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3 유노

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3 유노 ⚵
각각 다른 4개의 파장 영역에서 본 유노.
各各 다른 4個의 波長 領域에서 본 유노.
發見
發見者 카를 하딩
發見일 1804年 9月 1日
名稱
臨時 이름 없음
軌道 性質
軌道 긴半지름 (a) 2.668
近日點 (q) 1.979
遠日點 (Q) 3.358
公轉 週期 (P) 4.36
平均 公轉 速度 17.93
軌道 警査 (i) 12.971
昇交點 京都 (Ω) 170.125
近日點 偏角 (ω) 247.839
物理的 性質
分光型 S
지름 (320×267×200)±6 km
平均 密度 2.98±0.55 g/cm3
質量 2.67×10 19
脫出 速度 0.18 km/s
反射率 0.238
自轉 週期 7.21時間
角지름 0.30"~0.07"
平均 溫度 ~163 (最大: 301 K)
처음 發見된 10個의 小行星과 달의 크기 比較. 유노는 왼쪽에서 세 番째에 位置해있다.
3유노의 軌道

유노 (Juno)는 세 番째로 發見된 小行星 으로, 小行星帶 全體 質量의 1%假量 차지한다. [1] 유노는 1804年 9月 1日 獨逸의 天文學者 카를 루트비히 하딩 이 發見했다. 이름은 로마 神話 의 最高 女神, 유노 에서 따왔다. 發音에 따라 때때로 주노 라 쓰는 境遇도 있다.

特徵 [ 編輯 ]

유노는 小行星 中에서는 큰 便에 屬하며, 小行星帶 全體 質量의 1%假量 차지한다. [2] 巖石質 S型 小行星 中에서는 15 에右노미아 다음으로 크다. [3] 그러나, 큰 便에 屬하더라도 세레스 質量의 3% 밖에 되지 않는다. [3]

S型 小行星 中에서, 유노는 유별나게 反射率 이 크다. 이 事實은 小行星帶 안쪽 가장자리 附近의 작은 天體들을 봤을 때, 相對的으로 겉보기 等級 이 작다는 것을 意味한다. 衝 位置 中에서도 最適의 자리에 있을 때는 +7.5等級에 이르지만, 普通 衝 位置에 있을 때는 +8.7等級 程度가 大部分이다. [4] 이 때, 보기 爲해서는 雙眼鏡 이 必要하며, 二刻 이 더 작을 때는, 76 mm 以上의 望遠鏡 이 必要하다. [5] 한便 유노는 유노 族 小行星의 株 天體이다.

처음에 유노는 세레스 , 2 팔라스 , 4 베스타 와 함께 行星으로 看做되었다. [6] 1811年, 요한 히에로니무스 슈뢰터 는 유노의 지름을 2,290 km 로 잘못 計算했다. [6] 後에 다른 여러 小行星이 發見되자 네 個의 小行星은 再分類되었으며, 유노는 작은 크기와 不規則한 模樣으로 因해 矮行星 候補에도 除外되었다.

유노의 軌道는 세레스나 팔라스에 比해 太陽 과 가깝다. 軌道 傾斜角 은 約 12°, 이심율 은 冥王星 보다 훨씬 크다. 이런 높은 이심율 때문에 近日點 에서는 위의 두 小行星보다 太陽에 훨씬 가깝지만, 遠日點 에서는 훨씬 멀다. 유노의 이심율은 1854年, 33 폴리힘니아 가 發見되기 前까지는 가장 이심율이 큰 小行星이었다. 한便, 지름 200 km 以上인 小行星 中에서는 324 밤베르가 가 더 이심율이 크다. [7]

유노는 巡行 自轉 하며, 自轉軸 은 50° 程度 기울어져있다. [8] 最大 表面 溫度는 2001年 10月 2日에 測定했을 때, 293  K 였다. 太陽과의 距離까지 考慮했을 때, 近日點에서의 最大 溫度는 301 K로 計算되었다. [9]

유노의 表面을 分光學的으로 硏究한 結果, 콘드라이트 의 根源임이 밝혀졌다. [10] 赤外線 寫眞으로는 表面에 約 100 km 너비의 噴火口 地形이 存在하는 것으로 밝혀졌다. [11] [12]

觀測 [ 編輯 ]

유노는 掩蔽 現象이 觀測된 最初의 小行星이다. 1958年 2月 19日, 한 어두운 별 (SAO 112328)의 前面을 지나갔다. 以後로도, 유노의 여러 掩蔽 現象이 觀測되었다. 가장 "收穫이 많았던" 事件은 1979年 12月 11日에 일어난 掩蔽 現象으로 18名의 觀測者가 記錄했다. [13]

華城 軌道 周圍의 宇宙船의 電波를 利用하여 火星 의 運動으로 인하여 發生하는 攝動 現象으로부터 유노의 質量을 推定했다. [14] 유노의 軌道는 1839年 무렵에 若干 變한 것으로 보인다. 이는 周圍를 지나가는 小行星의 攝動에 原因이 있는 것으로 推定되지만, 具體的으로 어떤 小行星인지는 判明나지 않았다. 可能性이 적지만 다른 要因으로는 相當한 크기의 어떤 天體와 衝突에 原因이 있을 것이라는 主張이 있다. [15]

1996年. 윌슨 山 天文臺 의 후커 望遠鏡 을 利用하여 可視光線 과 近赤外線 波長 領域에서 유노를 撮影했다. 그 寫眞을 통하여서 自轉 週期와 形態, 어두운 알베도 地形 等의 情報를 얻었다. [12]

애니메이션

背景별에 對해 움직이는 유노.
별 視野

2009年, 衝에서의 유노.

各州 [ 編輯 ]

  1. ↑ Pitjeva, E. V. (2005). “High-Precision Ephemerides of Planets?EPM and Determination of Some Astronomical Constants” (PDF) . 《Solar System Research》 39 (3): 176. Bibcode : 2005SoSyR..39..176P . doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 . 2012年 9月 7日에 原本 文書 ( PDF ) 에서 保存된 文書 . 2011年 4月 30日에 確認함 .  
  2. ↑ Pitjeva, E. V.; Precise determination of the motion of planets and some astronomical constants from modern observations , in Kurtz, D. W. (Ed.), Proceedings of IAU Colloquium No. 196: Transits of Venus: New Views of the Solar System and Galaxy , 2004
  3. ↑ 가 나 Jim Baer (2008). “Recent Asteroid Mass Determinations” . Personal Website. 2013年 7月 8日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 12月 3日에 確認함 .  
  4. ↑ Odeh, Moh'd. “The Brightest Asteroids” . The Jordanian Astronomical Society. 2007年 8月 13日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 5月 21日에 確認함 .  
  5. ↑ “What Can I See Through My Scope?” . Ballauer Observatory. 2004. 2013年 6月 22日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 7月 20日에 確認함 .  
  6. ↑ 가 나 Hilton, James L (2007年 11月 16日). “When did asteroids become minor planets?” . 《U.S. Naval Observatory》. 2008年 3月 24日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 6月 22日에 確認함 .  
  7. ↑ “MBA Eccentricity Screen Capture” . JPL Small-Body Database Search Engine . 2012年 5月 24日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 11月 1日에 確認함 .   |publisher= 에 外部 링크가 있음 ( 도움말 )
  8. ↑ 北極點은 黃道座標界 에서 10°의 誤差로 (β, λ) = (27°, 103°)를 向해 있다. Kaasalainen, M.; Torppa, J.; Piironen, J. (2002). “Models of Twenty Asteroids from Photometric Data” (PDF) . 《Icarus》 159 (2): 369?395. Bibcode : 2002Icar..159..369K . doi : 10.1006/icar.2002.6907 . 2011年 6月 29日에 原本 文書 ( PDF ) 에서 保存된 文書 . 2011年 4月 30日에 確認함 .  
  9. ↑ Lim, Lucy F.; McConnochie, Timothy H.; Bell, James F.; Hayward, Thomas L. (2005). “Thermal infrared (8-13 μm) spectra of 29 asteroids: the Cornell Mid-Infrared Asteroid Spectroscopy (MIDAS) Survey”. 《Icarus》 173 (2): 385?408. Bibcode : 2005Icar..173..385L . doi : 10.1016/j.icarus.2004.08.005 .  
  10. ↑ Gaffey, Michael J.; Burbine, Thomas H.; Piatek, Jennifer L.; Reed, Kevin L.; Chaky, Damon A.; Bell, Jeffrey F.; Brown, R. H. (1993). “Mineralogical variations within the S-type asteroid class”. 《Icarus》 106 (2): 573. Bibcode : 1993Icar..106..573G . doi : 10.1006/icar.1993.1194 .  
  11. ↑ “Asteroid Juno Has A Bite Out Of It” . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2003年 8月 6日. 2007年 2月 8日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 2月 18日에 確認함 .  
  12. ↑ 가 나 Baliunas, Sallie; Donahue, Robert; Rampino, Michael R.; Gaffey, Michael J.; Shelton, J. Christopher; Mohanty, Subhanjoy (2003). “Multispectral analysis of asteroid 3 Juno taken with the 100-inch telescope at Mount Wilson Observatory” (PDF) . 《Icarus》 163 (1): 135?141. Bibcode : 2003Icar..163..135B . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00049-6 . 2011年 10月 20日에 原本 文書 ( PDF ) 에서 保存된 文書 . 2011年 9月 30日에 確認함 .  
  13. ↑ Millis, R. L.; Wasserman, L. H.; Bowell, E.; Franz, O. G.; White, N. M.; Lockwood, G. W.; Nye, R.; Bertram, R.; Klemola, A.; Dunham, E.; Morrison, D. (1981年 2月). “The diameter of Juno from its occultation of AG+0°1022”. 《Astronomical Journal》 86 : 306?313. Bibcode : 1981AJ.....86..306M . doi : 10.1086/112889 .  
  14. ↑ Pitjeva, E. V. (2004). 《Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers》 . 2014쪽.  
  15. ↑ Hilton, James L. (1999年 2月). “US Naval Observatory Ephemerides of the Largest Asteroids” . 《Astronomical Journal》 117 (2): 1077?1086. Bibcode : 1999AJ....117.1077H . doi : 10.1086/300728 . 2011年 7月 23日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2011年 4月 30日에 確認함 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

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