(433) Eros

Asteroid
(433) Eros
Ansicht von (433) Eros mit den Kratern Narcissus (vorne), Psyche (oben) und Himeros (unten)
Ansicht von (433) Eros mit den Kratern Narcissus (vorne), Psyche (oben) und Himeros (unten)
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 5. Mai 2025 (JD 2.460.800,5)
Orbittyp Erdnaher Asteroid, Amor-Typ
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 1,458 AE
Exzentrizität 0,223
Perihel – Aphel 1,133 AE – 1,783 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 10,828°
Länge des aufsteigenden Knotens 304,3°
Argument der Periapsis 178,9°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 17. Februar 2026
Siderische Umlaufperiode 1 a 278 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 24,36 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 16,8 km ± 0,1 km
Abmessungen (34,4 × 11,2 × 11,2) km
Masse 6,69·1015Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,25
Mittlere Dichte 2,67 g/cm³
Rotationsperiode 5 h 16 min
Absolute Helligkeit 10,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		S
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		S
Geschichte
Entdecker Gustav Witt, Felix Linke
Datum der Entdeckung 13. August 1898
Andere Bezeichnung 1898 PA, 1956 PC
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 vom Amor-I-Typ, der am 13. August 1898 vom deutschen Astronomen Gustav Witt und seinem Assistenten Felix Linke (1879–1959)[1] an der Sternwarte der Urania in Berlin bei einer Helligkeit von 11 mag entdeckt wurde. Es war Witts zweite und letzte Asteroidenentdeckung. Auch Auguste Charlois am Observatoire de Nice hatte den Asteroiden in der gleichen Nacht sogar bereits etwa eine Stunde vor Witt fotografiert, die Entdeckung wurde aber erst drei Tage später bekanntgegeben.[2]

Charlois wurde nie als Entdecker anerkannt, im Gegenteil wurde er beschuldigt, die Ehre dieser wichtigen Entdeckung verpasst zu haben, weil er die Fotoplatte mit dem Asteroiden an den Tagen unmittelbar nach der Entdeckung, einem Sonntag bzw. einem Feiertag, nicht analysiert hatte. Möglicherweise erkannte Charlois (433) Eros auf seiner Fotoplatte aber deshalb nicht früher, weil es ein mechanisches Problem mit der Nachführung des Teleskops gab, wodurch seine Spur zwischen den Spuren der Sterne zunächst nicht erkennbar war.[3]

Nachträglich konnte der Asteroid auch auf Fotoplatten gefunden werden, die bereits zwischen Oktober 1893 und Mai 1894 am Harvard-College-Observatorium in Massachusetts sowie von April bis Juli 1896 am Boyden Observatory der Harvard University, damals in Peru, gemacht worden waren.[4][5][6][7]

Der Asteroid ist benannt nach Eros, dem Gott der Liebe aus der griechischen Mythologie (lateinisch Amor oder Cupido), Sohn der Aphrodite. Er beschützte die schöne Psyche vor der Rache seiner Mutter, und als er sie später heiratete, wurde sie unsterblich. (433) Eros ist einer der ersten Asteroiden mit einem männlichen Namen. Die Benennung erfolgte durch Witt. In Übereinstimmung mit Elia Millosevich schlug er auch vor, ihm wegen seiner damals von allen anderen bekannten Asteroiden abweichenden Bahn den Status eines „kleinen Planeten im üblichen Sinn“ und seine Nummer abzuerkennen, da ansonsten künftig nur noch eine geringe Masse als Kriterium für die Einordnung als Asteroid maßgebend wäre.[8] Dies wurde von Julius Bauschinger vom Astronomischen Rechen-Institut in Berlin argumentativ zurückgewiesen.[9]

(433) Eros ist der erste Asteroid, den eine Raumsonde umkreiste und auf ihm landete.

Marsbahnkreuzer und NEA

Die Umlaufbahn von (433) Eros besitzt eine Große Halbachse, die zwischen denjenigen von Mars und Erde liegt. Er war damit der erste entdeckte Asteroid deutlich innerhalb des Hauptgürtels zwischen Mars und Jupiter. Durch die große Exzentrizität der Bahn liegt das Aphel (sonnenfernster Punkt) noch außerhalb der Marsbahn, während das Perihel (sonnennächster Punkt) nur etwa 11 % weiter von der Sonne entfernt ist als das Aphel der Erdbahn. (433) Eros wird daher sowohl zu den Marsbahnkreuzern gezählt als auch zu den erdnahen Asteroiden (NEA). Durch die Schrägstellung der Bahn des Asteroiden gegenüber der Marsbahn können sich die beiden Himmelskörper derzeit aber nicht näher kommen als bis auf etwa 36,0 Mio. km (0,24 AE), was alle 82 Jahre und 9 Monate vorkommt (Bahnresonanz nach 47 Umläufen von (433) Eros bzw. 44 Umläufen von Mars). Ende November 7694 wird (433) Eros den Mars im Abstand von nur 7,8 Mio. km (0,052 AE) passieren, da sich ihre Bahnen (nicht die Körper) um das Jahr 7800 in einem Punkt schneiden werden, bevor sie sich wieder voneinander entfernen.[10]

Umlaufbahnen von (433) Eros und den inneren Planeten

Der geringste Abstand zwischen den Bahnen von Asteroid und Erde (Minimum orbit intersection distance, MOID) beträgt derzeit etwa 22,2 Mio. km (0,15 AE). Es ereignen sich jeweils drei Begegnungen näher als 60 Mio. km zwischen den beiden Körpern im Abstand von knapp sieben Jahren, wobei sich diese Dreierpakete nach 37 bzw. 44 Jahren im Wechsel wiederholen. Annäherungen bis auf weniger als 23 Mio. km finden alle 81 Jahre statt (nach 46 Umläufen von (433) Eros), so im Januar 1894, im Januar 1975 und im Januar 2056.[11]

Objekte, die sich auf einer solchen Bahn bewegen, werden neben den üblichen Bahnstörungen durch die großen Planeten insbesondere immer wieder durch die engen Begegnungen mit dem Mars oder der Erde gravitativ beeinflusst. In einer Untersuchung von 1996 wurde mit numerischen Modellierungen gezeigt, dass sich die Umlaufbahn von (433) Eros mit einer Wahrscheinlichkeit von 50 % innerhalb von nur zwei Millionen Jahren durch Veränderungen in der Exzentrizität und Bahnneigung zu der eines Erdbahnkreuzers entwickeln könnte. Innerhalb einer Zeitspanne von 100 Mio. bis 1 Mrd. Jahren könnte er dann mit der Erde kollidieren.[12][13] Nach einer weiteren Untersuchung von 1999 wird (433) Eros nach etwa 8 Mio. Jahren zu einem Erdbahnkreuzer und nach etwa 20 Mio. Jahren in die Sonne stürzen.[14]

Wissenschaftliche Auswertung

Frühe Forschung

Der österreichische Astronom Egon von Oppolzer berichtete während seines Aufenthaltes am Astrophysikalischen Observatorium Potsdam Anfang des Jahres 1901 erstmals bei (433) Eros von deutlichen „Helligkeitsschwankungen …, die innerhalb weniger Stunden vor sich [zu] gehen“ schienen und rief zu weiteren Beobachtungen auf.[15][16] Daraufhin meldeten sich umgehend zahlreiche namhafte Astronomen, denen bereits ähnliches aufgefallen war, wie Hermann von Struve, Wilhelm Valentiner, Vincenzo Cerulli und Otto Knopf, oder die umgehend Vergleichsmessungen angestellt hatten, wie Ernst Jost, Friedrich Heinrich Carl Deichmüller und Ernst Becker.

Deichmüller hatte eine Lichtwechselperiode von 2,61 h beobachtet, während Cerulli eine solche von fünf Stunden registriert hatte und als Ursache eine Rotation annahm. Dagegen vermutete der französische Astronom Charles André aus der Ähnlichkeit der Lichtkurve von (433) Eros mit der von bedeckungsveränderlichen Sternen eine binäre Struktur mit einem Satelliten, der den Asteroiden in 5,27 h umläuft,[17] was jedoch von Hugo von Seeliger scharf zurückgewiesen wurde, der aber dem Asteroiden eine sehr unregelmäßige, aus einer Kollision hervorgegangene Form zusprach. Er gab auch mit etwa 20–25 km erstmals eine Schätzung für die Größe von (433) Eros an.[18]

Auch in den folgenden Jahren gab es immer wieder neue Untersuchungen, die eine Veränderlichkeit der Helligkeit des Asteroiden sicher nachwiesen,[19] so zum Beispiel durch Ernst Hartwig nach Messungen vom September 1900 bis Februar 1901 an der Bamberger Sternwarte[20] oder während der Opposition im Jahr 1903 am Boyden Observatory in Peru.[21] Bei manchen Oppositionen schien der Lichtwechsel aber auch ganz zu ruhen, so zeigten viermonatige Beobachtungen des Asteroiden im Jahr 1907 an der Berliner Sternwarte nur sehr geringe Helligkeitsveränderungen,[22] wodurch das wissenschaftliche Interesse an solchen Beobachtungen nach und nach erlahmte.

Bestimmung der Astronomischen Einheit

Die Rotation von (433) Eros, aufgenommen am 4. Februar 2000 durch NEAR aus 7700 km Abstand

Nachdem die kurz nach der Entdeckung von (433) Eros durchgeführten Bahnbestimmungen zeigten, dass der Asteroid der Erde so nahe kommt wie kein anderer damals bekannter Himmelskörper (außer dem Mond), wurde bereits während der Opposition 1900/01 ein weltweites Programm zur Messung der Parallaxe von (433) Eros gestartet, um daraus indirekt die Entfernung zwischen Erde und Sonne, die Astronomische Einheit, zu bestimmen. Dies war zuvor bereits 1822 geschehen durch Auswertung der Beobachtungen von zwei Venustransits und dann wieder 1873 durch Beobachtungen von (8) Flora, die der Erde bis auf etwa 131 Mio. km nahekam.[23] Die Ergebnisse aus beiden Methoden wichen jedoch deutlich voneinander ab.

Ende Dezember 1900 näherte sich (433) Eros der Erde bis auf 47,1 Mio. km, aus den Parallaxenmessungen konnte die Astronomische Einheit zu 149.488.000 ± 38.000 km bestimmt werden. Eine noch günstigere Opposition sollte (433) Eros im Januar 1931 sogar bis auf 26,0 Mio. km an die Erde heranbringen, daher wurde wieder ein internationales Beobachtungsprojekt gestartet. Dieses Mal brachten die Auswertungen ein noch genaueres Ergebnis für die Astronomische Einheit von 149.675.000 ± 17.000 km. Dieser Wert hatte Bestand bis 1962, als radarastronomische Methoden noch präzisere Messungen ermöglichten. Heute ist die Astronomische Einheit durch die IAU zu 149.597.870.700 m definiert.

Weitere Forschung von 1930 bis 1998

Nachdem das Parallaxenprojekt 1931 neues Interesse auf den Asteroiden gezogen hatte, erfolgten auch wieder verstärkt photometrische Beobachtungen. An der Sternwarte Bothkamp bei Kiel fanden neue Messungen vom November 1937 bis Februar 1938 statt.[24] Inzwischen war bekannt, dass die Lichtkurve von (433) Eros jeweils zwei unterschiedliche Maxima und Minima aufweist, weshalb für eine vollständige Periode mit vier Extrema ein Wert von 5,2703 h angenommen wurde. Für die Ursache der kurzfristigen Helligkeitsschwankungen wurden mehrere Möglichkeiten (auch in Kombination) in Betracht gezogen, am wahrscheinlichsten erschien nach wie vor die Rotation eines unregelmäßigen Körpers. Ein Versuch, durch Auswertung aller Beobachtungen aus dem Zeitraum 1893 bis 1938 die Lage der Rotationsachse abzuleiten, erbrachte jedoch keine eindeutigen Ergebnisse.[25]

Auch nach photometrischen Messungen im Februar 1938 am Osservatorio Astronomico di Brera in Italien wurde für den Asteroiden eine Rotationsperiode von 5,2702 h bestimmt,[26] während aus Beobachtungen zur gleichen Zeit am Steward Observatory in Arizona eine Gestalt des Asteroiden in Form eines dreiachsigen Ellipsoids mit Achsenlängen von (35,0 × 15,6 × 7,2) km abgeleitet wurde.[27] Messungen vom September 1951 bis Mai 1952 an der Hamburger Sternwarte führten zur Bestimmung einer Position der Rotationsachse.[28]

„Ein Zylinder mit abgerundeten Enden“: (433) Eros aufgenommen am 14. Februar 2000 durch NEAR nach dem Eintritt in den Orbit, in der Bildmitte Krater Psyche

Als im Januar 1975 die größte Annäherung zwischen (433) Eros und Erde seit über 80 Jahren erfolgte, fanden um diesen Zeitpunkt herum eine Vielzahl von Forschungsprojekten statt, die das Wissen über den Asteroiden deutlich voranbrachten. So gab es Beobachtungen am 4. August 1972 am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaiʻi sowie vom 22. August 1974 bis 4. Mai 1975 am Steward Observatorium auf dem Kitt Peak und an der Catalina Station in Arizona. Es konnte daraus eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,2704 h abgeleitet werden. Für die Größe gab es eine Abschätzung zu (31 × 12) km.[29]

Vom 18. Oktober 1974 bis 19. März 1975 erfolgten Messungen während 17 Nächten an der Anderson Mesa Station des Lowell-Observatoriums in Arizona. Auch hier wurde die Lage einer Rotationsachse bestimmt. Farbmessungen wiesen den Asteroiden dem silicatischen S-Typ zu, eine Farbänderung während der Rotation war nicht festzustellen. Die gemessene Lichtkurve ließ sich nicht durch eine Gestalt in Form eines verlängerten Ellipsoids erklären, sondern konnte besser durch einen Zylinder mit abgerundeten Enden und einem Achsenverhältnis von etwa 2,3:1 modelliert werden, wobei zusätzlich Abschattungseffekte eine Rolle spielen. Für die Albedo wurden hohe 0,29 angenommen.[30] Messungen vom 20. Oktober 1974 bis 17. März 1975 am Observatorium der New Mexico State University lieferten zahlreiche Lichtkurven, dabei konnte auch keine Farbänderung während der Rotation beobachtet werden.[31] Weitere Beobachtungen gab es vom 23. November 1974 bis 26. März 1975 während 14 Nächten am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien, wo ebenfalls eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,2702 h bestimmt wurde.[32] Zu dieser Periode passten auch Messungen vom 6. Januar bis 11. Februar 1975 während vier Nächten am Observatorium Bukarest in Rumänien.[33]

Radiometrische Beobachtungen im Infraroten am Mauna-Kea-Observatorium im November 1974 und Januar 1975 sowie am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona im März 1975 ließen darauf schließen, dass die Oberfläche des Asteroiden aus einem Regolith aus hochporösem Gesteinsmaterial ähnlich wie der Mond besteht. Für den effektiven Durchmesser und die Albedo konnten Werte von 22 ± 2 km bzw. 0,18 abgeleitet werden.[34]

Vom 19. bis 26. Januar 1975 erfolgten radarastronomische Messungen von (433) Eros am Goldstone Deep Space Communications Complex in Kalifornien bei 2,38 und 8,57 GHz. Die empfangenen Radarechos deuteten darauf hin, dass seine Oberfläche wesentlich rauer ist als jede andere mit dieser Methode zuvor beobachtete Planeten- oder Mondoberfläche, also eine vollständig mit scharfen Kanten, Vertiefungen, unterirdischen Löchern oder eingebetteten Brocken im Zentimeter- bis Dezimeterbereich bedeckte Oberfläche. Die Daten passten gut zu einem Modell, das auf einem rauen, rotierenden dreiachsigen Ellipsoid mit Achsenlängen von (37,2 × 15,8) km am Rotationsäquator basiert, wobei es auch Hinweise darauf gab, dass eine Seite möglicherweise stärker reflektiert als die andere oder, was als wahrscheinlicher angesehen wurde, dass der Körper unsymmetrisch um die Rotationsachse aufgeteilt ist.[35] Auch Radarbeobachtungen am Arecibo-Observatorium am 22. und 23. Januar 1975 bei 430 MHz wurden zu einem größten Durchmesser des Asteroiden von 32 km bei einer sehr rauen Oberfläche ausgewertet.[36]

Die Oberfläche von (433) Eros aus 250 m Abstand, Bilddiagonale etwa 12 m

Am 24. Januar 1975 erfolgte eine Bedeckung des Sterns 4. Größe κ Geminorum durch (433) Eros. Aus den Beobachtungen des Ereignisses wurde auf einen elliptischen Querschnitt von (21 × 13) km oder möglicherweise eine hantelförmige Gestalt geschlossen.[37] Spektroskopische Untersuchungen im Infraroten am Steward Observatory am 25. Januar 1975 wiesen auf eine Zusammensetzung aus metallischem NiFe und Pyroxen hin, Olivin oder Plagioklas-Feldspat wurden nicht gefunden.[38]

Eine Untersuchung aus dem Jahr 1976 fasste alle neu verfügbaren photometrischen, polarimetrischen, spektroskopischen, radiometrischen, Radar- und Okkultationsergebnisse zusammen, um ein schlüssiges Modell für (433) Eros abzuleiten. Die Ergebnisse erbrachten eine geometrische Albedo von 0,19 in sichtbaren Bereich und Abmessungen von etwa (36 × 15 × 13) km. Die Rotation erfolgt um die kurze Achse im prograden Sinne mit einer Periode von 5,27039 h. Der Rotationspol ließ sich bis auf wenige Grad genau bestimmen. (433) Eros ist gleichmäßig mit einer mehrere Millimeter dicken Oberflächenschicht aus Gesteinskrümeln mit einer eisenhaltigen Silicatzusammensetzung überzogen, die wahrscheinlich gewöhnlichen Chondriten des H-Typs ähnelt.[39]

Die bei photometrischen Beobachtungen vom 3. September 1981 bis 24. April 1982 am Lowell-Observatorium und an der University of Arizona sowie am Table Mountain Observatory in Kalifornien aufgezeichneten Lichtkurven passten zu der bekannten Periode und bestätigten die zylindrische Gestalt des Asteroiden.[40][41] Aus mit Speckle-Interferometrie am Steward Observatory am 17. Dezember 1981 und 17. Januar 1982 gewonnenen Daten konnten Abmessungen des Asteroiden von (40,0 × 14,5 × 14,1) km bestimmt werden. Für die Albedo wurde ein Wert von 0,16 abgeleitet.[42]

Eine Auswertung der archivierten Lichtkurven aus den Oppositionen 1974/75 und 1981/82 führte in einer Untersuchung von 1985 wieder zur Bestimmung einer Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,2701 h,[43] ebenso ergaben Beobachtungen im August 1998 am Table Mountain Observatory in Kalifornien wieder eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,2705 h. Außerdem wurde eine Albedo von 0,27 und die Achsenverhältnisse eines dreiachsig-ellipsoidischen Gestaltmodells berechnet.[44]

In einer Untersuchung von 1998 konnte aus den Goldstone-Radardaten vom Januar 1975 mit der Methode der konvexen Inversion eine aus Polrichtung gesehen nierenförmige Gestalt von (433) Eros abgeleitet werden.[45]

Raumsonde NEAR Shoemaker

Die Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR)-Mission sollte das Discovery-Programm der NASA eröffnen. Nach dem Start der gleichnamigen Raumsonde, später in NEAR Shoemaker umbenannt, am 17. Februar 1996 an Bord einer Delta-II-Rakete bestand aufgrund einer nur alle sieben Jahre auftretenden günstigen Konstellation die Möglichkeit, ihr eigentliches Ziel, den Asteroiden (433) Eros, bereits nach einer kurzen Reisedauer von knapp drei Jahren zu erreichen. Auf dem Weg konnte sogar noch im Juni 1997 ein Vorbeiflug am Asteroiden (253) Mathilde absolviert werden. Eine Woche danach erfolgte ein wichtiges Triebwerksmanöver, bevor ein enger Vorbeiflug an der Erde am 23. Januar 1998 die Raumsonde auf ihren finalen Kurs zu (433) Eros lenkte. Der Einschuss in einen Orbit um den Asteroiden misslang aber zunächst durch ein ungeplantes Abschalten des Haupttriebwerks wegen eines Softwarefehlers während eines Manövers am 20. Dezember 1998. Die ins Taumeln geratene Raumsonde konnte mit den Lagekontrolldüsen wieder stabilisiert werden, das dabei in großer Menge verbrauchte Hydrazin schlug sich aber auch auf den optischen Instrumenten nieder und erforderte später aufwendige Kalibrationsmaßnahmen für diese. Drei Tage später flog die Raumsonde zunächst in 3830 km Abstand mit 1 km/s an (433) Eros vorbei.

Vor der NEAR-Mission war über (433) Eros wenig bekannt außer der Umlaufbahn, der Rotationsachse und -periode sowie groben Vermutungen über die Gestalt. Dies änderte sich bereits nach diesem ersten Vorbeiflug der Raumsonde. Es konnten dabei 222 Bilder des Asteroiden mit einer besten Auflösung von 400 m/px aufgenommen werden, die etwa ⅔ der Oberfläche abdeckten und einen länglichen, gurken- oder bananenförmigen, verkraterten Körper zeigten. Die gemessenen Infrarotspektren wiesen auf das Vorhandensein von Pyroxen oder Olivin (oder beidem) hin. Es konnte kein Satellit größer als 50 m gefunden werden.[46] Die Bahnabweichung der Raumsonde beim nahen Vorbeiflug, verursacht durch die gravitative Wirkung des Asteroiden, erlaubte auch eine erste Abschätzung für dessen Masse und mit der Volumenangabe für die Dichte zu erhalten.[47]

Finaler Abstieg von NEAR auf den Asteroiden aus einem 35-km-Orbit

Mehrere Manöver mit dem Haupttriebwerk sorgten für ein Abbremsen und bewirkten dadurch eine Kehrtwende, die die Raumsonde wieder auf Kurs zurück zu (433) Eros brachte.[48] Dadurch konnte ein neues Rendezvous mit dem Asteroiden am 14. Februar 2000 erreicht werden und dieses Mal gelangte NEAR auch in die vorgesehene Umlaufbahn in zunächst etwa 340 km Abstand von (433) Eros. Bis zum 30. April war der Abstand bis auf die Betriebshöhe von etwa 50 km verringert worden. Die Bahnhöhe wurde zwischenzeitlich mehrfach abgesenkt und nach einigen Tagen wieder zurück auf die Betriebshöhe gebracht. Im Laufe der folgenden Monate wurde der Asteroid mit den sechs an Bord befindlichen Instrumenten eingehend erforscht, dem Multispectral Imager (MSI), dem Near-Infrared Spectrograph (NIS), dem X-Ray Spectrometer (XRS), dem Gamma Ray Spectrometer (GRS), dem NEAR Laser Rangefinder (NLR) und dem Magnetometer (MAG).

Gegen Ende des Jahres war die Raumsonde in eine kreisförmige, niedrige Umlaufbahn mit einem Radius von 35 Kilometern eingetreten und begann, eine Reihe von sehr nahen Vorbeiflügen – in der Größenordnung von 5 bis 6 Kilometern – an dessen Oberfläche durchzuführen. Nach einem langsamen, kontrollierten Sinkflug, bei dem 70 hochauflösende Fotos aufgenommen wurden, landete NEAR am 12. Februar 2001 um 19:44 UT mit sanften 6,4 km/h im „Sattel“ von (433) Eros, direkt südlich des Kraters Himeros, zwei Tage vor dem offiziellen Missionsende.[49][50] Auch dies war ein Novum in der Raumfahrt, da die Raumsonde ursprünglich nicht für eine Landung ausgelegt war. Nach dem Verbrauch des letzten Treibstoffs, um die Parabolantenne in Richtung Erde zu halten, lag die Raumsonde in ihrer endgültigen Position auf den Enden zweier Solarmodule und der Unterkante des Hauptkörpers, glücklicherweise zeigten die Solarmodule noch grob zur Sonne. Die Mission wurde daraufhin um 14 Tage verlängert, um weitere GRS- und MAG-Daten zu erfassen. Am 28. Februar 2001 wurde NEAR durch Funkbefehle in einen „Winterschlaf“ versetzt, da sie von August bis November 2001 völlig im Schatten lag und die Solarmodule keine Energie mehr erzeugen konnten. Am 10. Dezember 2002 bei erneuter voller Sonneneinstrahlung sollte versucht werden, die Raumsonde wieder zu erwecken.[51][52] Dies blieb jedoch erfolglos.[53]

Die Auswertung der aufgezeichneten Daten brachte eine Vielfalt an neuen oder verbesserten Erkenntnissen:

  • Während der einjährigen Umkreisung von (433) Eros durch NEAR wurden mit dem MSI über 160.000 Aufnahmen der Oberfläche unter verschiedenen Beobachtungsbedingungen und mit unterschiedlicher Auflösung bis herab zu <1 m/px gemacht. NEAR konnte mehr als 1000 Aufnahmen des Imagers zwischenspeichern und sie dann innerhalb von 10 Stunden zur Erde übertragen. Die Aufnahmen wurden mit einer neu entwickelten Technik auf ein Gestaltmodell des Asteroiden übertragen und somit eine detaillierte Referenzkarte erschaffen.[54]
  • Das Gestaltmodell beruhte dabei auf mehr als 16 Millionen Entfernungsmessungen mit dem NLR mit einer Genauigkeit von etwa 1 m bei einer örtlich überlappenden Auflösung von unter 5 m. Die Beobachtungen von Erdrutschen in Kratern deuteten auf eine Tiefe des unverfestigten und rutschgefährdeten Regoliths von einigen zehn Metern hin bei einer extrem hohen Oberflächenrauigkeit im Submeter- und Subzentimeterbereich.[55][56]
Karte des Gravitationspotentials des Asteroiden (eine aufgesetzte Kugel rollt von rot über grün nach blau)
  • Die daraus abgeleiteten topografischen Merkmale zeigen einen Asteroiden mit einer komplexen Gestalt, die nur sehr grob durch ein dreiachsiges Ellipsoid mit Abmessungen von etwa (34,4 × 11,2 × 11,2) km angenähert werden kann, mit Abständen der Oberfläche vom Mittelpunkt von 3,1 bis 17,7 km, einer Fläche von 1110 km² und einem Volumen von 2500 km³. Der Gestaltmittelpunkt liegt nur wenige zehn Meter vom Massenschwerpunkt entfernt; dieser minimale Unterschied deutet darauf hin, dass es innerhalb des Asteroiden nur geringe Unterschiede in Dichte oder Porosität gibt. Die Oberfläche ist sehr ungleichmäßig mit Kratern übersät, drei große Vertiefungen repräsentieren unterschiedliche Stadien der Verwitterung von großen Einschlagkratern, es gibt Abhänge mit einer Hangneigung vom meist unter 35°, aber auch Steilhänge sowie Anzeichen für eine hangabwärts gerichtete Bewegung von Regolith in den Kratern, aber auch für dessen Transport in Schuttkegeln und in verbundenen, gewundenen Pfaden von bis zu 2 km Länge.[57][58]
  • Die Masse von (433) Eros konnte durch erdgestützte radiometrische Doppler- und Entfernungsverfolgung der Raumsonde nach Eintritt in den Orbit sowie mit Bildern von Landmarken auf der Asteroidenoberfläche und Laser-Abstandsmessungen zu 6,687·1015 kg bestimmt werden, was zusammen mit der Volumenschätzung eine Schüttdichte von 2,67 g/cm³ mit einer gleichmäßigen Dichteverteilung ergibt. Die Rotationsperiode beträgt 5,27026 h, auch die Lage des Rotationspols wurde exakt bestimmt und zumindest kurzfristig ist der Rotationszustand von (433) Eros stabil ohne ein messbares Taumeln. Die Gravitation an der Oberfläche liegt zwischen 2,1 und 5,5 mm/s² und die Fluchtgeschwindigkeit variiert zwischen 3,1 und 17,2 m/s.[59][60] Für die geometrische Albedo wurde ein für Asteroiden der Spektralklasse S typischer Wert von 0,29 gefunden.[61]
  • Ein auffälliges topografisches Merkmal ist ein 18 km langer Grat sowie allgegenwärtige Rillen. Dies deutet darauf hin, dass der Asteroid ein weitgehend zusammenhängender, aber innerlich zerbrochener Körper ist.[62] Erdgestützte Spektralmessungen sowie NEAR-Daten mit den Instrumenten MAG, XRS und NIS zeigten ein niedriges Aluminiumvorkommen in allen Regionen. Die Verhältnisse von Magnesium/Silicium, Aluminium/Silicium, Calcium/Silicium und Eisen/Silicium deuten alle darauf hin, dass (433) Eros eine Zusammensetzung und Mineralogie ähnlich der von gewöhnlichem Chondrit aufweist. Durch einen Dichtenvergleich ließ sich die Gesamtporosität des Asteroiden auf 21–33 % schätzen. Auch dies deutet darauf hin, dass (433) Eros ein stark zerbrochener Körper ist, es gab jedoch keine Hinweise darauf, dass er jemals katastrophal zerstört und zu einem Trümmerhaufen (Rubble pile) aufgehäuft wurde.[63][64]
  • Die Aufnahmen der Krater mit einem Durchmesser von >100 m ähneln stark der gesättigten Kraterpopulation von (243) Ida. (433) Eros ist zwar stärker verkratert als (951) Gaspra, weist aber nicht die gesättigten Riesenkrater von (253) Mathilde auf. Diese Krater und die anderen großflächigen geologischen Strukturen entstanden über einen Zeitraum von etwa 2 Mrd. Jahren, während sich (433) Eros im Hauptasteroidengürtel befand, zwischen der Zerstörung seines Mutterkörpers und dem Zeitpunkt, als er in eine erdnahe Umlaufbahn gebracht wurde (wahrscheinlich vor einigen zehn Millionen Jahren). Die allgegenwärtigen Felsbrocken und kleinen Krater auf (433) Eros unterscheiden sich auch radikal von der Mondoberfläche bei ähnlichen Maßstäben, da es vermutlich durch den Jarkowski-Effekt nur wenige metergroße Projektile im Asteroidengürtel gibt, die daher nur wenige kleine Krater bilden und wenige Felsbrocken zerstören. Nach dem Verlassen des Hauptgürtels könnte sich die Kraterbildungsrate massiv verringert haben, was möglicherweise den unerwartet kleinräumigen Charakter der Topologie auf (433) Eros erklären könnte.[65]
Eine vollständige Umrundung von (433) Eros aufgezeichnet aus 200 km Höhe durch NEAR am 3./4. Dezember 2000
  • Ein zuvor von anderen Himmelskörpern unbekanntes Phänomen sind Strukturen mit flachem Boden, bedeckt mit feinkörnigem Material, die sich scharf innerhalb der sie umgebenden Vertiefungen abgrenzen und daher als „Teiche“ bezeichnet wurden. Sie bildeten sich möglicherweise aus fließendem Regolith[66] oder zerfallenen Gesteinsblöcken.[67] Andere Erklärungen umfassen die elektrostatische Levitation von Staub[68] oder das Ausgasen von Wasser aus dem Asteroideninneren.[69] Auch die Landestelle von NEAR liegt in einem solchen „Teich“.
  • Die Magnetometeruntersuchungen aus der Umlaufbahn sowie während des Abstiegs und nach der Landung zeigten ein völliges Fehlen einer globalen Magnetisierung bei diesem Asteroiden.[70]
  • Die Messungen mit XRS und GRS aus großer Höhe zeigten zunächst keine von (433) Eros stammenden Signale. Eine erneute Analyse der GRS-Daten, die insbesondere während einer Reihe von Überflügen in geringer Höhe gesammelt wurden, ergab schließlich die ersten eindeutig identifizierten Gammastrahlensignale des Asteroiden. Dabei konnten die ersten absoluten Konzentrationen von Eisen und Thorium sowie die erste globale Kalium-Konzentration abgeleitet werden. Die Daten bestätigten frühere Schlussfolgerungen, dass die Elementzusammensetzung der Oberfläche von (433) Eros nicht mit Achondriten und an flüchtigen Bestandteilen reichen kohligen Chondriten übereinstimmt. Im Gegensatz dazu weisen gewöhnliche Chondriten, an flüchtigen Bestandteilen arme kohlige Chondriten und Enstatit-Chondriten Zusammensetzungen auf, die mit den Gammastrahlenemissionen von (433) Eros übereinstimmen.[71]

Topografische Merkmale

Durch die Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) der IAU erhielten zahlreiche Oberflächenformationen auf (433) Eros im Jahr 2003 offizielle Benennungen. Zwei ausgedehnte Gebiete erhielten die Bezeichnungen Charlois Regio und Witt Regio nach den Asteroidenentdeckern. Zwei Höhenrücken wurde nach Wissenschaftlern benannt, die zur Erforschung des Asteroiden beigetragen haben. 37 Krater wurden nach aus Historie, Mythologie und Literatur bekannten Liebenden benannt, die größten sind Himeros, Psyche, Selene und Narcissus.

Forschung nach NEAR

Aus archivierten Lichtkurven von (433) Eros aus dem Zeitraum 1951 bis 1993, die meisten davon aus der Opposition von 1975, wurde in einer Untersuchung von 2001 erstmals ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden berechnet für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,27025 h. Die Polachse stimmte exakt mit derjenigen der Raumsonden-Beobachtungen überein, während das konvexe Modell einem „in Geschenkpapier eingewickelten Raumsondenbild“ von (433) Eros sehr ähnlich sah, es fehlten nur die Konkavitäten in der Bananenform, da diese sich in den Lichtkurven nicht widerspiegelten.[72]

Um die Analysemethoden weiter zu verbessern, erfolgten vom 28. bis 30. September 2002 Beobachtungen im sichtbaren Bereich mit dem Jacobus-Kapteyn-Teleskop (JKT) auf La Palma und zusätzlich am 28. September im Infraroten mit dem United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) am Mauna-Kea-Observatorium. Die dabei ermittelte Rotationsperiode von 5,249 h wich etwas von dem bekannten Wert ab.[73]

Nach dem erfolgreichen Abschluss der Hayabusa-Mission, die 2010 Material von (25143) Itokawa zur Erde brachte, hatte die Folgemission Hayabusa 2 den Asteroiden (162173) Ryugu zum Ziel. Dennoch war es notwendig, im Vorfeld auch physische Informationen über mögliche Ausweich-Ziele zu sammeln. Dazu wurden 74 weitere Asteroiden spektroskopisch und photometrisch untersucht. Darunter befand sich auch (433) Eros, dessen Lichtkurve bereits am 8. und 9. Januar 2005 am Okayama Astrophysical Observatory (MITSuME) in Japan erfasst und eine Rotationsperiode von 5,26 h bestimmt worden war.[74]

Äquatorzone von (433) Eros mit dem Krater Himeros (Mitte) und Charlois Regio (rechts) aus 200 km Höhe

Eine Untersuchung von 2005 suchte nach einer Erklärung für die auf (433) Eros vorkommenden Regionen mit deutlich unterschiedlichen Kraterdichten. Es wurde gezeigt, dass die Entstehung eines relativ jungen Kraters von 7,6 km Durchmesser (Benennung nach IAU Charlois Regio, in der Untersuchung als Krater Shoemaker bezeichnet, der im Übrigen auch die Quelle der meisten Auswurfblöcke auf dem Asteroiden darstellen soll[75]) zur Auslöschung kleinerer Krater mit bis zu 0,5 km Durchmesser auf fast 40 Prozent des Asteroiden führte, wobei das Verschütten durch Auswurfmaterial das beobachtete Muster der Kraterauslöschung nicht erklären kann. Es wurde stattdessen eine Schädigung der Topografie durch die seismische Energie angenommen, die beim Einschlag freigesetzt wurde. Dies deutet darauf hin, dass das Innere von (433) Eros ausreichend kohäsiv ist, um seismische Energie über viele Kilometer zu übertragen, und dass die äußeren Dutzende Meter des Asteroiden aus relativ lockerem Material bestehen müssen.[76]

Abschätzungen von Masse und Dichte für (433) Eros aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper ergaben in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,69·1015 kg, was mit einem angenommenen mittleren Durchmesser von etwa 16,2 km zu einer Dichte von 3,00 g/cm³ führte bei einer Porosität von 9 %. Diese Werte besitzen eine Unsicherheit im Bereich von ±2 %.[77]

Im Rahmen der Near-Earth Asteroid Photometric Survey (NEAPS) des Lowell-Observatoriums wurden vom 18. Juni 2009 bis 10. Januar 2010 photometrische Messungen des Asteroiden durchgeführt (abgeleitete Rotationsperiode 5,27 h)[78][79] und auch am Isaac Aznar Observatory in Spanien erfolgten ab 2014 Aufzeichnungen der Lichtkurven von erdnahen Asteroiden im Rahmen eines Projekts European Near Earth Asteroids Research (EURONEAR). (433) Eros wurde dabei vom 17. bis 24. Juli 2016 beobachtet (abgeleitete Periode 5,27 h).[80]

Am Center for Solar System Studies (CS3) in Colorado gab es mehrere Kampagnen zur Beobachtung des Asteroiden: Einmal vom 4. bis 6. Juli 2016 und vom 29. bis 31. August 2016, wo zwei Werte für die Rotationsperiode von 5,271 bzw. 5,270 h bestimmt wurden,[81] und dann noch einmal vom 18. bis 21. August 2018, als erneut eine Periode von 5,270 h abgeleitet wurde.[82] Eine Untersuchung von 2020 bestimmte aus drei Sternbedeckungen durch (433) Eros einen Durchmesser von 17,0 ± 5,0 km.[83]

Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (433) Eros, für den in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für eine Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 5,27029 h berechnet wurde.[84] 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 5,2703 h bestimmt werden.[85]

Durch die Auswertung von archivierten Lichtkurven aus dem Zeitraum 1953 bis 2023 konnte bei (433) Eros in einer Untersuchung von 2025 eine abbremsende Wirkung des YORP-Effekts auf die Rotation festgestellt werden. Zuvor war eine beschleunigende Wirkung bei 12 anderen Asteroiden und nur ein Fall mit abbremsender Wirkung bekannt.[86]

Trivia

Nach dem Asteroiden wurde der Eros-Gletscher auf der Alexander-I.-Insel in der Antarktis benannt.

In der von 2011 bis 2022 herausgegebenen Science-Fiction-Romanreihe The Expanse und in der von 2015 bis 2022 erschienenen gleichnamigen Fernsehserie ist (433) Eros einer der Handlungsorte.

Siehe auch

Commons: (433) Eros – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  2. ↑ H. J. Perrotin: Photographische Aufnahmen kleiner Planeten. In: Astronomische Nachrichten. Band 147, Nr. 3514, 1898, Sp. 175–176 (online, französisch).
  3. ↑ H. Scholl, L. D. Schmadel: Discovery Circumstances of the First Near-Earth Asteroid (433) Eros. In: Acta Historica Astronomiae. Band 15, 2002, S. 210–220, bibcode:2002AcHA...15..210S.
  4. ↑ H. Kreutz: Planet (433) (1898 DQ). In: Astronomische Nachrichten. Band 148, Nr. 3536, 1899, Sp. 127–128 (online).
  5. ↑ E. C. Pickering: Witt’s Planet (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten. Band 148, Nr. 3540, 1899, Sp. 189–192 (online).
  6. ↑ E. C. Pickering: Additional Observations of (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten. Band 148, Nr. 3545, 1899, Sp. 269–272 (online).
  7. ↑ E. C. Pickering: Early observations of Eros (433). In: Annals of Harvard College Observatory. Band 53, Nr. 10, 1905, S. 187–230 und 3 Tafeln, bibcode:1905AnHar..53..187P (PDF; 3,76 MB).
  8. ↑ G. Witt: Auszug aus einem Schreiben von Herrn G. Witt in Berlin betr. den Planeten (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten. Band 148, Nr. 3539, 1899, Sp. 175–176 (online).
  9. ↑ J. Bauschinger: Ueber die Bezeichnung des Planeten 1898 DQ. In: Astronomische Nachrichten. Band 148, Nr. 3542, 1899, Sp. 223–224 (online).
  10. ↑ J. Meeus: About the motions of Eros and Aethra. In: Mathematical Astronomy Morsels V. Willman-Bell, Richmond VA 2009, ISBN 978-0-943396-92-7, S. 167–172.
  11. ↑ A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
  12. ↑ P. Michel, Ch. Froeschlé, P. Farinella: Dynamical evolution of two near-Earth asteroids to be explored by spacecraft: (433) Eros and (4660) Nereus. In: Astronomy & Astrophysics. Band 313, 1996, S. 993–1007, bibcode:1996A&A...313..993M (PDF; 390 kB).
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  16. ↑ E. v. Oppolzer: Notiz betr. Planet (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten. Band 154, Nr. 3687, 1901, Sp. 297–298, doi:10.1002/asna.19001541413 (PDF; 229 kB).
  17. ↑ Ch. André: Sur le système formé par la Planète double (433) Eros. In: Astronomische Nachrichten. Band 155, Nr. 3698, 1901, Sp. 27–30, doi:10.1002/asna.19011550106 (PDF; 215 kB).
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  49. ↑ J. Veverka, B. Farquhar, M. Robinson, P. Thomas, S. Murchie, A. Harch, P. G. Antreasian, S. R. Chesley, J. K. Miller, W. M. Owen Jr., B. G. Williams, D. Yeomans, D. Dunham, G. Heyler, M. Holdridge, R. L. Nelson, K. E. Whittenburg, J. C. Ray, B. Carcich, A. Cheng, C. Chapman, J. F. Bell III, M. Bell, B. Bussey, B. Clark, D. Domingue, M. J. Gaffey, E. Hawkins, N. Izenberg, J. Joseph, R. Kirk, P. Lucey, M. Malin, L. McFadden, W. J. Merline, C. Peterson, L. Prockter, J. Warren, D. Wellnitz: The landing of the NEAR-Shoemaker spacecraft on asteroid 433 Eros. In: Nature. Band 413, 2001, S. 390–393, doi:10.1038/35096507 (PDF; 504 kB).
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  53. ↑ A. Barnett, D. Logreira: NEAR Shoemaker. In: NASA Science Missions. NASA, 2. November 2024, abgerufen am 15. August 2025 (englisch).
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  55. ↑ M. T. Zuber, D. E. Smith, A. F. Cheng, J. B. Garvin, O. Aharonson, T. D. Cole, P. J. Dunn, Y. Guo, F. G. Lemoine, G. A. Neumann, D. D. Rowlands, M. H. Torrence: The Shape of 433 Eros from the NEAR-Shoemaker Laser Rangefinder. In: Science. Band 289, Nr. 5487, 2000, S. 2088–2097, doi:10.1126/science.289.5487.2088.
  56. ↑ A. F. Cheng, O. Barnouin-Jha, L. Prockter, M. T. Zuber, G. Neumann, D. E. Smith, J. Garvin, M. Robinson, J. Veverka, P. Thomas: Small-Scale Topography of 433 Eros from Laser Altimetry and Imaging. In: Icarus. Band 155, Nr. 1, 2002, S. 51–74, doi:10.1006/icar.2001.6750.
  57. ↑ J. Veverka, M. Robinson, P. Thomas, S. Murchie, J. F. Bell III, N. Izenberg, C. Chapman, A. Harch, M. Bell, B. Carcich, A. Cheng, B. Clark, D. Domingue, D. Dunham, R. Farquhar, M. J. Gaffey, E. Hawkins, J. Joseph, R. Kirk, H. Li, P. Lucey, M. Malin, P. Martin, L. McFadden, W. J. Merline, J. K. Miller, W. M. Owen Jr., C. Peterson, L. Prockter, J. Warren, D. Wellnitz, B. G. Williams, D. K. Yeomans: NEAR at Eros: Imaging and Spectral Results. In: Science. Band 289, Nr. 5487, 2000, S. 2097–2101, doi:10.1126/science.289.5487.2097.
  58. ↑ P. C. Thomas, J. Joseph, B. Carcich, J. Veverka, B. E. Clark, J. F. Bell III, A. W. Byrd, R. Chomko, M. Robinson, S. Murchie, L. Prockter, A. Cheng, N. Izenberg, M. Malin, C. Chapman, L. A. McFadden, R. Kirk, M. Gaffey: Eros: Shape, Topography, and Slope Processes. In: Icarus. Band 155, Nr. 1, 2002, S. 18–37, doi:10.1006/icar.2001.6755.
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