24 테미스
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1. 개요
24 테미스는 1853년 아니발레 데 가스파리스가 발견하고 안젤로 세키가 이름을 붙인 소행성이다. 그리스 신화의 법과 정의의 여신 테미스의 이름을 따서 명명되었으며, 테미스 궤도의 중력 섭동은 목성의 질량 계산에 사용되기도 했다. 2009년 NASA의 적외선 망원경으로 표면의 물 얼음과 유기 화합물이 발견되었다. 테미스는 타원 궤도로 태양을 공전하며, 테미스족 소행성의 핵을 구성한다. 24 테미스 표면의 물 얼음은 지하 저장고나 태양풍에 의해 생성되었을 가능성이 있으며, 톨린 형태의 유기 화합물도 발견되었다.
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| 24 테미스 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 명명 정보 | 테미스 |
| 형용사 | 테미스적인 |
| 소행성 분류 | 주 소행성대 (테미스족) |
| 발견 | |
| 발견자 | 안니발레 데 가스파리스 |
| 발견일 | 1853년 4월 5일 |
| 임시 명칭 | 1947 BA; 1955 OH |
| 궤도 특성 | |
| 궤도 기준점 | 2010년 7월 23일 (JD 2455400.5) |
| 긴반지름 | 468.1 Gm (3.129 AU) |
| 근일점 거리 | 406.8 Gm (2.719 AU) |
| 원일점 거리 | 529.4 Gm (3.539 AU) |
| 궤도 이심률 | 0.1310 |
| 공전 주기 | 2021일 (5.54 년) |
| 궤도 경사 | 0.7595° |
| 승교점 경도 | 35.99° |
| 근일점 편각 | 107.7° |
| 평균 궤도 이각 | 146.6° |
| 물리적 특성 | |
| 평균 지름 | 208±3 km |
| 편평도 | 0.24 |
| 질량 | 6.2±2.9 × 10^18 kg |
| 밀도 | 1.31±0.62 g/cm3 |
| 표면 중력 | 0.15(+0.08/-0.07) m/s2 |
| 탈출 속도 | 87(+15/-20) m/s |
| 자전 주기 | 0.34892일 (8시간 23분) |
| 분광형 | C/B (B-V=0.68) |
| 절대 등급 | 7.25 |
| 알베도 | 0.060 (계산값) |
2. 발견
1853년 4월 5일 이탈리아의 천문학자 아니발레 데 가스파리스가 나폴리에서 발견했으며, 이탈리아의 천문학자 안젤로 세키가 이름을 지었다. 소행성의 이름은 그리스 신화에 나오는 법과 정의의 여신 테미스의 이름을 따서 명명되었다.[8] 테미스의 궤도에서 발생하는 중력 섭동은 1875년 이전에 목성의 질량을 계산하는 데 사용되었다.[9]
24 테미스는 태양 주위를 타원 궤도로 공전하며, 궤도 이심률은 0.1306, 궤도 경사는 0.76°이다.[11] 공전 주기는 5.54년이다. 테미스와 태양 사이의 거리는 근일점에서 2.71 AU, 원일점에서 3.55 AU 사이이며,[12] 평균 거리는 3.1302 AU이다.[11]
1975년 12월 24일, 24 테미스는 2296 쿠굴티노프와 근접 조우를 하였으며 최소 거리는 0.016AU였다. 테미스의 중력에 의한 쿠굴티노프 궤도의 섭동을 분석하여 테미스의 질량은 대략 2.89×10^-11 태양 질량 (9.62×10^-6 지구 질량)으로 결정되었다.[10]
2009년 10월 7일 NASA의 적외선 망원경으로 소행성의 표면을 뒤덮는 물 얼음의 존재가 발견되었으며, 유기화합물도 검출되었다.[20]
3. 궤도 및 물리적 특성
3. 1. 테미스족
24 테미스는 테미스족 소행성의 일원으로, 소행성대 바깥쪽에 위치한다. 테미스족은 작은 천체들의 구름에 둘러싸인 큰 천체들의 핵으로 구성되어 있으며, 24 테미스는 이 핵의 구성원이다.[12]
4. 표면 구성 물질
2009년 10월 7일 NASA의 적외선 망원경은 24 테미스 표면에서 물 얼음과 유기화합물을 검출했다.[20] 톨린 형태로도 발견된 유기 화합물은[15][16] 태양계 외곽에서 발견되는 고분자량 유기물이다. 테미스의 스펙트럼에서는 얼음 톨린, 아스팔타이트, 탄소질 운석 물질, 다환 방향족 탄화수소가 발견되었다.[16][17]
4. 1. 물 얼음
2009년 10월 7일 미국 항공 우주국(NASA)의 적외선 망원경으로 24 테미스 표면을 뒤덮는 물 얼음이 발견되었으며, 유기화합물도 검출되었다.[20]4. 1. 1. 물의 기원 가설
미국 항공 우주국(NASA)의 적외선 망원경 시설을 사용하여 2009년 10월 7일에 이 소행성 표면에서 물 얼음의 존재가 확인되었다.[13][14] 소행성 표면은 얼음으로 완전히 덮여 있는 것으로 보인다. 이 얼음층은 승화되면서, 표면 아래의 얼음 저장고에 의해 보충될 수 있다.[15][16]과학자들은 달을 생성한 충돌 이후에 소행성 충돌에 의해 지구에 처음으로 물이 운반되었을 것이라고 가설을 세웠다. 24 테미스에서의 얼음 존재는 이 이론을 뒷받침한다.[15]
24 테미스에서 물 얼음의 존재를 설명하는 또 다른 메커니즘은 태양풍에 의한 달 표면의 물 형성과 유사하다. 미량의 물은 소행성 표면에 존재하는 산화물 광물에 충돌하는 고에너지 태양 양성자에 의해 지속적으로 생성될 것이다. 양성자()가 산화물 표면에 존재하는 산소 원자(S=O)와 충돌하여 형성된 수산기 표면 그룹(S–OH)은 산화물 광물 표면에 흡착된 물 분자()로 추가로 변환될 수 있다. 산화물 표면에서 추정되는 화학적 재배열은 다음과 같이 도식적으로 표현될 수 있다.
:2 S-OH → S=O + S +
또는,
:2 S-OH → S–O–S +
여기서 S는 산화물 표면을 나타낸다.[14]
4. 1. 2. 태양풍과 물 생성
2009년 10월 7일, 미국 항공 우주국(NASA)의 적외선 망원경 시설을 사용하여 이 소행성 표면에서 물 얼음의 존재가 확인되었다.[13][14] 소행성 표면은 얼음으로 완전히 덮여 있는 것으로 보인다. 이 얼음층은 승화되면서, 표면 아래의 얼음 저장고에 의해 보충될 수 있다.[15][16]과학자들은 달을 생성한 충돌 이후에 소행성 충돌에 의해 지구에 처음으로 물이 운반되었을 것이라고 가설을 세웠다. 24 테미스에서의 얼음 존재는 이 이론을 뒷받침한다.[15] 태양과의 근접성 (~3.2 AU) 때문에 24 테미스 표면의 광범위한 얼음은 다소 예상 밖의 현상이다. 표면 얼음은 지하 물 저장고 또는 충돌 정원—달이 표면 물질을 1 m/Gyr의 속도로 뒤집는 달 현상—에 의해 보충될 수 있다.[15]
24 테미스에서 물 얼음의 존재를 설명하는 또 다른 메커니즘은 태양풍에 의한 달 표면의 물 형성과 유사하다. 미량의 물은 소행성 표면에 존재하는 산화물 광물에 충돌하는 고에너지 태양 양성자에 의해 지속적으로 생성될 것이다. 양성자()가 산화물 표면에 존재하는 산소 원자(S=O)와 충돌하여 형성된 수산기 표면 그룹(S–OH)은 산화물 광물 표면에 흡착된 물 분자()로 추가로 변환될 수 있다. 산화물 표면에서 추정되는 화학적 재배열은 다음과 같이 도식적으로 표현될 수 있다.
:2 S-OH → S=O + S +
또는,
:2 S-OH → S–O–S +
여기서 S는 산화물 표면을 나타낸다.[14]
4. 2. 유기 화합물
2009년 10월 7일 NASA의 적외선 망원경은 소행성 표면을 뒤덮는 물 얼음의 존재와 유기화합물을 검출했다.[20] 유기 화합물은 톨린 형태로도 발견되었는데,[15][16] 이는 태양계 외곽에서 발견되는 고분자량 유기물로, 광학 스펙트럼에서 갈색 또는 붉은색을 띤다. 테미스의 스펙트럼에서 발견된 화합물에는 얼음 톨린(얼음과 에탄 혼합물의 잔류물), 아스팔타이트, 탄소질 운석 물질, 다환 방향족 탄화수소가 포함된다.[16][17]참조
[1]
서적
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1884
[2]
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2008
[3]
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[5]
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http://www.sciencene[...]
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2009-10-08
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