4 베스타
2011年 10月 돈 探査船 이 觀測한 4 베스타
發見
發見者	하인리히 올버스
發見일	1807年 3月 29日
名稱
臨時 이름	없음
軌道 性質
軌道 긴半지름 (a)	2.361
近日點 (q)	2.151
遠日點 (Q)	2.572
公轉 週期 (P)	3.63
平均 公轉 速度	19.34
軌道 警査 (i)	7.133
軌道 離心率 (e)	0.08902
昇交點 京都 (Ω)	103.926
近日點 偏角 (ω)	150.297
物理的 性質
分光型	V
지름	(572.6?×?557.2?×?446.4)?±?0.2 km
平均 密度	3.42 g/cm³
質量	(2.67 ± 0.02)×10 20
脫出 速度	0.35 km/s
反射率	0.423
自轉 週期	5.342時間
角지름	0.64" ~ 0.20"
平均 溫度	85 - 255 K

4 베스타 (4 Vesta)는 內部가 分化된 遠視 行星 으로 推測되는 小行星 으로, ^{[1] [2]} 지름은 530 km이다. ^[3] 小行星帶 前提 質量의 9%假量을 차지한다. ^[4] 베스타는 小行星帶에서 세레스 다음으로 무거운 天體이다. 1807年 3月 29日 , 獨逸의 天文學者 하인리히 올베르스 가 發見했다. ^[3] 이름은 로마 神話 의 火爐의 女神, 베스타 에서 따왔다.

베스타는 小行星 中에서는 밝은 便에 屬하는 小行星이다. 太陽 과의 最大 距離는 세레스의 最短 距離일 때 보다 若干 더 멀어서, ^[5] 軌道는 完全히 세레스 軌道 안쪽에 놓여있다. ^[6] 베스타는 10億 年 前, 衝突로 인하여 質量의 1%를 잃고, 南半球 附近에 큰 噴火口 가 생겼다. 衝突 殘骸는 地球 로 떨어졌는데, 이것이 HED 隕石 이다. ^[7]

發見 [ 編輯 ]

세레스와 팔라스의 發見으로 올베르스 는 두 天體가 破壞된 行星의 殘骸일 것이라 主張했다. 그는 1802年 세레스와 팔라스 軌道가 交叉하는 곳에는 많은 破片들이 있을 것이라고 윌리엄 허셜 에게 便紙를 썼다. 이 "軌道 交叉路"는 고래자리 와 處女자리 附近에 位置해있다. ^[8]

올베르스는 1802年부터 1807年 3月 29日까지, 探索을 始作했다가 處女자리 附近에서 偶然히 베스타를 發見하였다. 3 유노 가 1804年에 發見되었기 때문에, 베스타는 小行星帶에서 네 番째로 이름을 올린 小行星이 되었다. 이 發見은 요한 히에로니무스 슈뢰터 가 쓴 便紙로 인하여 알려지게 되었다. ^[9] 올베르스는 數學者 카를 프리드리히 가우스 에게 小行星의 이름을 명명할 수 있는 權限을 주어서 베스타로 命名되었다. ^[10] 가우스는 10時間만에 손으로 베스타의 軌道를 計算했다. ^{[11] [12]}

베스타 發見 以後, 38年間 어떤 天體도 發見되지 않았다. ^[13] 그 空白期 동안 세레스, 팔라스, 유노와 베스타는 行星으로 分類되어 天文 記號 가 附與되었다. 一般的으로 베스타의 象徵 은 火爐 ( )이다. 다른 記號로는 와 가 있다. 하지만, 모두 原本인 을 單純化한 記號이다. ^[14]

베스타에 對한 光學的 硏究가 1880-82年 하버드 大學 의 天文臺와 1909年 툴루즈 天文臺 에서 이루어졌다. 이 硏究로 1950年代, 베스타의 自轉 速度가 計算되었다. 그러나, 計算된 自轉 速度는 光度 曲線의 模樣과 알베도 로 인하여 疑問을 낳았다. ^[15]

1825年, 베스타의 지름은 383?444 km 사이일 것이라 推定되었다. 1879年, 윌리엄 헨리 피커링 은 現在와 가장 近接한 數値, 513 ± 17 km 로 計算했다. 그러나, 다음 世紀에는 最小 390 km에서 最大 602 km 일 것이라 推定했다. 여기서 測定된 數値는 測光 法에 根據한 것이다. 1989年, 斑點干涉計 를 使用하여 베스타의 크기를 498?548 km 로 測定했다. ^[16] 1991年, 베스타가 SAO 93328 을 가리는 掩蔽 現象이 캐나다 와 美國 東部에서 觀測되었다. 14個의 다른 場所에서 觀測한 結果를 土臺로, 베스타의 크기는 550 km × 462 km 로 밝혀졌다. ^[17]

베스타는 質量이 決定된 最初의 小行星이다. 매 18年 마다, 197 아레테 가 베스타에서 0.04 AU 以內로 接近한다. 1966年, 아레테에 對한 베스타의 重力 攝動 을 觀測한 結果, (1.20 ± 0.08) × 10 ^?10 ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$ 로 計算되었다. ^[18] 以後 더 精密한 測定이 이루어져, 2001年, 17 테티스 의 攝動을 利用하여 (1.31 ± 0.02) × 10 ^?10 ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$ 로 計算되었다. ^[19]

物理的 特性 [ 編輯 ]

베스타는 小行星帶에서 두 番째로 무거운 天體지만, ^[20] 세레스 質量의 28% 밖에 되지 않는다. ^[4] 세레스는 太陽으로부터 2.50 AU 떨어진 小行星帶 안쪽의 커크우드 間隙 에 位置해있다. 內部는 分化되어 있으며, ^[1] 부피는 팔라스와 비슷하나 質量은 25% 더 크다. ^[20]

模樣은 重力敵으로 늘어진 偏球面 의 形態를 띠지만, ^[21] 極 附近의 오목한 部分과 突出된 部分으로 因해 베스타 보다 質量이 5 × 10 ²⁰  kg 더 적다. ^[22] 萬若 베스타의 模樣이 確實히 糾明된다면 베스타는 未來에 矮行星 으로 格上될 수도 있다. ^[1]

自轉 速度는 5.342 時間으로 小行星 中에서는 相對的으로 빠르며 順行 運動을 한다. 北極點은 敵境 20 時 32 分, 赤緯 는 +48°(誤差 10°), 白鳥자리 附近에 있다. 自轉軸 기울기 는 29°이다. ^[21]

太陽이 南中 했을 때의 表面 溫度는 -20 °C, 어두운 쪽의 溫度는 -190 °C까지 떨어지는 것으로 推定된다. 普通 낮과 밤의 溫度는 各各 -60 °C, -130 °C 로 推定된다. 이 數値는 1996年 5月 6日, 近日點 에 가까울 때 推算된 것이다. ^[23]

地質 [ 編輯 ]

科學者들이 베스타의 地質을 쉽게 硏究할 수 있는 200個 以上의 HED 隕石 이 있다. HED 隕石으로 베스타의 地質學的 變遷史와 構造를 알 수 있다. NASA 赤外線 望遠鏡 施設 (NASA IRTF) 에서는 小行星, (237442) 1999 TA ₁₀ 은 베스타의 內部에서 생겼다고 說明했다. ^{[2] [24]}

베스타는 金屬 質 철 - 니켈 核 과 巖石質 橄欖石 맨틀 , 遲刻 으로 構成되어 있는 것으로 推定된다. 約 46億年, 太陽系에서 처음으로 生成된 固體 物質인 CAI (Ca-Al-rich inclusions)를 始作으로, 아래는 以後의 過程을 羅列한 것이다. ^{[25] [26] [27] [28] [29]}

베스타의 鎭火 年表

2?3 百萬年 前	降着 完了
4?5 百萬年 前	26 Al 의 放射性 崩壞 로 因한 溶解 完了. 이 過程은 金屬 核이 나뉘는 過程을 낳았다.
6?7 百萬年 前	녹은 맨틀의 結晶化가 進行되었다. 맨틀을 構成하는 物質의 80 %가 結晶化되었을 때, 對流 現象은 停止했다.
남은 物質과 玄武巖質 鎔巖 이 噴出함에 따라 知覺 또는 짧은 時間이나마 마그마 바다를 形成했다.
새로 生成된 表層의 壓力으로 인하여 玄武巖이 變成巖 으로 變하면서, 遲刻 深層部에서는 深成巖 이 形成되었다.
內部는 徐徐히 冷却되었다.

베스타는 表面이 다시 뒤덮이는 方式을 통하여 外部의 큰 衝擊에 휩싸이지 않은 小行星으로 알려져있다. 이 때문에, 少數의 科學者들은 베스타를 小行星보다는 遠視 行星으로 取扱하기도 한다. ^[30] 그러나, 어떤 天體로부터 生成되었는지 밝혀지지 않은 鐵質 隕石 과 아콘드라이트 隕石의 存在는 큰 衝擊으로 인하여 破壞된 미행성 이 分化되었음을 알려준다.

地殼의 構成 成分 (아래쪽에 있을 收錄 깊은 곳이다.) ^[31]

石化 된 表土 .( 下워多이트 와 角礫火 된 유크라이트 의 根源)

玄武巖 質 鎔巖 .

輝石 , 피조나이트 , 斜長石 等으로 構成된 深成巖 .

斜方輝石 이 豐富하고 粒子 크기가 큰 深成巖. ( 디오게나이트 의 根源)

V型 小行星 의 크기와 南極點 附近, 噴火口의 깊이를 바탕으로 綜合해봤을 때, 知覺의 두께는 10 km假量 될 것으로 推定된다. ^[32]

表面 地形 [ 編輯 ]

허블 望遠鏡과 地上의 望遠鏡으로 몇몇 베스타의 表面 地形을 觀測했다. ^[33]

가장 두드러진 表面 地形은 巨大한 噴火口로 南極 中央 附近에 位置하고 있으며 지름은 460 km이다. ^[21] 너비는 베스타 全體 지름의 80%를 차지한다. 噴火口의 깊이는 13 km, 가장 자리는 4?12 km 程度 솟아있다. 中央의 꼭대기는 噴火口에 對하여 18 km 솟아있다. 噴火口 生成 原因이 된 衝突로 인하여 베스타의 全體 體積에 1%가 陷沒된 것으로 推定되며, 베스타 族 과 V型 小行星 이 이런 衝突의 結果物로 보인다. 萬若 그랬다면, 이 天體들에 分布하는 크레이터는 生成된지 겨우 1百萬年 밖에 되지 않았을 것이다. ^[34] 또한, 베스타는 HED 隕石 의 最初의 發生地이다. 實際로, 알려진 모든 V型 小行星 에서 噴出된 體積의 6%가 HED 隕石으로 이는 3:1 커크우드 間隙 에 接近하여 야코브스키 效果 나 輻射 壓力 으로 인하여 攝動을 일으킨 結果로 推定된다. 허블 望遠鏡이 찍은 寫眞을 分光學的으로 分析한 結果 이 噴火口는 地殼에서 맨틀까지 파여있으며, 橄欖石 이 있을 것이라는 結果가 나왔다. ^[21]

또한, 表面에는 幅 150 km, 깊이 7 km假量의 크레이터度 存在한다. 알베도 地形으로는 베스타의 發見者 이름을 딴 "올버스"가 있다. 直徑은 200 km 程度이지만, 分布圖에서는 보이지 않는다. 表面 構成 物質은 아직까지 正確히 밝혀지지는 않았지만, 玄武巖日 것으로 推定된다. ^[35] 그곳은 經度 는 0°의 基準點의 役割을 하기도 한다.

東半球와 西半球에서는 確實히 또다른 地形을 볼 수있다. 처음의 分光 分析으로, ^[34] 東半球에는 故 알베도의 地形, 많은 크레이터가 存在하는 高地帶가 存在하는 것으로 보이며, 이 地形의 나이는 表土 의 나이와 비슷할 것으로 推定된다. 또한 크레이터는 遲刻 깊숙한 곳의 深成巖層까지 構造가 糾明되었다. 이에 反해서, 西半球의 地域의 表面은 玄武巖으로, 아마도 달의 바다 와 類似한 것으로 推定된다. ^[34]

殘骸 [ 編輯 ]

베스타度 太陽系의 다른 小天體와 같이 衝突에 依해 形成된 天體이다. 베스타 族 小行星과 HED 隕石 李 代表的인 例이다. V型 小行星 中 하나인 1929 콜라 는 유크라이트 隕石과 類似한 物質로 構成되어 있다는 것이 밝혀졌다. 이 事實은 처음에는 콜라가 베스타의 知覺에 存在했다는 것을 立證한다. ^[7]

現在는 太陽系에서 物理的인 資料가 제대로 糾明된 5個의 天體 中 하나가 되었다. ( 火星 , 달 , 와일드 2 (彗星), 地球 )

探査 [ 編輯 ]

1981年, ESA 에 小行星 探査에 對한 建議가 들어왔다. AGORA(Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis) 라고 붙여진 이 探査船은 1990年~1994年 사이에 發射되어 小行星에 두 番 플라이바이 를 實行할 計劃이었다. 이 計劃에 標的은 베스타였다. AGORA는 이온 엔진 을 動力으로 重力反動던짐 現象을 利用하여 火星을 지나 小行星帶에 到着하는 시나리오였다. 그러나, ESA는 이 提案을 拒絶했다. 그리고 NASA와 ESA가 共同으로 MAOSEP(Multiple Asteroid Orbiter with SOlar Electric Propulsion)이라는 이름으로 小行星 探査 計劃을 推進했고 여기에 計劃된 任務에는 베스타 軌道 進入도 包含되었다. 그러나 NASA는 小行星 探査 計劃에는 關心이 없다는 立場을 表明했다. 그 代身, ESA는 이온 엔진을 裝着하는 探査船을 硏究했다. 小行星帶가 目標가 되는 다른 計劃은 1980年代, 프랑스, 獨逸, 이탈리아, 蘇聯 그리고 美國에서 하고자 하는 움직임이 있었지만 承認되지는 않았다. ^[36]

1990年代 初盤, NASA는 디스커버리 計劃 을 實行했다. 1996年, 이 計劃의 硏究팀은 이온 엔진 探査船을 利用한 小行星帶 探査에 對한 優先權을 얻었다. 資金에 對한 問題가 數 年間 남았지만, 2004年 돈 探査船 을 통하여 그 問題에서 벗어났다. ^[37]

NASA의 돈 探査船은 最初의 베스타 探査船이다. 이 探査船은 2011年 7月에서 2012年 7月까지, 1年間 軌道 周圍를 旋回할 것으로 보인다. ^[38] 이것은 베스타 南半球가 여름일 때 일어날 것이며, 때문에 南極 附近의 큰 크레이터는 太陽光을 받을 것이다. ^[39] 베스타 探査 以後에는 目標를 세레스 로 變更하지만, 小行星帶에서는 燃料價 枯渴될 때까지 繼續 探査를 進行할 것이다. 돈은 天體의 軌道에 進入하고 또 脫出할 수 있는 最初의 探査船으로, 이는 이온 엔진을 使用한 德分이다. ^[40] 一旦 돈 探査船이 베스타에 到着하면, 重力에 根據하여 베스타의 正確한 質量을 計算할 수 있을 것이다. 이것은 科學者들이 小行星의 質量의 推算하는 데 도움을 줄 것이다. ^[40]

可視性(可視性) [ 編輯 ]

그 크기와 類달리 밝은 表面 때문에 小行星 中에서 가장 밝은 축에 屬하는 베스타이기 때문에, 때때로 肉眼으로도 觀測할 수 있다. (하늘은 어둡고 光公害 가 없다는 前提 下) 2007年 5月과 7月, 베스타의 겉보기 等級 은 +5.4 等級에 이르렀으며 이는 1989年 以來로 最低 等級이였다. ^[41] 그 當時, 衝 과 近日點 間의 位置가 겨우 몇 週 差異 밖에 나지 않았다. 이 때 뱀主人자리 와 全蠍자리 近處에서 볼 수 있었다. ^[42]

太陽에 對하여 合 에 位置에 있을 때, 베스타는 +8.5等級으로, 이는 衝 附近에서의 二刻 보다 작더라도 光公害가 없는 하늘에서 雙眼鏡 을 利用하여 觀測할 수 있는 等級이다. ^[43]

寫眞資料 [ 編輯 ]

베스타에 接近하여 觀察한 돈 探査船이 撮影한 寫眞들

• 
  베스타에서 100,000 km
  (2011-7-1)
• 
  베스타에서 41,000 km
  (2011-7-9)
• 
  軌道 16,000 km
  (2011-7-17)
• 
  軌道 10,500 km
  (2011-7-18)
• 
  北半球 5,200 km
  (2011-7-23)
• 
  軌道 5,200 km
  (2011-7-24)
• 
  軌道 3,700 km
  (2011-7-31)
• 
  自轉
  (2011-8-1)
• 
  언덕과 山등성이 地形
  (2011-8-6)
• 
  빽빽하게 들어찬 噴火口 地形
  (2011-8-6)
• 
  다양하게 나타나는 크리에터
  (2011-8-6)

2010?2011 [ 編輯 ]

2010年 2月 17日~18日, 베스타는 獅子자리 에 位置했을 때 忠이었는데, 이 때는 +6.1等級이였다. ^[44] 이 때는 肉眼으로는 볼 수 없었고 雙眼鏡 以上의 裝備를 使用해야 觀測할 수 있었다. 그러나, 하늘이 完全하게 어두운 條件 下에서 熟鍊된 觀測者는 肉眼으로 觀測할 수도 있다. 베스타는 2011年 8月 5日 다시 忠의 位置에 오며, 이 때는 염소자리 附近에 位置할 것이다. 이 때의 等級은 +5.6等級 程度로 豫想된다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 3103 에거
• 4055 마젤란
• 3908 닉스
• 3551 베레니아
• V型 小行星
• HED 운성
• 디오게나이트
• 유크라이트
• 下워多이트
• 宇宙船이 訪問한 小行星體와 彗星 目錄

參照 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

參考 文獻 [ 編輯 ]

• Yeomans, Donald K. “Horizons system” . NASA JPL . 2007年 3月 20日에 確認함 .   ? Horizons can be used to obtain a current ephemeris
• Keil, K.; Geological History of Asteroid 4 Vesta: The Smallest Terrestrial Planet in Asteroids III , William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, and Richard P. Binzel, (Editors), University of Arizona Press (2002), ISBN   0-8165-2281-2

外部 링크 [ 編輯 ]

• 돈 探査船이 旋回하게 될 2011年 7月 京義 베스타 軌道 周邊
• 自轉하는 베스타의 僞色 映像
• 베스타에 對한 情報
• HubbleSite : 허블 望遠鏡으로 찍은 베스타의 地圖
• 브리타니카 百科事典
• HubbleSite : 허블 望遠鏡이 베스타 表面의 큰 크레이터를 糾明
• HubbleSite : 1994年 11月, 허블 望遠鏡으로 찍은 寫眞으로 構成된 짧은 映像
• 켁 天文臺 : 베스타를 適應 光學으로 觀測
• 分化된 內部 構造
• 軌道 시뮬레이션 / Horizons Ephemeris
• 베스타의 이미지
• Hubble views of Vesta on the Planetary Society Weblog Archived 2012年 3月 29日 - 웨이백 머신 (includes animation)
• Farinella, Paolo (2005). “Houston: Focus on Vesta and the HEDs” . Arkansas Center for Space & Planetary Sciences. 2008年 7月 5日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 10月 25日에 確認함 .