, August 24-28, 1998 / edited by J. Svoren, E.M. Pittich, H. Rickman. Tatranska Lomnica, Slovak Republic: Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences, 1999'', Seite 59–75 insbesondere Seite 65. Adsabs.harvard.edu, abgerufen am 19. Juni 2010.
- ↑ JPL Small-Body Database Browser, 2003
- ↑ P. C. Thomas, M. S. Robinson: Seismic resurfacing by a single impact on the asteroid 433 Eros. In: Nature, Vol. 436 (7049), S. 366–369, PMID 16034412
- ↑ David Whitehouse: Gold rush in space? 22. Juli 1999, abgerufen am 22. Mai 2010 (englisch, BBC News Online).