(3103) Eger ist ein Asteroid vom Apollo-Typ, der am 20. Januar 1982 vom ungarischen Astronomen Miklós Lovas am Piszkéstető-Observatorium in Ungarn bei einer Helligkeit von 16 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. 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, so dass ihr Aphel (sonnenfernster Punkt) noch jenseits der Umlaufbahn des Planeten Mars, das Perihel (sonnennächster Punkt) jedoch innerhalb der Periheldistanz der Erde liegt. Der Asteroid ist damit zunächst ein Marsbahnkreuzer, der durch die Schrägstellung seiner Umlaufbahn gegen die Ekliptik dem Mars derzeit aber nicht näher kommen kann als bis auf etwa 27,4 Mio. km (0,18 AE). Die letzte Annäherung bis auf unter 30 Mio. km erfolgte am 26. September 1953 (bis auf 29,4 Mio. km), die nächsten finden statt am 9. Februar 2027 (bis auf 27,5 Mio. km) und dann erst wieder im März 2230 (bis auf 28,5 Mio. km).
Als Objekt mit einer Großen Bahnhalbachse von über 1 AE und einer Periheldistanz, die geringer als die Apheldistanz der Erde ist, zählt (3103) Eger definitionsgemäß zu den erdnahen Asteroiden (Near-Earth Asteroid, NEA) vom Apollo-Typ, benannt nach (1862) Apollo. Er ist mit seiner Periheldistanz von etwa 0,9 AE sogar ein 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. km (0,079 AE) und der Asteroid wird daher nicht als potentiell gefährlich eingestuft. Er bewegt sich in einer 3:5-Bahnresonanz mit der Erde, d. 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. km, eine Annäherung bis auf knapp unter 18 Mio. 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. 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.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. Auch eine weitere Untersuchung von 2001 bestätigte ein stabiles, regelmäßiges Verhalten der Bahnelemente von (3103) Eger während eines Zeitraums von 6000 Jahren um die gegenwärtige Epoche herum.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.
Wissenschaftliche Auswertung Mit Daten radiometrischer Beobachtungen im 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 km bzw. 0,63 bestimmt. Die Anwendung eines rotierenden Modells führte auf Werte von 1,5 km bzw. 0,53.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 (PDF; 818 kB). Radarastronomische Untersuchungen vom 16. bis 20. Juli 1986 am Arecibo-Observatorium bei 2,38 GHz sowie vom 2. bis 10. August 1991 und am 29./30. Juli 1996 am Goldstone Observatory in Kalifornien bei 8510 GHz ergaben für den effektiven Durchmesser Werte von 2,3–3,9 km und für die visuelle Albedo eine Obergrenze von 0,5. Die gemessenen Signale entsprachen einem Ellipsoid von 1,5 × 2,3 km Größe und bestätigten eine taxonomische Klassifizierung als E-Typ,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 QN. In: Icarus. Band 130, Nr. 2, 1997, S. 296–312, doi:10.1006/icar.1997.5834 (PDF; 709 kB). die nach 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-Meteoriten (Aubrite). In Kombination mit der Seltenheit von Asteroiden vom Typ E deutet dies darauf hin, dass (3103) Eger der Ursprungskörper der Aubriten sein könnte.M. J. Gaffey, K. L. Reed, M. S. Kelley: Relationship of E-type Apollo asteroid 3103 (1982 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. Eine Auswertung von Spektren des Asteroiden wies darauf hin, dass seine Oberfläche Forsterit-Olivin und Oldhamit enthalten könnte.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 (PDF; 1,06 MB).
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 km bzw. 0,39 bestimmt.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 (PDF; 562 kB).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 (PDF; 446 kB).
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 h abgeleitet.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. 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 h angegeben werden.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. 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 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 km und 0,45.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 (PDF; 0,97 MB). Im Juni 2001 konnte (3103) Eger auch während einer Nacht am Charkiw-Observatorium und am Krim-Observatorium in der Ukraine photometrisch beobachtet werden.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, (PDF; 99 kB).
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 retrograder Rotation und eine Periode von 5,70677 h gefunden.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). 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 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“.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 (PDF; 689 kB).