(15) Eunomia

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Entdecker	Annibale de Gasparis
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	Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom Vorlage:Infobox Asteroid/Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

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(15) Eunomia ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 29. Juli 1851 vom italienischen Astronomen Annibale de Gasparis am Osservatorio Astronomico di Capodimonte in Neapel entdeckt wurde.

Der Asteroid wurde benannt nach Eunomia, einer der Horen, Personifizierung von Ordnung und Gesetz. Die anderen sind Eirene und Dike. Das früher für den Asteroiden verwendete Symbol Astronomisches Symbol von Eunomia war ein Herz mit einem Stern darüber.

Wissenschaftliche Auswertung

Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi aus 1972 und vom Januar 1974 wurden für (15) Eunomia erstmals Werte für den Durchmesser und die Albedo von 260 und 263 km bzw. 0,17 und 0,16 bestimmt.<ref>D. P. Cruikshank, D. Morrison: Radii and albedos of asteroids 1, 2, 3, 4, 6, 15, 51, 433, and 511. In: Icarus. Band 20, Nr. 4, 1973, S. 477–481 doi:10.1016/0019-1035(73)90020-1.</ref><ref>D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 997 kB).</ref><ref>D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3.</ref> Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (15) Eunomia, für die damals Werte von 255,3 km bzw. 0,21 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 (PDF; 398 kB).</ref> Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 25. September 2002 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 259 ± 30 km.<ref>C. Magri, M. C. Nolan, S. J. Ostro, J. D. Giorgini: A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2003. In: Icarus. Band 186, Nr. 1, 2007, S. 126–151, doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018 (PDF; 1,03 MB).</ref> Mit einer hochaufgelösten Aufnahme mit dem Adaptive Optics (AO)-System am Teleskop II des Keck-Observatoriums auf Hawaiʻi im Infraroten vom 11. November 2011 konnte ein äquivalenter Durchmesser von 254 ± 27 km abgeleitet werden.<ref>J. Hanuš, F. Marchis, J. Ďurech: Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations. In: Icarus. Band 226, Nr. 1, 2013, S. 1045–1057, doi:10.1016/j.icarus.2013.07.023 (arXiv-Preprint: PDF; 1,79 MB).</ref> 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 259,0 km bzw. 0,21.<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 (PDF; 73,0 MB).</ref> Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 231,7 km bzw. 0,25 korrigiert.<ref>J. R. Masiero, T. Grav, A. K. Mainzer, C. R. Nugent, J. M. Bauer, R. Stevenson, S. Sonnett: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. Near-infrared Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 791, Nr. 2, 2014, S. 1–11, doi:10.1088/0004-637X/791/2/121 (PDF; 1,10 MB).</ref>

Spektrophotometrische und spektroskopische Untersuchungen von (15) Eunomia im Februar 1996 am La-Silla-Observatorium in Chile sowie im Juli 1998 am Calar-Alto-Observatorium in Spanien führten zu Erstellung eines dreidimensionalen, unregelmäßig länglichen Gestaltmodells des Asteroiden. Es konnte dabei das Vorhandensein von zwei Hemisphären mit unterschiedlicher Zusammensetzung bestätigt werden. Offenbar weist der Asteroid auf einer Hemisphäre eine höhere Konzentration eines Pyroxens mit mäßigem Eisengehalt auf, während die restliche Oberfläche von einem eisenreichen Olivin dominiert wird. Ein großer Teil der ursprünglichen, mit Pyroxen angereicherten Krustenschicht ging wahrscheinlich durch eine schwere Kollision verloren, bei der die Eunomia-Asteroidenfamilie (siehe unten) entstand. Es konnten aber keine Hinweise auf einen eventuell vorhandenen freiliegenden metallischen Kern gefunden werden.<ref>A. Nathues, S. Mottola, M. Kaasalainen, G. Neukum: Spectral study of the Eunomia asteroid family: I. Eunomia. In: Icarus. Band 175, Nr. 2, 2005, S. 452–463, doi:10.1016/j.icarus.2004.12.013.</ref>

Datei:000015-asteroid shape model (15) Eunomia.png

Berechnetes 3D-Modell von (15) Eunomia

Nach ersten photometrischen Beobachtungen von (15) Eunomia vom 16. März bis 10. Mai 1905 am Harvard-College-Observatorium in Massachusetts<ref>E. C. Pickering: Variability of Eunomia (15). In: Harvard College Observatory Circular. Band 94, 1905, S. 1–3, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 130 kB).</ref><ref>O. C. Wendell: Photometric observations made with the fifteen inch east equatorial during the years 1903 to 1912 – Chapter XI. Observations of Asteroids. In: Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. Band 69, Nr. 2, 1913, S. 200–217, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 11,6 MB).</ref> erfolgten weitere Messungen am 11. und 15. August 1950, am 25. Januar 1952 und am 7. April 1953 am McDonald-Observatorium in Texas. Aus den während vier Nächten aufgezeichneten Lichtkurven konnte für den Asteroiden eine Rotationsperiode von 6,08 h abgeleitet werden.<ref>I. Groeneveld, G. P. Kuiper: Photometric Studies of Asteroids. I. In: The Astrophysical Journal. Band 120, 1954, S. 200–220, doi:10.1086/145904 (PDF; 1,02 MB).</ref> Mit weiteren Messungen vom 21. bis 27. Dezember 1955 konnte die Rotationsperiode noch etwas genauer zu 6,083 h bestimmt werden. Der Drehsinn wurde als retrograd eingeschätzt, die Rotationsachse als nahezu senkrecht zur Ebene der Ekliptik stehend.<ref>I. van Houten-Groeneveld, C. J. van Houten: Photometric Studies of Asteroids. VII. In: The Astrophysical Journal. Band 127, 1958, S. 253–273, doi:10.1086/146459 (PDF; 1,11 MB).</ref> Weitere Beobachtungen erfolgten in den Jahren 1959 und 1965 in China,<ref>Y. Chang, X. Zhou, X. Yang, Y. Zhang, X. Li, Zh. Wu: Light curves of Asteroids (IV). In: Chinese Astronomy and Astrophysics. Band 5, Nr. 4, 1981, S. 434–437, doi:10.1016/0275-1062(81)90008-4.</ref> am 7. März 1970 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona<ref>C. D. Vesely, R. C. Taylor: Photometric lightcurves of 21 asteroids. In: Icarus. Band 64, Nr. 1, 1985, S. 37–52, doi:10.1016/0019-1035(85)90037-5.</ref> sowie vom 24. Februar bis 20. April 1974 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Hier wurde eine Rotationsperiode von 6,0806 h bestimmt.<ref>F. Scaltriti, V. Zappalà: A photometric study of the minor planet 15 Eunomia. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 19, 1975, S. 249–255, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 113 kB).</ref>

Eine Forschergruppe an der University of Arizona und am Planetary Science Institute in Tucson führte in den 1980er Jahren ein Programm zur „Photometrischen Geodäsie“ einer Anzahl von schnell rotierenden Asteroiden des Hauptgürtels durch, darunter auch (15) Eunomia. Bei Beobachtungen am Kitt-Peak-Nationalobservatorium bei mehreren Gelegenheiten zwischen August 1981 und Oktober 1985 konnten zahlreiche Lichtkurven erfasst werden.<ref>S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis, R. Greenberg, D. G. Levy, S. Vail: Photometric geodesy of main-belt asteroids: I. Lightcurves of 26 large, rapid rotators. In: Icarus. Band 70, Nr. 2, 1987, S. 191–245, doi:10.1016/0019-1035(87)90131-X.</ref> Die Auswertung in einer Untersuchung von 1988 errechnete daraus zwei alternative Positionen für die Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 6,0828 h sowie die Achsenverhältnisse eines ellipsoidischen Gestaltmodells.<ref>J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: II. Analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 76, Nr. 1, 1988, S. 19–77, doi:10.1016/0019-1035(88)90139-X.</ref> In einer finalen Auswertung von 1991 konnte unter Verwendung einer weiteren Lichtkurve vom Oktober 1985 (siehe unten) eine der beiden alternativen Rotationsachsen ausgeschlossen werden.<ref>J. D. Drummond, S. J. Weidenschilling, C. R. Chapman, D. R. Davis: Photometric geodesy of main-belt asteroids: IV. An updated analysis of lightcurves for poles, periods, and shapes. In: Icarus. Band 89, Nr. 1, 1991, S. 44–64, doi:10.1016/0019-1035(91)90086-9.</ref>

In den 1980er und 1990er Jahren gab es darüber hinaus weitere Untersuchungen, die aus den archivierten Lichtkurven Berechnungen mit unterschiedlichen Methoden zur Bestimmung meist von zwei alternativen Lösungen für die Position der Rotationsachse, des Drehsinns, der Rotationsperiode und der Achsenverhältnisse von Gestaltmodellen durchführten.<ref>P. Magnusson: Distribution of spin axes and senses of rotation for 20 large asteroids. In: Icarus. Band 68, Nr. 1, 1986, S. 1–39, doi:10.1016/0019-1035(86)90072-2.</ref><ref>P. Magnusson: Spin vectors of 22 large asteroids. In: Icarus. Band 85, Nr. 1, 1990, S. 229–240, doi:10.1016/0019-1035(90)90113-N.</ref><ref>T. Michałowski: Poles, Shapes, Senses of Rotation, and Sidereal Periods of Asteroids. In: Icarus. Band 106, Nr. 2, 1993, S. 563–572, doi:10.1006/icar.1993.1193 (PDF; 599 kB).</ref><ref>G. De Angelis: Asteroid spin, pole and shape determinations. In: Planetary and Space Science. Band 43, Nr. 5, 1995, S. 649–682, doi:10.1016/0032-0633(94)00151-G.</ref> Dabei gab es immer wieder auch neue photometrische Beobachtungen, die weitere Lichtkurven lieferten, wie am 3. und 4. November und 11. Dezember 1981 am Aarne-Karjalainen-Observatorium in Finnland,<ref>J. O. Piironen, M. Poutanen, M. Di Martino, V. Zappalà: UBV observations and pole determinations of asteroids 15 Eunomia and 354 Eleonora. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 61, Nr. 3, 1985, S. 299–302, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 121 kB).</ref> am 7. und 17. Oktober 1985 am North Valley Stream Observatory in New York<ref>F. J. Melillo: Photoelectric Photometry of Asteroid 15 Eunomia. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 13, Nr. 2, 1986, S. 21–22, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 113 kB).</ref> sowie in 1985 und 1987 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma.<ref>C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs: Physical studies of asteroids. XVIII: Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 73, Nr. 3, 1988, S. 395–405, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 303 kB).</ref><ref>C.-I. Lagerkvist, P. Magnusson, I. P. Williams, M. E. Buontempo, P. Gibbs, L. V Morrison: Physical studies of asteroids. XIX. Phase relations and composite lightcurves obtained with the Carlsberg Meridian Circle. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 78, Nr. 3, 1989, S. 519–532, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 343 kB).</ref>

Eine Beobachtung am 30. September 1998 mit den Fine Guidance Sensors (FGS) des Hubble-Weltraumteleskops bevorzugte eine der zuvor bestimmten Positionen der Rotationsachse. Die Gestalt des Asteroiden wurde als verlängertes Ellipsoid mit Achsen von (362 × 206 × 204) km, entsprechend einem effektiven Durchmesser von 248 km beschrieben. Es wurden keine zwingenden Hinweise auf eine Duplizität des Asteroiden gefunden und die Form ist wohl nicht regulär ellipsoid, sondern eher eiförmig.<ref>P. Tanga, D. Hestroffer, A. Cellino, M. Lattanzi, M. Di Martino, V. Zappalà: Asteroid observations with the Hubble Space Telescope FGS II. Duplicity search and size measurements for 6 asteroids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 401, Nr. 2, 2003, S. 733–741, doi:10.1051/0004-6361:20030032 (PDF; 229 kB).</ref>

Aus 31 im Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) archivierten Lichtkurven der Beobachtungsjahre 1950 bis 1995 wurde in einer Untersuchung von 2002 erstmals ein dreidimensionales, sehr regelmäßiges und quasi-ellipsoides Gestaltmodell berechnet. Es wurden dazu eine eindeutige Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 6,08275 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 (PDF; 1,03 MB).</ref> Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom September 2002, Dezember 2007 und Januar 2008 gut reproduziert. Für die Rotationsachse wurde wieder eine eindeutige und verbesserte Position mit retrograder Rotation und eine Periode von 6,08275 h bestimmt, während für die Größe ein volumenäquivalenter Durchmesser von 275 ± 5 km abgeleitet wurde.<ref>M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).</ref>

Bereits in einer Untersuchung von 2009 war aus 83 archivierten Beobachtungen des Astrometrie-Satelliten Hipparcos für den Asteroiden (15) Eunomia eine eindeutige Rotationsachse mit retrograder Rotation, eine Periode von 6,08273 h sowie die Achsenverhältnisse eines ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet worden.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, P. Tanga, S. Mottola, A. Dell’Oro: Genetic inversion of sparse disk-integrated photometric data of asteroids: application to Hipparcos data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 506, Nr. 2, 2009, S. 935–954, doi:10.1051/0004-6361/200912134 (PDF; 472 kB).</ref> Bei einer erneuten Auswertung von 2019 konnte dann für ein ellipsoidisches Gestaltmodell eine Rotationsachse mit retrograder Rotation und eine Periode von 6,0828 h sowie die Achsenverhältnisse berechnet werden. Zusätzlich wurde die Berechnung aber auch für ein cellinoid-förmiges Gestaltmodell (ähnlich einem flachgedrückten Ei) durchgeführt. Hier wurde jedoch ein prograde Rotation mit einer Periode von 6,0827 h gefunden.<ref>A. Cellino, D. Hestroffer, X. Lu, K. Muinonen, P. Tanga: Inversion of {{#if:Hipparcos | Hipparcos | Vorlage:Kapitälchen – Text fehlt}} and Gaia photometric data for asteroids. Asteroid rotational properties from sparse photometric data. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A67, 2019, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/201936059 (PDF; 1,16 MB).</ref>

Datei:(15) Eunomia VLTSPHERE.png

Aufnahme von (15) Eunomia durch das Very Large Telescope (VLT) am 5. August 2019

Neue photometrische Beobachtungen von (15) Eunomia erfolgten noch einmal vom 13. bis 20. Juni 2019 mit den ferngesteuerten Teleskopen TRAPPIST-North am Oukaïmeden-Observatorium in Marokko und TRAPPIST-South am La-Silla-Observatorium. Aus der Lichtkurve wurde hier eine Rotationsperiode von 6,083 h bestimmt.<ref>M. Ferrais, P. Vernazza, L. Jorda, E. Jehin, F. J. Pozuelos, J. Manfroid, Y. Moulane, Kh. Barkaoui, Z. Benkhaldoun: Photometry of 25 Large Main-belt Asteroids with TRAPPIST-North and -South. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 49, Nr. 4, 2022, S. 307–313, {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}} (PDF; 1,36 MB).</ref>

Abschätzungen von Masse und Dichte für (15) Eunomia aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 31,4·10¹⁸ kg, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 257 km zu einer Dichte von 3,54 g/cm³ führte bei keiner Porosität. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±5 %.<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: PDF; 5,41 MB).</ref> Eine weitere Untersuchung von 2017 bestimmte die Masse des Asteroiden zu etwa 31,0·10¹⁸ kg mit einer Unsicherheit von ±1 %.<ref>J. Baer, S. R. Chesley: Simultaneous Mass Determination for Gravitationally Coupled Asteroids. In: The Astronomical Journal. Band 154, Nr. 2, 2017, S. 1–11, doi:10.3847/1538-3881/aa7de8 (PDF; 1,63 MB).</ref> Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (15) Eunomia. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:<ref>P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).</ref>

Mittlerer Durchmesser 270 ± 3 km
Abmessungen in drei Achsen (340 × 248 × 229) km
Masse 30,5·10¹⁸ kg
Dichte 2,96 g/cm³
Albedo 0,19
Rotationsperiode 6,082753 h
Position der Rotationsachse mit retrograder Rotation

Eine Auswertung der astrometrischen Daten von Gaia DR2, die bei Begegnungen mit verschiedenen anderen Asteroiden erfasst wurden, führte in einer Untersuchung von 2022 für (15) Eunomia zur Abschätzung einer Masse von 30,3·10¹⁸ kg.<ref>L. Siltala, M. Granvik: Masses, bulk densities, and macroporosities of asteroids (15) Eunomia, (29) Amphitrite, (52) Europa, and (445) Edna based on Gaia astrometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 658, A65, 2022, S. 1–10, doi:10.1051/0004-6361/202141459 (PDF; 1,85 MB).</ref> Neue Auswertungen von Gaia-DR3-Daten einer Begegnung von (15) Eunomia mit zwei kleinen Asteroiden ergaben in einer Untersuchung von 2023 Werte für die Masse und die Dichte von (15) Eunomia von 26,9·10¹⁸ kg bzw. 2,61 g/cm³.<ref>F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): Dynamical Masses of 20 Asteroids Determined with Gaia DR3 Asteroid Observations. In: The Astronomical Journal. Band 166, Nr. 3, 2023, S. 1–9, doi:10.3847/1538-3881/ace52b (PDF; 595 kB).</ref>

Eunomia-Familie

(15) Eunomia ist namensgebendes und größtes Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,54–2,70 AE, eine Exzentrizität von 0,13–0,17 und eine Bahnneigung von 12,3°–13,9°. Taxonomisch handelt es sich um Asteroiden der Spektralklasse S und L, die mittlere Albedo liegt bei 0,26. Der Eunomia-Familie wurden im Jahr 2019 etwa 3580 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 (PDF; 4,80 MB).</ref> ihr Alter kann nicht durch ein einzelnes Kollisionsereignis erklärt werden, es wurden dafür zwischen 2,0 ± 0,4 Mrd. Jahre und 1,14 ± 0,24 Mrd. Jahre geschätzt.<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 (PDF; 802 kB).</ref> Die Familie könnte entstanden sein, als ein Ursprungskörper von etwa 236 km Durchmesser von einem Impaktor mit einer Größe von mindestens 8 km getroffen wurde, wodurch er aber nur etwa 5,5 % 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 (PDF; 408 kB).</ref>

Rezeption in der Literatur

Im 1962 erschienenen Science-Fiction-Roman Praktikanten der Brüder Arkadi und Boris Strugazki spielt eine Episode auf (15) Eunomia, wo Sprengexperimente durchgeführt werden.

Siehe auch

Liste der Asteroiden

Weblinks

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(15) Eunomia beim IAU Minor Planet Center (englisch)
{{#if:||(15) Eunomia}} in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).{{#if:| (Epoche: {{#iferror:{{#invoke:Vorlage:FormatDate|Execute}}|Vorlage:FormatDate/Wartung/Error}})}}{{#if:|}}
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(15) Eunomia in der Database of Asteroid Models from Inversion Techniques (DAMIT, englisch).

Einzelnachweise