Pallas
Pallas to duża planetoida poruszająca się w pasie planetoid w Układzie Słonecznym. Jest to druga odkryta planetoida (po Ceres), a także druga pod względem objętości i trzecia pod względem masy w głównym pasie planetoid. Szacuje się, że jej masa stanowi 7% całkowitej masy pasa planetoid. Jej masa jest o 10–30% mniejsza niż masa Westy, a średnica wynosi około 513 km, co czyni ją nieznacznie mniejszą od Westy. Uważa się, że Pallas jest protoplanetą, która pozostała z okresu formowania się Układu Słonecznego.
Planetoida została odkryta 28 marca 1802 roku przez astronom Heinricha Wilhelma Olbersa i początkowo została zaklasyfikowana jako planeta, podobnie jak inne planetoidy na początku XIX wieku. W miarę odkrywania kolejnych planetoid po 1845 roku, nastąpiło ich przeklasyfikowanie.
Powierzchnia Pallas wydaje się składać z krzemianów; cechy spektralne oraz szacowana gęstość są podobne do meteorytów z grupy chondrytów węglistych. Inklinacja orbity wynosząca 34,9° w stosunku do płaszczyzny pasa planetoid jest wyjątkowo wysoka, a mimośród orbity jest prawie tak duży jak w przypadku Plutona, co utrudnia wysłanie sond kosmicznych do Pallas.
Nazwa
Nazwa Pallas pochodzi od przydomka greckiej bogini Ateny. Zgodnie z jednym z mitów, Atena zabiła swoją przyjaciółkę Pallas, a następnie przyjęła jej imię jako wyraz żalu (w mitologii greckiej istnieje kilka męskich postaci o tym imieniu, ale pierwsze planetoidy były zawsze nazywane imionami żeńskimi). Ponieważ Pallas jest imieniem greckim, planetoida nosi tę samą nazwę w języku greckim, w przeciwieństwie do Ceres, Juno i Westy. W niemal wszystkich językach używa się nazwy „Pallas” lub jej wariantów, takich jak: włoskie 'Pallade’, rosyjskie 'Pałłada’, hiszpańskie 'Palas’, arabski 'Bālās’. Jedyne odstępstwo stanowi język chiński, gdzie Pallas nazywana jest „gwiazdą bogini mądrości” (智神星 zhìshénxīng). Z kolei bogini Pallas w języku chińskim nosi oryginalne imię w formie dostosowanej do języka: (帕拉斯 pàlāsī).
Jedna z grup meteorytów żelazno-kamiennych nosi nazwę pallasytów, jednak nie pochodzi ona od planetoidy Pallas, lecz od niemieckiego przyrodnika Petera Simona Pallasa. Natomiast pierwiastek chemiczny pallad został nazwany na cześć tej planetoidy, która została odkryta tuż przed nim.
Jak w przypadku innych planetoid, symbolem astronomicznym dla Pallas jest zakreślony kołem numer odkrycia: ②. Ma ona również starszy, bardziej charakterystyczny symbol przedstawiający włócznię Pallas Ateny: ⚴ (lub ).
Historia obserwacji
W 1801 roku astronom Giuseppe Piazzi odkrył obiekt, który początkowo uznał za kometę. Szybko jednak ogłosił swoje obserwacje, wskazując, że powolny, jednostajny ruch jest nietypowy dla komety, co sugeruje, że jest to inny typ obiektu. Obiekt ten zaginął na kilka miesięcy, ale jeszcze w tym samym roku został odnaleziony przez barona von Zacha i Heinricha Olbersa, po tym, jak Carl Friedrich Gauss obliczył wstępną orbitę dla tego ciała. Obiekt ten został nazwany Ceres i był pierwszą odkrytą planetoidą.
Kilka miesięcy później, podczas kolejnej próby obserwacji Ceres, Olbers zauważył inny ruchomy obiekt w pobliżu. Była to planetoida Pallas, która przypadkowo przechodziła obok Ceres w tym czasie. Odkrycie to wzbudziło zainteresowanie społeczności astronomicznej. Astronomowie spekulowali (opierając się na przewidywaniach Keplera oraz późniejszej regule Titiusa-Bodego), że pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza powinna krążyć jeszcze jedna planeta, a niespodziewanie znaleziono drugie takie ciało. Kiedy odkryto Pallas, niektóre oszacowania jej wielkości sięgały 3380 km średnicy. Jeszcze w 1979 roku jej średnicę oszacowano na 673 km (26% większą niż obecnie uznana).
Orbita Pallas została ustalona przez Gaussa, który odkrył, że jej okres orbitalny wynoszący 4,6 roku jest zbliżony do okresu orbitalnego Ceres. Pallas ma relatywnie duże nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki. Przy obserwacji z Ziemi jej rozmiar kątowy zmienia się od 0,171″ do 0,629″.
W 1917 roku japoński astronom Kiyotsugu Hirayama rozpoczął badania nad ruchem planetoid. Na wykresach ruchu orbitalnego, średniego nachylenia i mimośrodu zbioru planetoid odkrył kilka odrębnych grup. W późniejszym artykule opisał grupę trzech planetoid związanych z Pallas, która została nazwana rodziną planetoidy Pallas od największego członka grupy. Do 1994 roku zidentyfikowano ponad 10 członków tej rodziny; mają one półosie wielkie między 2,50 a 2,82 j.a. oraz inklinacje wynoszące 33–38°. Ugrupowanie to łączą nie tylko parametry orbit, ale także wspólne pochodzenie (mniejsze planetoidy to prawdopodobnie fragmenty Pallas wybite przez uderzenia), co zostało potwierdzone w 2002 roku przez porównanie ich widm.
Okultacje gwiazd przez Pallas były obserwowane kilka razy, w tym 29 maja 1983 roku, kiedy precyzyjne pomiary czasu okultacji przeprowadzili 140 obserwatorzy. Umożliwiło to uzyskanie pierwszego dokładnego pomiaru jej średnicy.
Podczas okultacji z 29 maja 1979 roku zgłoszono odkrycie małego księżyca planetoidy o średnicy około 1 km, jednak nie udało się tego potwierdzić. W 1980 roku podczas obserwacji z użyciem interferometrii plamkowej zgłoszono odkrycie znacznie większego satelity o średnicy 175 km, ale jego istnienie później także zostało zanegowane.
Sygnały radiowe od sztucznych satelitów krążących wokół Marsa oraz lądowników na jego powierzchni zostały wykorzystane do oszacowania masy Pallas, dzięki drobnym perturbacjom ruchu planety wywołanym przez tę planetoidę.
Zespół misji Dawn w wrześniu 2007 roku uzyskał czas obserwacji przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w celu obserwacji Pallas podczas rzadkiego zbliżenia, które zdarza się raz na dwadzieścia lat, w celu zebrania danych potrzebnych do porównania jej z Ceres i Westą.
Charakterystyka fizyczna
Zarówno Westa, jak i Pallas są często uznawane za drugą co do wielkości planetoidę w pasie głównym. Pallas jest nieco większa od Westy, ale ma mniejszą masę, wynoszącą jedynie 22% masy Ceres i 0,3% masy Księżyca.
Pallas znajduje się dalej od Ziemi i ma znacznie mniejsze albedo niż Westa, przez co widziana z Ziemi jest słabszym obiektem. Dużo mniejsza Iris, obserwowana w opozycji, jest zazwyczaj nieznacznie jaśniejsza od Pallas. Średnia obserwowana wielkość gwiazdowa Pallas w opozycji wynosi 8,0m, co umożliwia jej obserwację za pomocą lornetki 10×50, jednak w przeciwieństwie do Ceres i Westy, jej obserwacje wymagają większej mocy optycznej przy małej elongacji, gdy wielkość gwiazdowa osiąga 10,6m. Podczas rzadkich opozycji w peryhelium Pallas może osiągnąć wielkość +6,4m, co jest na skraju widoczności gołym okiem.
Na podstawie obserwacji spektroskopowych sądzi się, że głównym składnikiem powierzchni Pallas są krzemiany o niskiej zawartości żelaza i wody. Do takich minerałów należą oliwiny i pirokseny, które występują w chondrach grupy CM. Skład powierzchni Pallas jest bardzo podobny do chondrytów węglistych grupy CR, które są jeszcze uboższe w uwodnione minerały niż typ CM. Meteoryt Renazzo, od którego pochodzi oznaczenie grupy, spadł we Włoszech w 1824 roku i jest jednym z najbardziej pierwotnych znanych meteorytów.
Bardzo niewiele wiadomo o ukształtowaniu powierzchni Pallas. Zdjęcia wykonane przez Teleskop Hubble’a w 2007 roku ukazują różnice jasności powierzchni (rozmiar piksela wynosi około 70 km), ale niskie albedo Pallas sprawia, że struktury powierzchniowe są na granicy wykrywalności. Krzywe blasku w świetle widzialnym i podczerwonym wykazują niewielką zmienność, ale znaczące różnice są widoczne w ultrafiolecie, co sugeruje istnienie obszaru wyróżniającego się powierzchnią lub składem mineralnym w pobliżu 75° długości zachodniej. Rotacja wydaje się być prosta (zgodna z kierunkiem obiegu Słońca).
Uważa się, że materia Pallas przynajmniej w pewnym stopniu uległa przekształceniu pod wpływem temperatury oraz częściowej dyferencjacji, co sugeruje, że jest to protoplaneta. W czasie formowania się planet w Układzie Słonecznym obiekty rosły poprzez akrecję do wielkości Pallas. Wiele z tych ciał później połączyło się w większe obiekty, które stały się planetami, podczas gdy inne zostały zniszczone w kolizjach z innymi protoplanetami. Pallas i Westa są prawdopodobnie pozostałościami z tego wczesnego etapu powstawania planet.
Pallas była jedną z kandydatek do miana planety we wczesnym projekcie definicji planety sformułowanym przez Międzynarodową Unię Astronomiczną w 2006 roku, ale ostatecznie nie zakwalifikowała się, ponieważ nie „wyczyściła” otoczenia swojej orbity z mniejszych ciał.
Możliwe, że Pallas zostanie sklasyfikowana jako planeta karłowata, jeśli okaże się, że jest w równowadze hydrostatycznej.
Orbita i obrót
Parametry dynamiczne Pallas są niezwykłe dla tak dużego ciała. Jej orbita jest silnie nachylona (34,92° do ekliptyki, 34,21° do płaszczyzny niezmiennej Laplace’a) i nieco ekscentryczna. Odróżnia ją to od ciał krążących w centralnej części pasa planetoid, w tej samej średniej odległości od Słońca. Ponadto nachylenie jej osi jest bardzo wysokie, wynoszące 78 ± 13° lub 65 ± 12° (w oparciu o niejednoznaczną analizę krzywej blasku). Biegun obrotu wskazuje kierunek o współrzędnych ekliptycznych (β, λ) = (−12°, 35°) lub (43°, 193°) z niepewnością 10°.
Obserwacje Teleskopu Hubble’a z 2007 roku oraz obserwacje teleskopów Kecka z lat 2003–2005 sugerują, że poprawne jest pierwsze rozwiązanie. Oznacza to, że w czasie lata i zimy (na obu półkulach Pallas) duża część jej powierzchni jest stale oświetlona lub pozostaje w ciemności przez czas rzędu roku ziemskiego.
Współmierności ruchów
Pallas wykazuje współmierność okresu obiegu z Ceres, chociaż nie jest to rzeczywisty rezonans orbitalny. Jest również blisko rezonansów 18:7 (okres 6500 lat) oraz w przybliżeniu 5:2 (okres 83 lat) z Jowiszem.
Tranzyty planet z Pallas
Z Pallas czasami widoczne są tranzyty Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa przed tarczą Słońca. Ostatnie tranzyty Ziemi z Pallas miały miejsce w latach 1968 i 1998, a kolejny tranzyt nastąpi w 2224 roku. Merkury przeszedł przed tarczą Słońca w październiku 2009 roku. Ostatni tranzyt Wenus miał miejsce w 1677 roku, a Marsa w 1597 roku; następny tranzyt Wenus nastąpi w 2123, a Marsa w 2759 roku.
Badania
Pallas nie była dotychczas bezpośrednio badana przez sondę kosmiczną. W drugiej dekadzie XXI wieku istniała możliwość, że sonda Dawn po zakończeniu badań Westy i Ceres może dokonać krótkiego przelotu w pobliżu Pallas, podczas jej przejścia przez płaszczyznę ekliptyki w grudniu 2018 roku, o ile wystarczy jej paliwa. W trakcie misji wystąpiły jednak problemy z kołem reakcyjnym, które uniemożliwiły realizację tego planu. Z powodu dużego nachylenia orbity Pallas, sonda taka jak Dawn nie mogłaby znaleźć się na zbliżonej orbicie; badania Pallas wymagałyby innego zaprojektowania misji.
Zobacz też
Uwagi
Przypisy
Bibliografia
Pallas w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.)
Pallas w bazie Minor Planet Center (ang.)
Linki zewnętrzne
Diagram orbity Pallas w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.)
Jonathan Amos: Pallas is ‘Peter Pan’ space rock. BBC, 2009-10-11. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-01-06)].
Tony Dunn: Ceres, Pallas Vesta and Hygeia. GravitySimulator.com, 2006. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-30)].
Tedesco, Edward F.; Noah, Paul V.; Noah, Meg; Price, Stephan D. The Supplemental IRAS Minor Planet Survey. „The Astronomical Journal”. 123 (2), s. 1056–1085, 2002. DOI: 10.1086/338320. Bibcode: 2002AJ….123.1056T.
Donald K. Yeomans: Horizons system. NASA/JPL. [dostęp 2014-08-19]. – aktualne efemerydy można uzyskać z systemu Horizons.
