Dawn 우주선은 2011년 7월 17일 이 이미지를 획득했습니다. 베스타에서 약 15,000킬로미터(9,500마일) 떨어진 곳에 있었습니다. 크레딧: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

베스타는 왜소행성으로 분류되는 세레스 다음으로 소행성대에서 두 번째로 무거운 천체이다. 하늘에서 가장 밝은 소행성인 베스타는 때때로 지구에서 맨눈으로 볼 수 있습니다. 이것은 우주선이 방문한 최초의 소행성입니다. Dawn 미션은 2011년 Vesta를 보여주었고 이 바위가 많은 세계에 대한 새로운 통찰력을 제공했습니다.

1596년에 행성 궤도를 연구한 요하네스 케플러는 화성과 목성 사이에 행성이 존재해야 한다는 결론에 도달했습니다. 1772년 요한 다니엘 티티우스(Johann Daniel Titius)와 요한 엘레르트 보데(Johann Elert Bode)의 수학적 계산(나중에 티티우스-보데의 법칙으로 알려짐)은 이 예측을 뒷받침하는 것 같았습니다. 1798년 8월, 천문학자 그룹이 이 사라진 행성을 찾기 시작했습니다. 후자 중에는 독일 천문학자 하인리히 올베르스가 있었다. Olbers는 당시 알려진 두 번째 소행성인 Palada를 발견했습니다. 천문학자들에게 보낸 편지에서 그는 이 소행성의 기원 이론을 설명했습니다.

"세레스와 팔라스는 한때 화성과 목성 사이에 있었던 한 때 더 큰 행성의 몇 조각에 불과할 수 있습니다."라고 그는 적었습니다.

Olbers는 이 행성의 파편이 파괴 지점과 궤도의 반대쪽에서 교차할 것이라고 믿었습니다. 그는 이 두 지역을 관찰하고 1807년 3월 29일 Vesta를 발견하여 두 개의 소행성을 감지한 최초의 사람이 되었습니다.

베스타는 표면의 밝은 부분과 어두운 부분이 달과 비슷하다는 점에서 소행성 중에서 유일합니다. 지상 관측에 따르면 소행성은 현무암 영역을 가지고 있으며, 이는 과거에 용암이 표면을 따라 흘렀음을 의미합니다. 평평한 회전 타원체와 거의 같은 불규칙한 모양을 가지고 있습니다.

1996년 베스타가 지구에 접근했을 때 허블 우주 망원경은 물체의 지형적 특징 중 일부를 보여주었습니다. 예를 들어, 남극에 있는 큰 분화구는 직경이 평균 약 460km인 반면 Vesta 자체는 너비가 530km에 불과합니다. 분화구의 깊이는 약 13km이며, 아마도 소행성 생애 초기에 큰 충돌로 인해 형성되었을 가능성이 큽니다. 이 충돌로 인해 방출된 물질은 지구에 충돌한 운석뿐만 아니라 부모를 공전하는 다수의 더 작은 전정 소행성을 발생시켰습니다.

대부분의 소행성과 달리 Vesta의 구조는 차별화됩니다. 행성과 마찬가지로 소행성은 암석 맨틀과 니켈-철 코어를 덮고 있는 냉각된 용암 지각을 가지고 있습니다. 이러한 속성은 Vesta가 소행성이 아니라 원시행성으로 간주되어야 한다는 사실을 지지하는 주장입니다.

사실, 목성이 아니었다면 베스타는 행성이 될 좋은 기회를 얻었을 것입니다.

애리조나 연구소 투손의 데이비드 오브라이언(David O'Brien)은 “소행성대의 속도는 정말 빨랐고, 속도가 높을수록 소행성이 결합하기가 더 어려워졌다”고 말했다.

1960년에 호주 상공을 휩쓴 불덩이는 나중에 밝혀지듯 Vesta의 일부였습니다. 거의 전체가 휘석으로 구성된 운석은 Vesta와 동일한 스펙트럼 특성을 가지고 있습니다.

2010년 10월, 허블 우주 망원경은 다시 서쪽에 초점을 맞췄습니다. 얻은 데이터는 소행성의 기울기가 연구자들이 이전에 생각했던 것보다 약 4도 더 크다는 것을 보여주었습니다. 이 데이터는 NASA가 Dawn 우주선을 소행성 주위의 극궤도에 배치하는 데 도움이 되었습니다.

2012년부터 소행성을 연구해온 Dawn 우주선은 암석체 표면에 놀라울 정도로 많은 양의 수소가 있음을 발견했습니다. 그는 또한 출생 후 나타날 수 있는 밝은 반사 영역을 발견했습니다.

"우리의 분석에 따르면 이 생생한 물질은 40억 년 전 Vesta가 형성된 이후로 큰 변화를 겪지 않았습니다."라고 Jian-Yang Li가 말했습니다.

베스타의 남극에는 고도가 20km(65,000피트)가 넘는 거대한 산이 있어 거의 화성의 올림푸스 산과 맞먹습니다. 올림푸스는 태양계에서 가장 큰 산(및 화산)입니다. 화성 표면 위로 24km(15마일) 높이 솟아 있습니다.

또한 천문학자들은 액체 상태의 물이 소행성에 존재했다고 믿고 있습니다. Dawn 우주선의 이미지는 8개의 서로 다른 Vesta 분화구에 있는 곡선형 계곡과 부채꼴 모양의 퇴적물을 보여줍니다. 8개의 분화구는 모두 지난 수억 년 동안 형성된 것으로 여겨지며, 이는 소행성 나이 45억 년에 비해 비교적 최근의 일입니다.

로스앤젤레스 대학의 대학원생인 제니퍼 스컬리(Jennifer Scully)는 “서부의 표면이 매우 차갑고 대기가 없어 표면의 물을 빠르게 증발시킬 수 있기 때문에 아무도 서쪽에서 물의 증거를 찾을 것이라고 예상하지 못했습니다.

Dawn은 또한 Vesta의 표면에서 수화된 미네랄(물 분자를 포함하는 물질)의 징후를 발견했는데, 이는 또한 표면 아래 얼음의 존재를 암시할 수 있습니다.

소행성은 2017년 오늘 지구로 날아갑니다. 천체는 1월 18일 지구에서 2억 2,900만km 떨어진 곳을 지나갈 것입니다.

우리 행성의 주민들은 2017년 1월 18일부터 19일까지 주현절 밤에 소행성 베스타를 볼 수 있을 것이며, 이는 태양과 반대이기 때문에 올해 가장 밝을 것입니다.

"날씨가 맑으면 육안으로 관측할 수 있을 것"이라고 TASS는 모스크바 천문관의 대표를 인용합니다.

소행성 베스타는 주요 소행성대에서 두 번째로 무거운 것입니다. intcbatch화성과 목성 사이. 천체는 1807년 3월 29일 Heinrich Olbers에 의해 발견되었으며 소행성은 난로를 지키는 여신 Vesta를 기리기 위해 그 이름을 얻었습니다.

과학자들이 지적한 바와 같이 소행성 베스타는 표면이 매우 밝고 맑은 밤에 지구에서 맨눈으로 볼 수 있는 유일한 천체입니다. 크기는 576km입니다. 1억 7,700만km 떨어진 우리 행성에 접근할 수 있으며 이는 우주 기준으로 볼 때 작습니다.

"1월 18일에 베스타는 지구에서 약 2억 2,900만km 떨어진 거리에 있을 것입니다. 베스타는 모스크바 시간 17:00부터 모스크바 시간 07:00까지 모스크바 위도에서 저녁부터 아침까지 밤새 관찰할 수 있습니다. 별자리 게자리에서. 반대 기간 동안 Vesta의 광도는 6.2m(항성 등급)에 도달하여 구름이 없는 맑은 날씨 조건에서 육안으로 소행성을 관찰할 수 있게 될 것입니다"라고 천문관은 강조했습니다.

우리는 태양계를 위성이 있는 거대한 행성군으로 생각하는 데 익숙합니다. 그 중심에는 거대한 태양이 있고 중력에 의해 행성의 움직임이 결정됩니다. 큰 행성은 태양으로부터의 거리에 따라 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성, 해왕성, 천왕성, 명왕성 순으로 배열됩니다. 그러나 9개의 "큰" 행성 외에도 육안으로 볼 수 없는 수만 개의 작은 행성이 있으며 주로 화성과 목성의 궤도 사이에서 태양 주위를 움직입니다.

태양으로부터 행성의 거리

태양으로부터 행성의 거리는 매우 멀고 일반적인 지구 측정으로 이러한 거리를 측정하는 것은 불편합니다. 숫자는 너무 클 것입니다(마치 우리가 도시 간의 거리를 밀리미터 단위로 측정하기 시작한 것과 같습니다). 따라서 태양계의 거리를 측정하기 위해 특수 천문 단위가 채택되었습니다. 지구에서 태양까지의 거리가 1억 4,950만 킬로미터입니다. 태양으로부터 행성의 거리는 고르게 증가하는 순서를 형성합니다. 화성과 목성 사이에만 격차가 엄청나게 큽니다. 이것은 16세기에 독일의 유명한 천문학자 케플러가 이 간극을 채우는 미지의 행성이 있음이 틀림없다고 제안한 것으로 거슬러 올라갑니다.

미지의 행성

18세기 말에는 그러한 행성을 체계적으로 찾기 위한 프로젝트가 제안되기도 했습니다. 그러나 예상치 못한 발견이 구현을 앞질렀습니다. 1801년 1월 1일 밤, 팔레르모(시칠리아 섬)의 천문대에서 별을 관찰하던 이탈리아의 천문학자 피아찌(Piazzi)는 이전에 아무도 이곳에서 본 적이 없는 별표를 발견했습니다. 다음날, 이 별은 이웃 별들에 비해 약간 이동했습니다. 피아치는 6주 동안 그녀의 움직임을 가까이에서 지켜보았지만 갑작스러운 질병으로 인해 관찰을 중단했습니다. 회복 후 그는 이전 위치에서 멀리 떨어져 밝은 별들 사이에서 길을 잃은 방황하는 이방인을 더 이상 찾을 수 없었습니다. 피아치는 독일에 있는 친구인 천문학자들에게 그의 발견에 대해 알렸습니다. 그들은 화성과 목성 사이의 간격을 채우는 행성이 발견되었다고 제안했습니다. 그러나 도망자를 다시 찾는 방법, 그녀를 찾을 곳을 나타내는 방법은 무엇입니까?

가우스 계산

독일의 젊은 수학자 가우스는 이 문제에 관심을 갖게 되었습니다. 그는 행성의 세 가지 정확하게 측정된 위치를 알고 궤도를 결정하는 방법의 문제를 해결했습니다. 가우스의 계산 결과에 따르면 피아찌가 발견한 물체는 실제로 태양에서 2.8천문 단위 떨어진 화성과 목성 사이에서 타원 궤도로 움직이는 행성이었다. 가우스는 이 행성이 목격된 지 1년 후에 이 행성이 어디에 위치해야 하는지 예측했습니다. 1801년 12월, 그녀는 원래 있어야 할 곳에서 다시 발견되었습니다. 예비 이론적 계산을 기반으로 한 이 발견은 과학적 예지력의 빛나는 예가 됩니다.

Ceres, Pallas, Juno, Vesta - 큰 행성의 파편

피아치는 한때 시칠리아의 수호신으로 여겨졌던 로마의 다산의 여신을 기리기 위해 새로운 행성을 세레스(Ceres)라고 명명했습니다. 1802년 3월, 독일의 천문학 애호가인 Olbers는 Ceres를 관찰하면서 모두가 놀랍게도 하나의 행성 대신에 두 개의 행성을 발견했고, 따라서 Pallas라고 불리는 또 다른 작은 행성을 발견했습니다. 이로 인해 Olbers는 두 행성이 알 수 없는 이유로 인해 산산조각난 어떤 큰 행성의 파편이라고 믿게 되었습니다. 그렇다면 다른 조각이 있어야 합니다. 그리고 천문학자들은 탐색에 착수했고, 이는 성공적인 것으로 판명되었습니다. 1804년에 세 번째 행성인 주노가, 1807년에 네 번째 행성인 베스타가 발견되었습니다.

다섯 번째와 여섯 번째 행성의 발견

그 후 38년 동안 단 한 개의 행성도 발견되지 않았습니다. 그러나 검색은 멈추지 않았습니다. 새로운 행성을 찾는 것이 얼마나 큰 희망이었는지는 아마추어 천문학자인 독일의 우체국 직원 겐케가 15년 동안 그 탐사에 바쳤다는 사실로 알 수 있습니다. 그리고 그의 근면은 보상을 받았습니다. 1845년에 그는 다섯 번째 행성과 2년 후인 여섯 번째 행성을 발견했고, 따라서 오늘날까지 결코 끝나지 않은 일련의 발견을 시작했습니다. 새로 발견된 행성은 이전에 알려진 태양계의 큰 구성원에 비해 완전히 작은 것으로 밝혀졌습니다.

세레스, 팔라스, 주노, 베스타의 치수

매우 강력한 망원경의 도움으로 처음 4개의 치수를 결정할 수 있었습니다. Ceres의 직경은 768km, Pallas는 489km, Juno는 193km, Vesta는 385km입니다. 이 작은 행성 중 가장 큰 행성은 심지어 우리 달보다 몇 배나 작습니다. 행성의 현대 망원경으로 관찰할 수 있는 가장 작은 것은 지름이 1km 미만입니다. 베스타만 육안으로 보이는 경우가 있습니다. 소행성 중 가장 큰 4개는 쌍안경을 통해 볼 수 있습니다.

소행성 - 소행성

망원경에서 작은 행성은 점의 형태로 별처럼 보였으므로 작은 행성 또는 소행성이라고 불렀습니다. 이는 "별과 같은"을 의미합니다(그리스어 "아스트론"-별). 사실, 소행성은 별과 아무 관련이 없습니다. 별은 태양과 같이 태양계에서 수천 또는 수백만 개의 천문 단위에 위치한 거대한 자체 발광체입니다. 이 멀리 떨어져 있기 때문에 그것들은 우리에게 약하게 빛나는 고정점으로 보입니다. 작은 행성은 매우 작은 몸체입니다. 태양계의 구성원으로 반사된 햇빛으로 빛나고 몇 천문 단위(때로는 천문 단위의 일부)의 거리에서 지구에서 이동하고 고정된 별의 배경에 대해 하늘을 가로질러 이동합니다. .

스카이 맵

발견된 소행성 중 처음 네 개(Ceres, Pallas, Juno 및 Vesta)가 가장 밝은 것으로 밝혀졌습니다. 그들은 6등급에서 9등급까지 별처럼 빛나고 나머지는 모두 훨씬 약합니다. 희미한 행성을 찾기 위해 관찰자들은 하늘의 작은 영역을 매핑하고 그것을 사용하여 외부의 움직이는 물체를 찾아 조심스럽게 조사했습니다. 힘들고 고된 작업이었습니다. 점차 희미한 소행성이 열렸다. 그것들을 찾으려면 큰 망원경과 매우 상세한 항성 지도가 필요했습니다. 아마추어는 소행성을 찾는 것이 불가능해졌습니다.

점성기

1891년에 사진은 소행성을 관찰하는 데 처음 사용되어 소행성의 탐색과 연구를 크게 단순화했습니다. 하늘 영역의 사진은 접안 렌즈가 사진 판이있는 카세트로 교체되는 특수 망원경으로 만들어집니다. 천체 시계는 시계 장치의 도움으로 움직이는 트럼펫이 궁창의 겉보기 회전을 따를 수 있도록 설치되었습니다. 별이 빛나는 하늘의 특정 부분에 점성계를 지시하고 시계 장치를 시작하면 별은 장치의 시야를 벗어나지 않으며(고정된 튜브에서 발생했을 수 있음) 별의 빛은 항상 같은 위치에 떨어질 것입니다. 접시에 별이 작은 원이나 점 형태가 되도록 합니다. 별과 관련하여 움직이는 작은 행성이 촬영되는 하늘 영역에 나타나면 긴 노출로 대시 형태의 흔적이 판에 나타나 그 존재를 배반합니다. 때때로 그들은 소비에트 천문학자 S. N. Blazhko가 제안한 다른 소행성 포획 방법을 사용합니다. 상대적으로 짧은 노출(몇 분)로 사진을 찍은 다음 플레이트를 약간 이동하고 동일한 플레이트에서 두 번째(때로는 세 번째) 사진을 촬영합니다. 각 별의 두 개(또는 세 개) 이미지가 사슬 형태로 나타나며 모든 사슬이 서로 평행합니다. 작은 행성은 촬영하는 동안 이동할 시간이 있기 때문에 해당 사슬이 다른 사슬과 평행하지 않고 소행성을 쉽게 감지할 수 있습니다. 그러나 사진 판에서 작은 행성의 흔적을 찾는 것만으로는 충분하지 않습니다. 소행성의 궤도를 결정하고 미래의 위치를 ​​예측할 수 있으려면 서로 다른 시간에 최소 3개의 위치를 ​​정확히 알아야 합니다. 따라서 궤도가 잘 정의된 소수의 소행성만이 목록에 포함되고 영구적인 번호와 이름이 부여됩니다. 1955년 초까지 소행성 목록에는 1,605개의 숫자가 포함되었습니다. 수많은 천문대에서 작은 행성을 관찰합니다. 소련에서 크림 반도에 있는 Simeiz 천문대의 천문학자들은 알려진 소행성 관찰과 새로운 소행성 발견에 큰 기여를 했습니다: GN Neuymin, SI Belyavsky, VA Albitsky, PF Shain. 총 800개 이상의 행성이 Simeiz에서 발견되었으며 그 중 116개가 카탈로그에 포함되어 있습니다. 소행성은 1년 내내 관찰할 수 없습니다. 그것은 지구에서 볼 때 행성이 태양과 정반대 방향에있을 때 소위 반대의 시간에만 볼 수 있습니다. 현재 행성은 지구에 가장 가깝고 우리가 볼 수있는 측면이 가장 잘 조명됩니다. 대치할 즈음에 행성을 "잡았기" 때문에, 우리는 그것을 다시 보려면 1년 또는 그 이상을 기다려야 합니다. 그러나 이것을 위해서는 행성을 찾아야 할 장소를 미리 결정해야합니다. 따라서 가시성 시간 동안(보통 반대 시점의 2개월) 번호가 매겨진 모든 소행성에 대해 소위 천체력은 매년 계산됩니다(그리스어 천문력 - 하루에 적합). 간격. 그들은 세계의 모든 천문대에서 작은 행성을 관찰하는 데 사용됩니다. 큰 행성과 달리 일부 소행성은 매우 긴 타원을 따라 움직이기 때문에 태양과 지구로부터의 거리가 매우 중요한 한계 내에서 달라질 수 있습니다. 거의 모든 작은 행성은 화성과 목성의 궤도로 둘러싸인 고리를 따라 움직입니다. 대부분의 소행성은 태양으로부터 2~3.5천문 단위의 거리에 있는 좁은 벨트에 있습니다. 그러나 화성과 목성의 궤도를 훨씬 넘어서는 소행성이 있습니다. 그들 중 일부는 화성(에로스), 지구(큐피드), 금성(아폴로, 아도니스, 헤르메스)의 궤도 내부로 들어갈 수 있으며, 1949년에 발견된 이카루스는 수성의 궤도를 넘어서도 천문 0.2의 거리만 지나갑니다. 태양에서 온 유닛. 몇 년 안에 이 작은 행성들은 지구에 아주 가까이 올 수 있습니다. 이 모든 소행성은 매우 작고 밝기가 매우 약합니다. 그것들은 우리 행성에 가까이 지나갔기 때문에 발견될 수 있었습니다. 궤도의 크기와 공전 주기는 작습니다. 에로스는 21개월 만에 태양 주위를 완전히, 이카루스는 13개월 만에 완전히 공전합니다. 지구에 가까운 작은 행성의 관측은 지구에서 태양까지의 거리를 정확하게 결정할 수 있기 때문에, 즉 천문 단위의 길이를 킬로미터 단위로 측정할 수 있기 때문에 매우 중요합니다. 그런 점에서 에로스의 관찰은 특히 중요하다. 에로스는 이 그룹에서 가장 밝은 행성입니다. 그것은 10-11 등급 별표처럼 보이기 때문에 다른 것보다 더 길고 더 잘 관찰할 수 있습니다. 몇 년 후 에로스는 2,300만 킬로미터의 거리에서 지구에 접근합니다. 일부 소행성의 궤도. Icarus와 Hidalgo의 궤도는 강하게 연장되어 있습니다. 아킬레스는 트로이 목마 그룹에 속하며 목성과 거의 같은 경로를 따라 움직입니다. 팔라스의 궤도는 대부분의 소행성에서 일반적입니다. 우리와 가깝기 때문에 별들 사이의 겉보기 위치는 두 개의 먼 천문대에서 관찰할 때 서로 현저하게 다릅니다. 이 변위를 측정하고 천문대 사이의 거리를 알면 에로스까지의 거리를 킬로미터 단위로 계산할 수 있습니다. 반면에 뉴턴의 법칙을 적용하면 에로스까지의 거리를 천문학 단위로 계산할 수 있습니다. 얻은 숫자를 비교하여 천문 단위의 길이를 찾습니다. 태양에서 아주 멀리 떨어져 있을 수 있는 소행성이 있습니다. 가장 크고 가장 긴 궤도는 Hidalgo에 속합니다. 그것은 2 천문 단위의 거리에서 태양에 접근하고 9.6 천문 단위의 거리, 즉 토성의 거리에서 태양으로부터 멀어집니다. 목성과 거의 같은 거리로 태양으로부터 이동하는 한 무리의 행성이 있으며, 그 중 일부는 항상 목성 앞에서 약 60도의 호를 그리며, 일부는 뒤쪽으로 같은 거리에 있으므로 태양, 소행성 및 목성 대략 정삼각형을 이룬다. 이 행성 그룹은 모든 구성원이 트로이 전쟁 영웅의 이름을 따서 명명되었기 때문에 트로이 목마라고 합니다. 큰 행성(명왕성 제외)은 지구와 거의 같은 평면, 즉 황도면에서 움직입니다. 많은 소행성의 궤도는 이 평면에 상당한 각도로 기울어져 있으며, 그 중 소수만 황도면에서 움직입니다. 우리는 소행성의 물리적 성질에 대해 무엇을 알고 있습니까? 소행성은 너무 작아서 가장 강력한 망원경으로도 표면을 직접 연구하는 것이 불가능합니다. 따라서 소행성의 물리적 특성에 대한 아이디어를 얻는 데 도움이 되는 유일한 방법은 소행성의 광채입니다. 모든 행성과 마찬가지로 소행성은 반사된 햇빛으로 빛납니다. 소행성의 밝기는 크기, 태양과 지구로부터의 거리, 태양광을 반사하는 각도, 표면의 반사율(소위 알베도)에 따라 달라집니다. 지구에 가까운 작은 물체는 큰 물체만큼 밝게 보이지만 우리에게서 멀리 떨어져 있습니다. 따라서 소행성의 크기를 비교하기 위해서는 일정 거리에서 소행성의 밝기를 알아야 합니다. 소행성의 크기를 추정하고 관측 당시 지구와 태양으로부터의 거리를 알면 태양과 지구 모두에서 1천문 단위의 거리에서 그 밝기가 얼마인지 계산할 수 있습니다. 이른바 절대 밝기. 절대 밝기는 소행성의 크기와 알베도에만 의존합니다. 처음 4개의 소행성의 지름과 절대 밝기를 알면 알베도를 계산할 수 있습니다. 즉, 입사광이 반사하는 비율을 계산할 수 있습니다. 밝혀진 바와 같이 Ceres는 입사 광선의 10%만 반사하고 Pallas는 13%, Juno는 22%, 모든 작은 행성 중 가장 밝은 Vesta는 48%를 반사합니다. 태양계의 다른 천체와 비교할 때 Ceres는 달과 같이 빛을 반사하고 Pallas는 화성과 같이 Juno는 Mapca보다 약간 가볍고 Vesta는 Venus만큼 밝습니다. 이것이 우리가 처음 4개의 소행성 표면의 특성에 대한 매우 부족한 정보를 얻은 방법입니다. 우리는 간접적으로 다른 소행성에 대한 정보를 얻을 수 있습니다. 우선, 적어도 크기를 추정하는 것은 흥미 롭습니다. 이렇게 하려면 알베도를 알아야 합니다. 예를 들어, 평균적으로 작은 행성이 화성과 같은 빛을 반사한다고 가정합니다. 그러면 행성의 절대 밝기를 알면 행성의 지름을 대략적으로 계산할 수 있습니다. 큰 소행성은 거의 없습니다. 우리의 가정에 따르면 그 중 33개만이 직경이 200km 이상, 거의 절반 - 40km 미만인 것으로 나타났습니다. 매우 작은 소행성이 있습니다. 태양에 가까운 소행성은 지름이 1-2km에 불과합니다. 그들이 지구에 가까이 지나갈 때만 볼 수 있다는 것은 분명합니다. 먼 소행성(예: 트로이 목마)은 직경이 40km 이상(그렇지 않으면 발견될 수 없음)으로 상대적으로 큽니다. 우리는 모든 큰 소행성이 이미 우리에게 알려져 있다고 가정할 수 있습니다. 일부 소행성의 밝기가 변할 수 있다는 사실은 오래 전부터 알려져 왔습니다. 이것은 1900년 에로스를 관찰할 때 처음 발견되었습니다. 79분 만에 밝기가 11/2로 떨어졌다가 다시 증가하기 시작했습니다. 이 작은 행성의 밝기 변화의 전체 기간은 5시간 16분 동안 지속됩니다. 다양한 밝기를 가진 많은 소행성이 현재 알려져 있으며 어떤 행성도 에로스만큼 밝기를 크게 변경하지 않습니다. 일반적으로 이러한 변화는 항성 등급의 1/10에 불과합니다. 이러한 밝기 변동은 소행성이 매우 불규칙한 모양의 빠르게 회전하는 물체라는 사실에 의해서만 발생할 수 있습니다. 분명히 이것들은 일종의 우주 재앙 중에 나타난 거대한 회전하는 파편입니다. 행성간 공간에서 태양을 도는 소행성의 수는 엄청납니다. 목록에 포함된 1,605개의 소행성 외에도 약 7,000개의 소행성이 발견되었는데, 아직 관측 부족으로 궤도를 결정할 수 없었습니다. 이전에 볼 수 없었던 더 많은 소행성이 있습니다. Academician V.G. Fesenkov의 계산에 따르면 겉보기 등급이 최대 19인 소행성의 수는 약 40,000개이며 더 작은 플라잉 스톤도 헤아릴 수 없을 정도로 큽니다. 질문이 생깁니다. 이 수많은 파편 중 하나가 지구와 충돌하여 재앙을 일으키지 않을 수 있습니까? 이와 관련하여 우리는 완전히 침착 할 수 있습니다. 큰 소행성과의 충돌 가능성은 완전히 배제됩니다. 모든 대형 소행성은 이미 알려져 있으며 지구에서 멀리 떨어진 궤도를 따라 움직입니다. 작은 소행성과의 충돌은 가능하지만 우리 행성은 어떤 위험도 위협받지 않습니다. 최악의 경우 화산 폭발이나 지진보다 훨씬 작은 규모의 국지적 파괴만 일으킬 수 있습니다. 운석은 행성간 공간에서 지구로 오는 유일한 우주체입니다. 운석의 물리적 특성(표면의 모양, 색상, 알베도)에 대한 연구는 소행성과 운석 사이의 연결의 존재를 확인합니다. 그들 사이에는 한 가지 형식적인 차이가 있습니다. 소행성은 지구에서 천체로 관측되는 더 큰 몸체이고, 운석은 지구 대기에 침투한 후 그리고 지구에 떨어진 후에만 연구에 접근할 수 있는 작은 몸체입니다. 어떻게 이러한 행성 간 방랑자, 소행성 및 운석이 생길 수 있었습니까? 그것들은 아마도 화성과 목성 사이를 이동하는 어떤 행성, 아마도 행성의 붕괴의 결과로 발생했을 것입니다. 지금까지 알려지지 않은 몇 가지 이유의 영향으로 이 몸이 여러 부분으로 분해되고 서로 충돌하여 파편화되었습니다. 이 분열은 한 번 시작되면 더 계속되어 행성간 공간을 파편과 먼지로 채웁니다.

베스타는 여러 면에서 호기심이 많은 소행성입니다. 이것은 육안으로 볼 수 있는 유일한 그러한 물체입니다. 질량과 크기 면에서 Vesta는 목성과 화성의 궤도 사이 공간에서 알려진 대부분의 다른 소행성을 능가합니다. 매개변수 면에서는 훨씬 더 가깝고, Main Vesta에 위치하여 지구와 거의 같은 시기에 형성된 천체를 의미하므로 우리 시스템의 먼 과거에 대해 많은 것을 알 수 있습니다.

열리는

베스타는 화성과 목성의 궤도 사이에 있는 행성을 찾는 과정에서 발견된 소행성이다. 이론에 따르면, 태양 주위의 공간에서 궤도의 분포는 특정 패턴을 따릅니다. 19세기 초에 알려진 모든 행성이 이 이론에 맞습니다. 유일한 예외는 목성과 화성이었습니다. 그들 사이의 광대한 공간에는 미지의 행성이 숨겨져 있었다. 그녀가 수색하는 동안 주요 소행성 벨트의 많은 요소가 발견되었습니다.

Vesta는 1807년 Heinrich Wilhelm Olbers에 의해 발견되었습니다. 또 다른 과학자인 칼 가우스는 그녀에게 고대 로마의 난로 여신의 이름을 주었습니다. 이름이 고정되어 오늘날에도 여전히 사용됩니다.

옵션

Ceres가 왜소행성으로 분류된 후, Vesta는 Pallas 다음으로 소행성 중에서 크기가 두 번째입니다. 매개변수는 578 × 560 × 458km입니다. 모양의 눈에 띄는 비대칭으로 인해 Vesta가 왜소행성에 기인하는 것은 아닙니다. 질량 (2.59 * 10 20 kg) 측면에서 Palada보다 앞서 있습니다. 즉, 주요 소행성 벨트에서 동일한 Ceres만이이 매개 변수에서 그것을 능가합니다.

소행성 베스타에는 대기가 있습니까?

소행성은 별도의 우주 천체로 눈에 띄는 것이 아닙니다. 크기, 모양, 질량 등 여러 매개변수에서 행성과 다릅니다. 소행성의 특징적인 징후는 그것이 가스 봉투를 유지하는 것을 허용하지 않습니다. 따라서 "소행성 베스타에 대기가 있습니까?"라는 질문에 대한 대답은 부정적입니다. 세레스에는 극도로 희박한 가스 껍질이 존재합니다. 메인 벨트의 다른 몸체는 소행성 베스타와 같은 특성을 자랑할 수 없습니다. 지구, 금성, 화성, 가스 거인 및 일부 위성의 대기가 있습니다. 소행성은 그러기에는 너무 작습니다.

소행성 베스타를 보는 방법?

밝기 때문에 Vesta는 육안으로 볼 수 있습니다. 세레스, 팔라스에 비해 크기는 떨어지지만 반사율이 더 큰 것이 특징이다. 지구의 다른 소행성은 특별한 장비 없이는 볼 수 없습니다.

하늘에서 소행성을 찾기에 가장 좋은 시기는 지구와 가장 가까워지는 반대의 시대입니다. 이 기간 동안 밝기가 5.1m로 증가합니다(이 매개변수의 최소값은 8.5m). 그러한 대결이 마지막으로 발생한 것은 2014년 4월이었습니다.

Vesta는 3-4년마다 우리 행성까지의 최소 거리에 접근합니다. 망원경이 없으면 가시성이 좋은 조건에서만 볼 수 있습니다. 또한 일반 별과 다르지 않습니다.

교통

Vesta의 궤도는 Main Asteroid Belt의 안쪽 부분에 있습니다. 그 모양은 약간 길쭉한 모양입니다. 거의 완벽한 원입니다. 궤도는 황도면에 대한 약간의 경사가 특징입니다. Vesta는 3.6년 만에 태양 주위를 한 바퀴 돌았습니다. 또한, 이동하는 동안 소행성은 우리 행성의 궤도를 가로 지르지 않습니다.

자동 행성간 스테이션 Dawn

2011년 7월 Vesta는 우리 행성까지의 최소 거리 지점을 통과했습니다. 이 기간은 소행성에 대한 자세한 연구에 사용되었습니다. 2007년에 AMC Dawn은 Vesta로 돌아갔습니다. 이 장치의 임무는 이 소행성과 왜행성 세레스를 연구하는 것입니다.

Dawn은 2011년 7월 16일 Vesta의 원형 궤도에 진입했습니다. 12월 12일에는 소행성 위의 최소 높이에 도달했습니다. 장치의 작업 중에는 중력장의 측정, 우주선이 소행성 Vesta에 떨어질 때 나타나는 중성자와 감마선의 스펙트럼 결정이있었습니다. 물체의 사진은 12월 13일에 지구에 도착하기 시작했습니다.

AMC Dawn은 2012년 소행성을 떠나 세레스로 여행했습니다. 현재까지(2015년 12월) 이 장치는 왜소행성의 궤도에서 계속 작업하고 있습니다.

시력

베스타는 허블 망원경으로 조심스럽게 "검사"한 소행성입니다. 연구는 지난 세기의 90 년대에 수행되었습니다. 허블은 소행성의 표면을 연구했습니다. 구호의 가장 인상적인 세부 사항은 나중에 Reyasilvia라는 이름의 거대한 분화구로 밝혀졌습니다. 충돌로 남겨진 흔적은 지름 460㎞, 깊이 13㎞다. 과학자들은 여전히 ​​Vesta가 그러한 타격에서 살아남을 수 있었던 방법에 대한 질문에 답할 수 없습니다.

AMC Dawn은 분화구의 상태도 연구했습니다. 과학자들에 따르면 레아실비아는 10억 년 전에 형성되었습니다. 분화구 분지는 Veneneya 분화구라고 불리는 또 다른 고대 충격의 흔적을 부분적으로 가립니다. Reyasilvia의 중심에는 높이 22km, 지름 180km의 산이 있습니다. 매개 변수 측면에서 이전에 태양계에서 가장 높은 알려진 산으로 간주되었던 화성의 거대한 올림푸스보다 앞서 있습니다.

과학자들은 충돌 중에 분출된 물질이 V등급 소행성과 Vesta 계열의 물체의 출현을 위한 물질로 작용했다고 제안합니다.

연구원들은 태양계가 막 형성되던 시기에 대해 많은 것을 알 수 있기 때문에 그러한 물체에 시선을 돌립니다. Vesta는 구성이 지구형 행성과 유사한 소행성입니다. 아마도 그 연구는 천문학자들에게 우리 은하계의 먼 과거에 대해 많은 것을 알려줄 것입니다.

태양계는 화성(내부 행성의 바깥쪽)과 목성(거대 행성 중 첫 번째 행성) 사이의 넓은 균열에 의해 두 개의 주요 부분으로 나뉩니다. 보데의 법칙으로 알려진 태양으로부터 행성의 거리 사이의 수치적 비율은 천문학자들로 하여금 이 균열에 또 다른 행성이 있을 것이라고 추측하게 했습니다. 18세기 말 I. Schreter(1746-1816)와 von Zach(1754-1832)가 이끄는 천문학자 그룹은 일종의 "하늘 순찰"을 조직했으며, 그 주요 임무는 새로운 행성을 발견하는 것이었습니다. . 그러나 그들은 앞섰습니다.

소행성

새로운 발견: 작은 행성

1801년 새해 전날, 시칠리아 팔레르모의 광장(1746~1826)은 밤낮으로 눈에 띄게 움직이는 별 모양의 천체를 발견했습니다. 그것은 화성과 목성 사이를 이동하는 행성으로 밝혀졌습니다. 그녀는 시칠리아의 수호 여신을 기리기 위해 세레스라는 이름을 지었습니다. 다음 몇 년 동안 "스카이 패트롤"은 Pallas, Juno 및 Vesta라는 세 개의 행성을 더 발견했습니다. Ceres와 함께 그들은 "소행성"또는 소행성이라는 이름을 받았습니다. 세레스를 제외하고는 모두 지름이 500km 미만입니다. 베스타만 육안으로 볼 수 있는 경우가 있습니다.

다른 소행성은 없었고 "순찰"은 해산되었습니다. 그러나 1845년 칼 헨케(Karl Henke, 1793-1866)는 다섯 번째 소행성인 아스트레아(Astrea)를 발견했고, 1850년 이후로 그러한 발견이 없는 해는 단 한 번도 없었다. 작은 행성의 총 수는 50,000을 초과할 수 있습니다.

1977년에 토성과 천왕성 사이에서 태양으로부터 평균 2억 6천만km 떨어진 곳에 있는 희미한 19등급 물체가 발견되었습니다. 지름이 약 1000km에 달하는 이 특이한 소행성의 이름은 카이론(Chiron)입니다. 한때 토성의 위성이었던 것으로 추정된다.

비정상적인 궤도

모든 소행성이 항상 특정 영역에 있는 것은 아닙니다. 1888년 코펜하겐의 칼 비트(Karl Witt)는 1931년과 1975년에 일어난 것처럼 화성 궤도까지 멀리 갈 수 있고 때로는 2400만km를 넘지 않는 거리에서 지구에 접근할 수 있는 소행성 #433, 에로스를 발견했습니다. 1931년 에로스는 궤도를 정확하게 계산하면 천문 단위(지구에서 태양까지의 거리)를 결정하는 데 도움이 되었기 때문에 에로스가 많이 관찰되었습니다. 에로스는 약 27 x 16km 크기의 길쭉한 모양을 가지고 있습니다. 에로스는 작지만 여전히 지구에 접근하는 소행성들보다 큽니다. 헤르메스(지름이 약 1km에 불과함)는 1937년에 지구에서 거의 "먼지를 쓸어 버렸습니다". 달까지의 거리의 두 배 미만인 780,000km의 거리. 이러한 종류의 직접 충돌 가능성은 매우 적지만 지구와 그러한 소행성의 충돌은 매우 파괴적인 결과를 초래할 것입니다.

하나의 소행성인 이카루스는 수성보다 태양에 더 가깝습니다. 명백하게, 태양계에서 그러한 엄청난 온도 변화를 겪을 다른 천체는 없습니다. 2,800만 km 떨어진 태양에 가장 가까운 궤도 지점에서 Icarus의 표면 온도는 500°C를 초과해야 합니다. 단 200일 만에 aphelion(궤도의 가장 먼 지점)에서는 이미 화성 궤도의 가장 먼 지점보다 훨씬 더 먼 2억 9,500만 km의 거리에 있습니다.

반면에, 소행성 944인 기달고(Gidalgo)는 토성의 궤도를 거의 벗어나는 길쭉한 궤도를 가지고 있으며 두 그룹의 트로이 소행성은 목성을 공전합니다. 한 그룹은 목성 앞에서 지속적으로 약 60도이고 다른 그룹은 목성 뒤에 60도이므로 충돌 위험이 없습니다. 트로이 목마는 소행성의 전형으로 규모가 상당히 크지만 지구에서 너무 멀리 떨어져 있어 잘 보이지 않습니다.

소행성은 망원경으로 보면 별처럼 보입니다. 그들을 인식하는 유일한 방법은 밤에서 밤으로의 움직임을 감지하는 것입니다. 이제 소행성이 사진으로 열리고 있습니다. 종종 노출되는 동안 소행성은 너무 많이 움직여서 프레임에 점이 아닌 길쭉한 흔적이 남습니다. 따라서 소행성은 천문학자들에게 많은 문제를 야기합니다. 종종 다른 목적으로 전시된 사진은 수많은 소행성의 흔적으로 얼룩져 하나하나를 식별하는 데 많은 시간이 걸립니다.

소행성의 구성은 아직 완전히 알려지지 않았지만, 마리너 9호가 화성의 두 위성(포보스와 데이모스)을 촬영한 사진은 소행성 소행성이 포착했을 가능성이 있으며, 그 중 많은 표면이 분화구. 목성 가족의 외부 위성, 토성 근처의 Phoebus, 해왕성 근처의 Nereid도 소행성에 "포착"될 수 있습니다.

소행성의 기원

소행성의 기원은 아직 밝혀지지 않았습니다. 한 가설에 따르면, 그것들은 화성의 궤도를 넘어 태양 주위를 도는 이전 행성(또는 행성들)의 파편이며 먼 과거에 어떤 종류의 재앙을 겪었습니다. 그러나 전반적으로 소행성은 결코 큰 몸체의 일부가 아니었을 가능성이 더 높아 보입니다.

목성의 극도로 강한 중력은 소행성 지역에 큰 행성이 ​​형성되는 것을 막아야 했습니다. 또한 모든 소행성을 합쳐도 달만큼 크고 무거운 단일 몸체를 형성할 수 없다는 점에 유의해야 합니다.