(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 25x25px|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.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.D. Morrison: Radiometric diameters and albedos of 40 asteroids. In: The Astrophysical Journal. Band 194, 1974, S. 203–212, (PDF; 997 kB).D. Morrison: Asteroid sizes and albedos. In: Icarus. Band 31, Nr. 2, 1977, S. 185–220 doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. 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.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). Radarastronomische Untersuchungen am Arecibo-Observatorium vom 25. September 2002 bei 2,38 GHz ergaben einen effektiven Durchmesser von 259 ± 30 km.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). 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.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). 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.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). Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 231,7 km bzw. 0,25 korrigiert.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).
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.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.
mini|links|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 MassachusettsE. C. Pickering: Variability of Eunomia (15). In: Harvard College Observatory Circular. Band 94, 1905, S. 1–3, (PDF; 130 kB).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, (PDF; 11,6 MB). 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.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). 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.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). Weitere Beobachtungen erfolgten in den Jahren 1959 und 1965 in China,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. am 7. März 1970 am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in ArizonaC. 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. sowie vom 24. Februar bis 20. April 1974 am Osservatorio Astronomico di Torino in Italien. Hier wurde eine Rotationsperiode von 6,0806 h bestimmt.F. Scaltriti, V. Zappalà: A photometric study of the minor planet 15 Eunomia. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 19, 1975, S. 249–255, (PDF; 113 kB).
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.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. 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.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. In einer finalen Auswertung von 1991 konnte unter Verwendung einer weiteren Lichtkurve vom Oktober 1985 (siehe unten) eine der beiden alternativen Rotationsachsen ausgeschlossen werden.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.
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.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.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.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).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. 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,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, (PDF; 121 kB). am 7. und 17. Oktober 1985 am North Valley Stream Observatory in New YorkF. 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, (PDF; 113 kB). sowie in 1985 und 1987 mit dem Carlsberg-Meridiankreis am Roque-de-los-Muchachos-Observatorium auf La Palma.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, (PDF; 303 kB).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, (PDF; 343 kB).
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.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).