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4 베스타

4 Vesta
이 기사는 소행성에 관한 것이다.로마의 여신은 베스타(신화학)를 참조하십시오.기타 용도는 베스타(동음이의)를 참조한다.
4 베스타
Vesta in natural color.jpg
여명이 찍은 베스타의 컬러 이미지
검출
검출자하인리히 빌헬름 올베르스
검출일1807년 3월 29일
지정
4 베스타
발음/snvv(st)/[1]
의 이름을 따서 명명됨
베스타
메인 벨트(베스타 패밀리)
형용사
  • 베스탄
  • 베스티안[a]
궤도 특성[8]
Epoch 9 2014년 12월 (JD 2457000.5)
아필리온2.57138 AU (384.673 Gm)
근일점2.15221 AU(321.966 Gm)
2.36179 AU(353.319 Gm)
편심0.08874
3.63년 (1325.75 d)
19.34 km/s
20.86384°
기울기7.14043°~황도
불변[6] 평면에 5.58°
103.85136°
2021년 12월[7] 26일
151.19853°
위성없음.
적절한 궤도 요소[9]
2.36151 AU
적절한 편심
0.098758
적절한 기울기
6.39234°
99.19도/년
3.62944년
(1325.654 d)
근일점 세차 운동
36.8729(2343년) 아크초/년
상승 노드의 세차
- 39.5979 (2182 년) arcsec / yr
물리적 특성
치수572.6km×557.2km×446.4km[10]
평균 직경
525.4±0.2km[10]
평탄화0.2204
(8.66±0.2)×10km52[b][11]
용량(7.46±0.3)×10km73[b][12]
덩어리(2.59076±0.00001)×1020 kg[10]
평균 밀도
3.456±0.035g/cm3[10]
0.25 m/s2
0.025 g
0.36 km/s
0.2226 d (5.342 시간)[8][13]
적도 회전 속도
93.1 m/s[c]
20시간 32m[citation needed]
북극 편각
48°[citation needed]
0.423[14]
온도최소: 75 K (-198 °C)
최대: 250 K (-23 °C)[15]
V[8][16]
5[17].1 ~ 8.48
3.20[8][14]
0.70 ~ 0.22 °C

베스타(소행성명: 4 베스타)는 소행성대에서 가장 큰 물체 중 하나로 평균 지름이 525km(326mi)[10]이다.이는 1807년[8] 3월 29일 독일 천문학자 하인리히 빌헬름 마티아스 올버스에 의해 발견되었으며, 로마 신화에 나오는 가정과 난로의 처녀 여신 베스타의 이름을 따왔다.

베스타는 질량과 부피 모두에서 왜소행성 [18][19][20]케레스 다음으로 큰 소행성으로 생각되지만, 부피적으로는 2 [21]팔라스의 측정치의 불확실성과 겹친다.측정 결과 공칭 부피는 팔라스보다 약간 더 크지만(약 5% 더 크며, 이는 측정 불확도의 크기) 25%에서 30% 더 크다.그것은 소행성대 [22]질량의 약 9%를 차지한다.베스타는 지구형 [23][24][25]행성을 형성한 것으로 알려진 유일한 암석 원형 행성이다.베스타의 수많은 파편들이 10억 년 전 충돌로 분출되었고, 이로 인해 두 개의 거대한 [26][27]크레이터가 베스타의 남반구 대부분을 차지하고 있었다.이러한 사건의 잔해는 하워드-유크라이트-디오게나이트(HED) 운석으로 지구로 떨어졌으며, 이는 베스타에 [28][29][30]대한 풍부한 정보원이었다.

베스타는 지구에서 볼 수 있는 가장 밝은 소행성이다.이 별의 밝기는 규칙적으로 5.[17]1등급이며, 이때는 육안으로 희미하게 보입니다.태양으로부터의 최대 거리는 [d]태양으로부터의 최소 거리인 케레스보다 약간 더 크지만, 궤도는 완전히 [31]케레스 안에 있다.

NASA의 여명 우주선은 2011년 7월 16일 1년간의 탐사를 위해 베스타 주변의 궤도에 진입했으며 2012년 9월[32] 5일 베스타 궤도를 떠나 최종 목적지인 케레스로 향했다.연구자들은 베스타의 [33][34]형성과 역사에 대한 추가적인 통찰력을 얻기 위해 던이 수집한 데이터를 계속 조사하고 있다.

역사

검출

베스타, 케레스, 달의 크기가 표시된 크기

하인리히 올버스는 케레스가 발견된 다음해인 1802년에 팔라스를 발견했다.그는 그 두 물체가 파괴된 행성의 잔해라고 제안했다.그는 영국 천문학자 윌리엄 허셜에게 세레스와 팔라스의 궤도가 교차하는 지점 근처에서 조사를 하면 더 많은 파편이 발견될 수 있다는 제안과 함께 편지를 보냈다.이 궤도 교차점들은 고래자리와 [35]처녀자리의 별자리에 위치해 있었다.올버스는 1802년 탐사를 시작했고, 1807년 3월 29일 처녀자리에서 베스타를 발견했는데, 이는 케레스, 팔라스, 베스타가 더 큰 물체의 파편이 아니기 때문이다.소행성 주노가 1804년에 발견되었기 때문에, 이것은 현재 소행성 벨트로 알려진 지역에서 확인된 네 번째 물체가 되었다.이 발견은 3월 [36]31일자 독일 천문학자 요한 H. 슈뢰터에게 보낸 편지에서 발표되었다.올버스는 이미 행성을 발견한 공로를 가지고 있었기 때문에, 그의 새로운 발견을 독일 수학자 칼 프리드리히 가우스에게 명명하는 영광을 주었다. 그의 궤도 계산은 천문학자들이 최초의 소행성인 케레스의 존재를 확인할 수 있게 했고, 그는 그것을 계산했다.10시간이라는 [37][38]놀라울 정도로 짧은 시간 안에 새로운 행성의 궤도를 돈다.가우스는 로마의 처녀 가정과 난로의 여신 베스타를 [39]결정했다.

이름 및 기호

베스타는 발견된 네 번째 소행성이었고, 따라서 공식 명칭에서 4번이었다.베스타라는 이름은 그리스와 중국이라는 두 가지 예외를 제외하고 국제적으로 사용되고 있다.그리스어로 베스타, 헤스티아 (4 4εα)와 같은 그리스식 이름이 사용되었고, 영어로는 46 헤스티아 (그리스인들은 둘 다 "헤스티아"라는 이름을 사용하며, 소행성 번호는 모호함을 해소하기 위해 사용된다.)중국어로, 베스타는 천왕성, 해왕성,[e] 명왕성의 중국 이름과 비슷하게, 이 소행성에 베스타의 역할의 이름을 붙여 '여신의 별'이라고 불린다.

1807년에 출판된 베스타의 행성 기호

발견 당시 베스타는 케레스, 팔라스, 주노와 마찬가지로 행성으로 분류되어 행성의 기호가 부여되었다.그 상징은 신성한 불로 베스타의 제단을 상징하며 가우스에 [40][41]의해 디자인되었다.가우스의 생각으로는, 지금은 쓸모없게 되었다, 이것은 [f]그려졌다.소행성 기호는 1852년 이후 천문학적인 용도에서 점차 사라졌지만, 1970년대에 점성술을 위해 처음 네 개의 소행성 기호가 부활했다.베스타 기호의 현대 점성술의 약어는 (U+26B6 [g]⚶)이다.

베스타의 발견 이후 38년 동안 더 이상의 물체가 발견되지 않았고, 이 기간 동안 태양계는 11개의 행성을 [46]가지고 있는 것으로 생각되었다.하지만, 1845년에 새로운 소행성이 빠른 속도로 발견되기 시작했고 1851년에는 8개의 주요 행성 외에 각각 고유의 기호를 가진 15개가 있었다.새로운 행성의 상징을 무한정 발명하는 것은 비현실적일 것이라는 것이 곧 분명해졌고, 기존의 상징들 중 일부는 빠르게 그리기가 어려운 것으로 판명되었다.그 해에 벤자민 압토프 굴드는 소행성에 발견 순서대로 번호를 매기고 이 숫자를 소행성의 일반적인 기호로 원반 안에 넣자고 제안했다.따라서 네 번째 소행성 베스타는 일반 기호 θ를 얻었다.이는 곧 소행성의 수가 증가함에 따라 공식 명칭인 β 베스타와 결합되었다.1858년까지, 원은 괄호 (4) 베스타로 단순화되었고, 이것은 조판하기가 더 쉬웠다.4) 베스타와 4 베스타와 같은 다른 구두점도 사용되었지만 1949년에 [47]거의 완전히 사라졌다.현재는 베스타 또는 더 일반적으로 4 베스타가 사용됩니다.

초기 측정

SPIRE 영상이 왼쪽에 표시되고 [48]Dawn 영상에서 파생된 합성 보기가 비교를 위해 오른쪽에 표시됩니다.

1880-1882년 하버드 대학 천문대와 1909년 툴루즈 천문대에서 베스타의 광도 측정이 이루어졌다.이러한 관측과 기타 관측을 통해 1950년대까지 베스타의 회전 속도를 결정할 수 있었다.그러나 광도 곡선에 형태와 알베도의 [49]변화가 포함되었기 때문에 회전 속도의 초기 추정치에 의문이 제기되었다.

베스타 직경의 초기 추정치는 1825년 383km(238mi)에서 444km(276mi)까지 다양했다.E.C. 피커링은 1879년에 평균 직경의 최신 값에 가까운 513 ± 17km(319 ± 11mi)의 추정 직경을 생산했지만, 이후 추정치는 다음 세기 동안 390km(242mi)의 낮은 값에서 602km(374mi)의 높은 값까지 다양했다.측정된 추정치는 측광법에 기초했다.1989년에는 회전 [50]기간 동안 498km와 548km(309와 341mi) 사이의 치수를 측정하기 위해 스펙클 간섭계를 사용했다.1991년 베스타에 의한 SAO 93228의 엄폐가 미국 동부와 캐나다의 여러 곳에서 관측되었다.14개 현장의 관측에 기초하여 데이터에 가장 적합한 것은 약 550km × 462km(342mi × 287mi)[51] 치수의 타원형 프로파일이었다.던은 이 측정을 확인했습니다.

베스타는 그 질량이 결정된 최초의 소행성이 되었다.18년마다 소행성 197 아레테는 베스타에서 0.04AU 이내에 접근한다.1966년, 베스타의 아레테 중력 섭동 관측에 근거해, 한스 G.헤르츠는 베스타의 질량을 (1.20±0.08)×10M−10☉(태양 질량)[52]더 정교한 추정치가 뒤따랐고, 2001년에는 17 테티의 섭동을 사용하여 베스타의 질량을 (1.31±0.02)×10−10☉ [53]M으로 계산했다.던은 그것을 1.3029−10×10M으로☉ 결정했다.

궤도

베스타는 화성에서 목성 사이, 특히 커크우드 [8]간격 2.50AU 안쪽의 안쪽 소행성대에서 지구 3.6년의 주기로 태양을 공전한다.궤도는 적당히 기울어져 있고(i = 7.1°, 수성 7°, 명왕성 17°에 비해), 이심률은 중간 정도(e = 0.09, [8]화성과 거의 동일)이다.

소행성들 사이의 진정한 궤도 공명은 일어날 것 같지 않다; 소행성들의 큰 간격에 비해 질량이 작기 때문에, 그러한 관계는 매우 [54]드물 것이다.그럼에도 불구하고, 베스타는 다른 소행성들을 일시적으로 1:1 공명 궤도 관계로 포착할 수 있다(최대 2백만 년 또는 그 이상 기간). 약 40개의 그러한 물체가 확인되었다.[55]여명별 베스타 근처에서 검출된 데코미터 크기의 물체는 적절한 [55]위성이 아닌 준위성일 수 있다.

회전

Olbers Regio(어두운 영역)는 IAU 좌표계에서 본초 자오선을 정의합니다.베스타의 허블 사진에는 더 자세한 여명 사진에서는 보이지 않기 때문에 이 사진이 여기에 나와 있습니다.
클라우디아 크레이터(오른쪽 클로즈업 이미지 하단의 화살표로 표시됨)는 새벽/NASA 좌표계에서 본초 자오선을 정의합니다.

베스타의 자전은 소행성(5.342시간)에 비해 상대적으로 빠르고 순행하며 북극은 약 10°의 불확실성으로 적경 20시간 32분, 편위 +48°(백조자리) 방향을 가리키고 있다.그러면 축방향 기울기가 29°[56]가 됩니다.

좌표계

베스타에는 두 개의 세로 좌표계가 사용되며, 소수 자오선은 150°로 구분된다.IAU는 1997년 허블 사진을 바탕으로 좌표계를 구축했으며, 본초 자오선은 지름 200km의 어두운 지형인 올버스 레지오의 중심을 지나갑니다.던이 베스타에 도착했을 때, 임무 과학자들은 IAU가 가정한 극의 위치가 10° 어긋나 있어 IAU 좌표계가 연간 0.06°로 베스타 표면을 표류하고 있으며, 또한 가까이서 올버스 레지오가 보이지 않아 정확한 자오선을 정의하기에 충분하지 않다는 것을 발견했다.그들은 극을 수정했고, 또한 지름 700미터의 날카롭게 정의된 분화구인 클라우디아 중심에서 4° 떨어진 새로운 자오선을 설정했다. 그들은 그 결과 더 논리적인 [57]지도 사각형이 만들어졌다고 말한다.베스타의 이미지와 지도를 포함한 NASA의 모든 출판물은 클라우디안 자오선을 사용하고 있는데, 이것은 IAU가 받아들일 수 없는 것이다.IAU 지도 좌표 및 회전 요소 작업 그룹은 극을 수정하되 클라우디안 경도를 150° 회전시켜 올버스 레지오와 [58]일치시키는 좌표계를 권장했다.IAU에 의해 받아들여졌지만, 주요 지표면 지형을 [57][59]양분하지 않도록 배치된 던 팀이 준비한 지도를 방해했다.

물리적 특성

가장 큰 4개의 소행성의 상대적인 크기입니다.베스타는 왼쪽에서 두 번째입니다.
다른 대형 소행성들과 비교한 4 베스타(파란색)의 질량은 1 세레스, 2 팔라스, 10 히기에아, 704 인터암니아, 15 유노미아, 그리고 나머지 주요 띠입니다.질량 단위는 ×1018 kg이다.베스타 질량의 2배 이내에서 질량이 명확하게 정의된 태양계의 다른 천체로는 바르다, gúkúnòhímdim,, Salacia (각각 245, 136, 492 ×1018 kg)가 있다.이 범위에 있는 위성은 없습니다. 가장 가까운 테티스(토성 III)와 엔셀라두스(토성 II)는 베스타 질량의 절반보다 두 배 이상 작은 크기입니다.

베스타는 소행성대에서 [60]두 번째로 큰 천체이지만 케레스만큼 [22]질량이 28%에 불과하다.그러나 케레스는 목성 너머에서 온 인터로퍼로 믿어진다; 만약 사실이라면, 베스타는 소행성대에서 형성된 가장 거대한 물체가 될 것이다.베스타의 밀도는 지상 4개 행성보다 낮지만 대부분의 소행성과 화산 Io를 제외한 태양계 모든 위성보다는 높다.베스타의 표면적은 파키스탄 베네수엘라 탄자니아 나이지리아(90만km2 미만)와 거의 [h]같다.차별화된 [23]인테리어를 갖추고 있습니다.베스타는 [61]부피가 2 팔라스(512±3km[10])보다 약간 크지만 질량은 25% 더 크다.

베스타의 모양은 중력이 완화된 타원형 [56]구상체에 가깝지만, 남극의 거대한 오목부와 돌출부(아래 '표면 특징' 참조)와 5×1020 kg 미만의 질량이 결합되어 국제천문연맹(IAU) 결의안 XXVI [62]5에 따라 베스타가 자동으로 왜성으로 간주되는 것을 막았다.던 우주선이 수집한 데이터를 사용하여 2012년 베스타의[63] 모양과 중력장을 분석한 결과 베스타는 현재 유체 정역학적 [10][64]평형 상태에 있지 않은 것으로 나타났다.

지표면의 온도는 태양의 머리 위 약 -20°C 사이이며, 겨울 극지방에서는 약 -190°C까지 떨어질 것으로 추정된다.일반적인 낮과 밤의 온도는 각각 -60°C와 -130°C입니다.이 추정치는 1996년 5월 6일로 근일점에 매우 가깝지만 자세한 내용은 [15]계절에 따라 다소 다르다.

표면 특징

상세 정보:베스타의 지형 목록

여명 우주선이 도착하기 전에, 일부 베스탄 표면 특징들은 허블 우주 망원경과 지상 망원경을 사용하여 이미 해결되었다.[65]2011년 7월 여명이 도착하면서 베스타의 복잡한 표면이 [66]자세히 드러났다.

베스타의 [67]지질도.가장 크게 식고 여기저기 분화구가 고대 지역, 지역 Veneneia과 Rheasilvia 충돌 등 변형되어 보라 색(는 농신제 Fossae 형성, 북쪽에)[68]과 가벼운 청녹색(그 Divalia Fossae 형성, 적도)[67]각각;Rheasilvia 영향 유역 내부(남쪽에)은 어두운 파란 색, 그리고 Rheasilv의 인근 지역이 갈색입니다.ia ejecta(베네니아 내 영역 포함)는 연보라색-파란색이며,[69][70] 최근 충격이나 질량 낭비에 의해 변경된 영역은 각각 노란색/주황색 또는 녹색이다.

레아실비아와 베네니아 분화구

주요 기사:레아실비아와 베네니아
북반구(왼쪽)와 남반구(오른쪽)입니다.'스노우맨' 크레이터는 왼쪽 이미지 맨 위에 있고, 레아실비아와 베네니아(녹색과 파란색)가 오른쪽을 지배한다.양쪽에서 평행한 홈이 보입니다.두 반구의 색상은 [i]축척되지 않으며 적도 지역은 표시되지 않습니다.
레아실비아 분화구의 범위를 보여주는 베스타의 남극.

이러한 표면 특징 중 가장 눈에 띄는 것은 남극 근처에 위치한 500킬로미터 폭의 레아실비아 분화구와 400킬로미터 폭의 베네니아 분화구입니다.레아실비아 분화구는 더 젊고 베네니아 [71]분화구 위에 있다.던 과학 팀은 로물루스와 레무스의 어머니이자 신화 속 처녀인 [72]레아실비아의 이름을 따서 더 젊고 눈에 띄는 분화구를 레아실비아라고 명명했다.폭은 베스타 평균 지름의 95%입니다.이 분화구의 깊이는 약 19km이다.중앙 피크는 분화구 바닥의 가장 낮은 측정 부분 위로 23km(14mi) 올라가고 분화구 가장자리의 가장 높은 측정 부분은 분화구 바닥의 가장 낮은 지점 위로 31km(19mi) 올라갑니다.이번 충돌로 인해 베스타 부피의 1%가량이 굴착된 것으로 추정되며 베스타족과 V형 소행성이 이번 충돌의 산물일 가능성이 높다.만약 그렇다면 10km(6.2mi) 파편이 지금까지 폭격에서 살아남았다는 사실은 분화구가 기껏해야 약 10억 [73]년 밖에 되지 않았다는 것을 의미한다.그것은 또한 HED 운석의 발생지가 될 것이다.모든 알려진 V형 소행성은 방출 부피의 약 6%에 불과하며, 나머지는 3:1 커크우드 간격에 접근하여 방출되거나 야르코프스키 효과나 방사선 압력에 의해 교란된다.허블 망원경의 분광 분석 결과, 이 크레이터가 지각의 여러 층을 뚫고 깊숙이 침투했으며,[56] 감람석의 스펙트럼 신호로 알 수 있듯이 맨틀까지 침투한 것으로 나타났습니다.

Rheasilvia의 중심에 그 큰 산인 20에서 25km(12–16 mi)과 180(112mi)wide,[71]고에는 거대한 충격이 아마도 결과 고등.[74]

크레이터
는 페랄리 아로 알려져 Planitia, 베스타의 적도(그리고 블루 녹색)근처의 옛, 타락한 크레이터입니다.270km(168mi)의 레실비아(Rheasilvia)입니다.

몇몇 오래 된, 타락한 분화구 라이벌 Rheasilvia과 Veneneia 크기에,었지만, 어떤 것도 그렇게 크다.그들은은 페랄리 아로 알려져 Planitia, 오른쪽에 보여진 것은 270km(168mi)을 포함한다.[75]More-recent고, 날카로운 분화구까지 158km(98mi)Varronilla와 196km(122mi)Postumia 이르기까지 다양하다.[76]

크레이터

그"눈사람을 분화구"은 비공식적 이름 3인접한 분화구의 베스타의 북반구에 있는 단체에 수여된다.큰 작은(서쪽으로 동쪽)까지 그들의 공식 이름 마샤, Calpurnia, Minucia 있다.마샤고 cross-cuts 막내 Calpurnia.Minucia가 첫째다.[67]

2011년 새벽에 의해 5,200km거리"눈사람"분화구(3,200mi).

★★★

베스타의 적도 지역의 대다수 평행 해구 일련의 깎여 있다.가장 큰 Divalia 포사(10–20 km, 465km폭).사실 달의 베스타는 축척 7분의 1크기에도 불구하고, Divalia 포사 그랜드 캐년까지 작아 보인다.적도에 기울어진 두 번째 계열은 더 북쪽에서 발견됩니다.북쪽 기압골 중 가장 큰 기압골의 이름은 새터날리아 포사입니다(≈ 폭 40km, 길이 370km).이 기압골은 각각 레아실비아 크레이터와 베네니아 크레이터를 만든 충격에서 비롯된 대규모 그라벤으로 생각됩니다.그것들은 태양계에서 가장 긴 협곡들 중 일부이며, 테티스의 이타카 차즈마만큼 길다.다른 소행성이 베스타와 충돌한 후 형성된 기압골은 베스타와 같이 [77]구별되는 물체에서만 발생할 수 있는 과정이다.베스타의 분화는 과학자들이 베스타를 [78]원시행성으로 간주하는 이유 중 하나이다.

포사의 한
FossaDivalia Fossa의 를

가시 및 적외선 분광계(VIR), 감마선 및 중성자 검출기(GRaND), 프레이밍 카메라(FC)의 조성 정보는 모두 베스타 표면 조성의 대부분이 하워드, 유크라이트, 디오게나이트 [79][80][81]운석의 조성과 일치함을 나타낸다.레아실비아 지역은 디오게나이트가 가장 풍부하며, 베스타 깊은 곳에서 레아실비아를 형성하는 충격 굴착 재료와 일치합니다.레아실비아 지역 내 감람석의 존재는 맨틀 물질의 발굴과 일치할 것이다.그러나 올리빈은 레아실비아가 아닌 북반구의 [33]국지적인 지역에서만 검출되었다.이 감람석의 기원은 현재 알려져 있지 않다.

된 기능

피트 지형은 베스타의 4개의 크레이터, 마르시아, 코르넬리아, 누미시아,[82] 리시니아에서 관찰되었습니다.피팅 지형의 형성은 충격 가열 휘발성 베어링 물질의 가스 제거로 제안된다.협곡 지형을 따라 마르시아와 코넬리아 분화구에서 곡선형 협곡이 발견됩니다.곡선형 협곡은 간혹 협곡 지형에 의해 덮이는 엽상 퇴적물로 끝나며,[68] 충돌의 열에 의해 매몰된 얼음 퇴적물이 녹은 후 액체 물의 일시적인 흐름에 의해 형성될 것을 제안한다.수화물도 검출되었으며, 그 중 많은 부분이 어두운 [83]물질 영역과 관련되어 있습니다.따라서 암흑물질은 주로 충돌에 의해 표면에 퇴적된 탄소질 콘드라이트로 구성되어 있는 것으로 생각된다.탄소질 콘드라이트는 상대적으로 광물학적으로 결합된 [81]OH가 풍부하다.

코어,

과학자들이 접근할 수 있는 베스타의 잠재적 샘플이 1200개 이상의 HED 운석(베스탄 연철석) 형태로 많이 수집되어 베스타의 지질학적 역사와 구조에 대한 통찰력을 제공한다.NASA 적외선 망원경 시설(NASA IRTF)의 소행성(237442) 1999 TA10 연구 결과, HED [24]운석보다 베스타 안쪽에서 더 깊은 곳에서 기원한 것으로 나타났다.

베스타는 [10]지름이 214~226km인 금속 철-니켈 핵과 표면 지각이 있는 암석 감람석 맨틀로 구성되어 있는 것으로 생각된다.칼슘-알루미늄이 풍부한 물질(태양계에서 약 45억6700만 년 전에 형성된 최초의 고체 물질)이 처음 등장했을 때, 가능한 시간선은 다음과 같다.[84][85][86][87][88]

베스타 베스타의 진화 연표의 진화 연표.
2–3 만년 200일 300만 년. Accretion 어카운트 완료를 완성했다
4–5 만년 400일 500만 년. Al의 방사성 붕괴에 의한 용융이 완전 또는 거의 완료되어 금속심이 분리
6–7 만년 600~700만 년 대류하는 용융 맨틀의 점진적인 결정화.물질의 약 80%가 결정화되었을 때 대류가 멈췄다.
남아 있는 용융 물질을 분출하여 지각 형성, 즉 현무암 라바 또는 단수명 마그마 바다를 형성하는 것.
지각의 깊은 층은 결정화되어 금성암을 형성하는 반면, 오래된 현무암은 새로운 표면층의 압력에 의해 변형된다.
내부의 느린 냉각냉각이 느리다 실내.

베스타는 이런 방식으로 다시 나타난 유일한 온전한 소행성이다.이 때문에 일부 과학자들은 베스타를 [89]원시행성으로 부른다.그러나 철 운석과 무연석 운석의 존재는 화성 역사를 가진 다른 분화된 미행성들이 한때 있었지만 그 후 충돌에 의해 산산조각이 났음을 보여준다.

베스타크러스트 조성([90]깊이별)
석화된 레골리스로, 하워드이트와 유크라이트의 근원입니다.
현무암 용암은 유크라이트가 축적되지 않은 원인이다.
유크라이트의 원천인 화석, 비둘기석, 사장석으로 이루어진 금성암.
오르토피록센이 풍부한 플루토닉 암석으로 디오제나이트의 근원이 되는 입자가 큽니다.

V형 소행성(큰 충돌 시 분출되는 베스타의 지각 조각으로 생각됨)의 크기와 레아실비아 분화구의 깊이(아래 참조)에 근거하여, 지각의 [91]두께는 약 10 킬로미터(6 mi)로 추정된다.여명 우주선의 발견은 베스타 주변을 감싸고 있는 기압골이 충격에 의한 단층으로 인해 형성될 수 있다는 증거를 발견했는데, 이는 베스타가 다른 소행성들보다 더 복잡한 지질을 가지고 있다는 것을 의미한다.베스타의 차별화된 내부는 그것이 과거 정수적 평형 상태였고 따라서 왜소 행성이었음을 의미하지만,[71] 오늘날은 아니다.레아실비아 분화구와 베네니아 분화구를 만든 충격은 베스타가 더 이상 따뜻하지 않고 플라스틱으로 되어 있지 않아 한때 둥근 모양을 왜곡하고 오늘날 왜소행성으로 분류되는 것을 금지했을 때 일어났다.

레골리스

베스타의 표면regolith은 달이나 Itokawa 같은 소행성들의 수용 기관에서 뚜렷한로 덮여 있다.이것은 왜냐하면 우주 풍화 행위 다르게.때문에 베스타에 미치는 영향은 속도 너무 바위 녹고 증발이 상당한 과정을 만들기 위해 낮다 베스타의 표면nanophase 철의 어떤 중대한 흔적을 보여 준다.대신에,regolith 진화 각력 암화 작용과 빛과 구성 요소의 이후 믹싱에 의해 지배된다.[92]반면 밝은 요소는 원래 베스타 현무암질 토양은 어두운 구성 요소 아마도 탄소를 포함한 물질의 유입 때문이다.[93]

단편

어떤 작은 태양계 몸 베스타의 조각 충돌로 인한 의심을 사고 있다.그Vestian 소행성과 HED 운석의 예들이 있다.그 V형 소행성 1929년 Kollaa를 쌓아올리유크라이트:반려암의 일종 운석에 작문 돌고래, 그 기원은 베스타의 지각 내부의 깊은 여부를 나타내는 값 결정되었다.[29]

베스타는 현재 우리가 물리적 샘플만 7을 확인하는 태양계 몸의, 운석이 되Vestan 조각 용의자의 번호로부터 오는 것.그것은 1명의 16운석 베스타에서 유래된 것으로 추정된다.[94]다른 것을 확인했다 태양열 시스템 견본은 그 자체, 화성에서 meteorites, 달에서 meteorites에서, 표본은 달, 혜성 와일드 2에서 소행성은 25143이토카와와 162173 Ryugu 돌아왔다.[30][j]

탐색

새벽의 궤도를 9월 27일 2007년 10월 5일부터 2018년까지 애니메이션.
새벽 · 지구· 화성·4베스타· 1세레스
소행성(케레스라고 이름 붙여졌고 베스타)화성에서 찍은 첫번째 그림.이 이미지는 2014년 4월 20일 큐리오시티 로버에 의해 제작되었습니다.
2011년 7월 15일부터 2012년 9월 10일까지 4 베스타 주변 여명의 궤도 애니메이션
새벽· 4 베스타

1981년, 소행성 임무에 대한 제안이 유럽우주국에 제출되었다.소행성 중력 광학 및 레이더 분석(AGORA)으로 명명된 이 우주선은 1990년부터 1994년까지 발사되어 두 번의 대형 소행성 플라이바이 작업을 수행할 예정이었다.이 임무에서 선호되는 목표는 베스타였다. AGORA는 화성을 지나 중력 새총 궤적을 통해서나 작은 이온 엔진을 통해서 소행성 벨트에 도달할 것이다.그러나 이 제안은 ESA에 의해 거부되었다.그리고 나서, NASA와 ESA의 공동 소행성 미션은 MAOSEP와 태양 전기 추진이 있는 다중 소행성 궤도선 (MAOSEP)을 위해 준비되었고, 베스타의 궤도를 포함한 임무 프로파일 중 하나를 가지고 있었다.NASA는 소행성 임무에는 관심이 없다고 밝혔다.대신, ESA는 이온 구동 장치를 갖춘 우주선에 대한 기술적 연구를 시작했다.소행성대에 대한 다른 임무는 1980년대에 프랑스, 독일, 이탈리아, 그리고 미국에 의해 제안되었지만, [95]승인되지 않았다.1991-1994년 유럽 국가들과 협력하여 실현을 위해 개발되었으나 소련의 해체로 취소된 다목적 소련 베스타 임무의 첫 번째 계획의 두 번째 주요 목표였다.

베스타 궤도를 도는 여명의 예술가 개념

1990년대 초, 나사는 일련의 저비용 과학 임무를 의도한 디스커버리 프로그램을 시작했다.1996년 연구팀은 이온엔진을 탑재한 우주선을 이용해 소행성대를 탐사하는 임무를 최우선 과제로 추천했다.이 프로그램에 대한 자금 조달은 몇 년 동안 문제가 있었지만, 2004년까지 Dawn 차량은 중요한 설계 검토를[96] 통과하고 건설이 진행되었습니다.

그것은 2007년 9월 27일 베스타로 가는 첫 우주 임무로 발사되었다.2011년 5월 3일 던은 베스타에서 [97]120만 km 떨어진 곳에서 첫 표적 이미지를 얻었다.2011년 7월 16일, NASA는 던으로부터 우주선이 성공적으로 베스타의 [98]궤도에 진입했음을 나타내는 텔레메트리를 수신했다고 확인했다.2012년 [99]7월까지 1년간 베스타 궤도를 돌 예정이었다.새벽의 도착은 베스타의 남극(Rheasilvia)에 있는 큰 분화구와 함께 베스타의 남반구의 늦여름과 겹쳤다.베스타의 한 계절은 11개월 동안 지속되기 때문에, 분화구 반대편에서 예상되는 압축 파열을 포함한 북반구는 궤도를 [100]벗어나기 전에 던의 카메라에 보일 것이다.던은 2012년 9월 4일 오후 11시 26분(PDT) 베스타 궤도를 떠나 케레스로 [101]향했다.

NASA/DLR은 디지털 지형 모델, 비디오 및 [102][103][104][105][106][107]도표를 포함한 두 개의 고고도 궤도(픽셀당 60-70m) 및 저고도 지도 궤도(20m/픽셀)의 이미지와 요약 정보를 공개했다.과학자들은 또한 베스타의 정확한 질량과 중력장을 계산하기 위해 던을 이용했다.이후 J 성분을2 측정한 결과 HED와 [102]유사한 지각 밀도를 가정할 때 약 220km의 코어 직경 추정치가 나왔다.

새벽 데이터는 UCLA [108]웹사이트에서 일반인이 이용할 수 있다.

지구 궤도에서의 관측

  • Albedo and spectral maps of 4 Vesta, as determined from Hubble Space Telescope images from November 1994

    1994년 11월 허블 우주망원경 이미지에서 확인된 알베도와 4 베스타의 스펙트럼 지도

  • Elevation map of 4 Vesta, as determined from Hubble Space Telescope images of May 1996

    1996년 5월 허블 우주 망원경 이미지에서 파악된 4 베스타 고도 지도

  • Elevation diagram of 4 Vesta (as determined from Hubble Space Telescope images of May 1996) viewed from the south-east, showing Rheasilvia crater at the south pole and Feralia Planitia near the equator

    남극의 레아실비아 분화구와 적도 근처의 페랄리아 평원을 보여주는 남동쪽에서 본 4 베스타의 고도도(1996년 5월 허블 우주 망원경 이미지에서 결정됨)

  • Vesta seen by the Hubble Space Telescope in May 2007

    2007년 5월 허블 우주 망원경으로 본 베스타

  • The 2006 IAU draft proposal on the definition of a planet listed Vesta as a candidate.[109] Vesta is shown fourth from the left along the bottom row.

    2006년 IAU 초안에는 행성의 정의에 관한 제안서 베스타가 [109]후보로 등재되어 있다.베스타는 맨 아래 열을 따라 왼쪽에서 네 번째로 표시됩니다.

여명으로부터의 관찰

여명 우주선이 접근하여 궤도에 진입할 때 베스타가 시야에 들어온다.

  • Vesta from 100,000 km (1 July 2011)

    10만 km에서 베스타
    (2011년 7월 1일)

  • Vesta from 41,000 km (9 July 2011)

    41,000km에서 베스타
    (2011년 7월 9일)

  • In orbit at 16,000 km (17 July 2011)

    16,000km 궤도에서
    (2011년 7월 17일)

  • In orbit from 10,500 km (18 July 2011)

    10,500km 궤도에서
    (2011년 7월 18일)

  • The northern hemisphere from 5,200 km (23 July 2011)

    5,200km 떨어진 북반구
    (2011년 7월 23일)

  • In orbit from 5,200 km (24 July 2011)

    5,200km 궤도에서
    (2011년 7월 24일)

  • In orbit from 3,700 km (31 July 2011)

    3,700km 궤도에서
    (2011년 7월 31일)

  • Full rotation (1 August 2011)

    풀 로테이션
    (2011년 8월 1일)

  • Composite greyscale image

    합성 그레이스케일 이미지

  • Cratered terrain with hills and ridges (6 August 2011)

    언덕과 능선이 있는 크레이터가 있는 지형
    (2011년 8월 6일)

  • Densely cratered terrain near terminator (6 August 2011)

    터미네이터 근처의 크레이터가 밀집한 지형
    (2011년 8월 6일)

  • Vestan craters in various states of degradation, with troughs at bottom (6 August 2011)

    다양한 분해 상태의 베스탄 크레이터(바닥에 수조가 있음)
    (2011년 8월 6일)

  • Hill shaded central mound at the south pole of Vesta (2 February 2015)

    베스타의 남극에 있는 중앙 언덕 그늘진
    (2015년 2월 2일)

트루컬러 이미지

  • Vesta in natural color.jpg
  • Vesta-SouthPole.png
  • Vesta 5755-728.png

고고도(60~70m/픽셀) 및 저고도(~20m/픽셀) 매핑 궤도 중에 검색된 자세한 이미지는 JPL/NASA의 Dawn Mission 웹 사이트에서 확인할 수 있습니다.

가시성

(4) Vesta를 사용하여 2007년 6월에 지구 표면에서 주석을 붙인 이미지

베스타의 크기와 비정상적으로 밝은 표면은 베스타를 가장 밝은 소행성으로 만들고 어두운 하늘에서 육안으로 가끔 볼 수 있습니다(빛 공해 없이).2007년 5월과 6월에 베스타는 1989년 [110]이후 가장 밝은 +5.4의 최고 등급에 도달했다.그 당시 반대와 근일점은 불과 몇 [111]주 차이였다.2018년 6월 22일 반대가 더 밝아 진도 +5.[112]3에 도달했다.2008년 늦가을 북반구에서 덜 우호적인 반대는 여전히 +6.5에서 +7.[113]3의 규모였다.태양과 함께 있을 때에도 베스타의 밝기는 +8.5 정도이므로 공해가 없는 하늘에서는 가까운 [113]반대편보다 훨씬 작은 신장에서도 쌍안경으로 관측할 수 있다.

2010–2011

2010년, 베스타는 2월 17-18일 밤 사자자리의 반대편에 도달했다.[114] 이 밝기는 쌍안경 범위에서는 볼 수 있지만 일반적으로 육안으로는 볼 수치다.모든 빛 공해가 없는 완벽한 어두운 하늘 조건에서는 숙련된 관찰자가 망원경이나 쌍안경을 사용하지 않고도 이를 볼 수 있을 것이다.베스타는 2011년 8월 5일 염소자리에서 진도 5.[114][115]6으로 다시 반대편에 섰다.

2012–2013

베스타는 2012년 [116]12월 9일에 다시 반대편에 섰다.Sky and Telescope 잡지에 따르면, 올해 베스타는 2012년 겨울과 2013년 [117]봄 동안 약 1 Ceres의 6도 이내에 들어왔습니다.베스타는 태양을 3.63년, 케레스는 4.6년 주기로 공전하기 때문에 17.4년마다 케레스를 추월한다.[117]2012년 12월 1일 베스타는 진도 6.6이었지만 2013년 [117]5월 1일 8.4로 감소했다.

2014

2014년 7월 5일 처녀자리 감마 처녀자리 근처의 세레스와 베스타의 결합.

케레스와 베스타는 2014년 [117]7월 밤하늘에서 서로 1도 이내에 왔다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ JPL Dawn 팀의 Marc Rayman은 2010년과 2011년 초에 그의 Dawn Journal에서 "Vestian"(그리스어 동족 헤스티안과 유사)을 여러 번 사용했고, Planetary Society는 몇 년 [2]더 그 형태를 계속 사용했다.이 단어는 치올코프스키(1960) 우주의 부름과 같은 다른 곳에서 사용되었습니다.그러나 그렇지 않으면 JPL에서 [3]더 짧은 형식인 "Vestan"을 사용했습니다.대부분의 최신 인쇄 소스도 "Vestan"[4][5]을 사용합니다.
    관련된 단어 "베스타리안"은 베스타 자신이 아니라 베스타와 관련된 사람들 또는 물건, 예를 들어 전처녀들을 가리킵니다.
  2. ^ a b 타원체를 가정한 기존 치수를 사용하여 계산됩니다.
  3. ^ (1) 알려진 회전 주기(5.342 h)[8]와 (2) 소행성 4 베스타에 가장 적합한 이축 타원체의 적도 반지름eq R(285 km)[10]을 사용하여 계산한다.
  4. ^ 2009년 2월 10일, 세레스 근일점 기간 동안, 세레스는 베스타보다 태양에 더 가까웠다. 왜냐하면 베스타는 세레스 근일점 거리보다 더 먼 원일점 거리를 가지고 있기 때문이다.(2009년 2월 10일: Vesta 2.56AU, Ceres 2.54AU)
  5. ^ 維斯塔 wéisītǎ, with an obscure ī, is the closest Chinese approximation of the Latin pronunciation westa.
  6. ^ 가우스와 동시대의 몇몇 자료들은 와 [42][43]같은 더 정교한 형태를 발명했다. 1930년 [44]경의 후자의 단순화는 결코 인기를 끌지 못했다.
  7. ^ 이 기호는 소행성에 [45]대한 점성술적 관심이 시작된 1973년부터 가장 정교한 초기 형태의 꼭대기에서 볼 수 있다.
  8. ^ 또는 미국 텍사스주보다 1/4 이상 크다.호주 뉴사우스웨일스주와 캐나다 브리티시컬럼비아주의 10% 이내, 인도 3대 주 라자스탄주, 마하라슈트라주를 합친 크기, 남아프리카공화국의 3분의 2 크기, 뉴질랜드나 영국의 3배 이상 크기이다.
  9. ^ 즉, 북쪽의 파란색은 남쪽의 파란색과 같은 것을 의미하지 않는다.
  10. ^ 6 헤베는 가장 흔한 운석 종류 중 하나인 H콘드라이트의 모체라는 매우 강력한 증거가 있습니다.

레퍼런스

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