4 베스타

1. 개요

4 베스타는 화성과 목성 사이의 소행성대에 위치한 소행성으로, 1807년 하인리히 올베르스에 의해 발견되었다. 로마 신화의 가정과 화로의 여신 베스타의 이름을 따 명명되었으며, 소행대에서 두 번째로 무거운 천체이다. 베스타는 금속 핵, 암석 맨틀, 지각으로 분화된 내부 구조를 가지며, 남극에 거대한 분화구 레아실비아가 존재한다. NASA의 돈 탐사선이 2011년부터 2012년까지 베스타 궤도를 돌며 상세한 표면 지형과 지질 정보를 제공했다.

2. 발견

하인리히 올베르스는 1802년에 팔라스를 발견했는데, 이는 세레스가 발견된 지 1년 후였다. 그는 이 두 천체가 파괴된 행성의 잔해라고 제안했다. 그는 이 제안과 함께 영국 천문학자 윌리엄 허셜에게 편지를 보내 세레스와 팔라스의 궤도가 교차하는 지점 근처를 탐색하면 더 많은 파편을 발견할 수 있을 것이라고 제안했다. 이러한 궤도 교차점은 고래자리와 처녀자리에 위치해 있었다. 올베르스는 1802년에 탐색을 시작했고, 1807년 3월 29일 처녀자리에서 베스타를 발견했다. 이는 우연의 일치인데, 세레스, 팔라스, 베스타는 더 큰 천체의 파편이 아니기 때문이다. 유노가 1804년에 발견되었기 때문에, 베스타는 현재 소행성대로 알려진 지역에서 확인된 네 번째 천체가 되었다. 이 발견은 3월 31일 독일 천문학자 요한 H. 슈뢰터에게 보낸 편지를 통해 발표되었다. 올베르스는 이미 행성(팔라스; 당시 소행성은 행성으로 간주되었다)을 발견한 공로가 있었기에, 그는 새로운 발견의 명명 영예를 독일 수학자 카를 프리드리히 가우스에게 넘겼다. 가우스는 천문학자들이 최초의 소행성인 세레스의 존재를 확인하도록 궤도 계산을 했고, 새로운 행성의 궤도를 놀랍게도 10시간이라는 짧은 시간에 계산했다. 가우스는 로마의 가정과 화로의 처녀 여신인 베스타를 선택했다.

3. 물리적 특성

베스타는 소행성대에서 두 번째로 무거운 천체이지만, 가장 무거운 세레스 질량의 28%에 불과하다. 내부는 철-니켈 핵, 암석질 맨틀, 지각으로 분화되어 있다.

모양은 중력적으로 늘어진 편구면에 가깝지만, 남극 부근의 큰 충돌구 때문에 왜행성으로 분류되지는 않는다. 국제천문연맹(IAU) 결의안 XXVI 5에 따르면, 베스타는 질량이 미만이므로 자동적으로 왜행성으로 간주되지 않는다. 2012년 돈 우주선의 관측 결과, 베스타는 현재 유체 정역학적 평형 상태가 아닌 것으로 밝혀졌다.

자전 속도는 5.342 시간으로 비교적 빠르며 순행한다. 자전축 기울기는 29°이다.

표면 온도는 태양 위치에 따라 -190°C에서 -20°C까지 변한다. 1996년 5월 6일 근일점 근처에서 측정된 일반적인 낮과 밤의 온도는 각각 -60°C와 -130°C였다.

베스타의 지름에 대한 초기 추정치는 다양하게 나타났다.

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📌 열 고정 해제

연도	추정 지름 (km)	방법
1825년	383 ~ 444
1879년	513±	E.C. 피커링
이후	390 ~ 602	광도 측광법
1989년	498 ~ 548	얼룩 간섭계
1991년	550 × 462	SAO 93228 엄폐 관측 (14개 지점)

돈은 1991년의 측정을 확인했다.

베스타는 질량이 결정된 최초의 소행성이었다.

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📌 열 고정 해제

연도	질량 (태양 질량)	방법
1966년		197 아레테 중력 섭동 관측 (한스 G. 헤르츠)
2001년		17 테티스 섭동
돈

베스타는 평균 직경이 2 팔라스 ()보다 약간 크지만 (), 질량은 약 25% 더 크다. 베스타의 표면적은 파키스탄, 베네수엘라, 탄자니아, 나이지리아의 육지 면적과 거의 같으며, 약 900000km²보다 약간 작다.

4. 궤도

베스타는 화성과 목성 사이의 소행성대 안쪽에서 태양을 공전하며, 공전 주기는 3.6 지구년이다. 궤도는 완만하게 기울어져(i = 7.1°, 수성의 7° 및 명왕성의 17°와 비교) 궤도 이심률이 중간 정도(e = 0.09, 화성과 거의 동일)이다. 특히 2.50 AU의 커크우드 간극 안쪽에 위치한다.

소행성 간의 진정한 궤도 공명은 큰 간격에 비해 질량이 작기 때문에 발생하기 매우 드물다. 그럼에도 불구하고 베스타는 다른 소행성을 임시적인 1:1 공명 궤도 관계(최대 2백만 년 이상)로 포획할 수 있으며, 약 40개의 그러한 천체가 확인되었다. 돈이 베스타 근처에서 감지한 데카미터 크기의 천체는 제대로 된 위성이라기보다는 그러한 준위성일 수 있다.

5. 지질

베스타는 HED 운석을 통해 지질학적 역사와 구조를 연구할 수 있는 소행성이다. 과학자들은 200개 이상의 HED 운석을 통해 베스타를 쉽게 연구할 수 있다. NASA 적외선 망원경 시설(NASA IRTF)에서는 소행성 (237442) 1999 TA₁₀이 베스타의 내부에서 생겼다고 설명했다.

베스타는 금속질 철-니켈 핵과 암석질 감람석 맨틀, 지각으로 구성되어 있는 것으로 추정된다. 약 46억 년 전, 태양계에서 처음으로 생성된 고체 물질인 CAI(Ca-Al-rich inclusions)를 시작으로, 베스타의 진화 과정은 다음과 같다.

베스타는 표면이 다시 뒤덮이는 방식을 통하여 외부의 큰 충격에 휩싸이지 않은 소행성으로 알려져 있다. 이 때문에, 소수의 과학자들은 베스타를 소행성보다는 원시 행성으로 취급하기도 한다.

베스타 지각의 구성 성분은 다음과 같다.

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📌 열 고정 해제

지각의 구성 성분 (아래쪽에 있을수록 깊은 곳이다.)

석화된 표토. (하워다이트와 각력화된 유크라이트의 근원)

현무암질 용암.

휘석, 피조나이트, 사장석 등으로 구성된 심성암.

사방휘석이 풍부하고 입자 크기가 큰 심성암. (디오게나이트의 근원)

V형 소행성의 크기와 남극점 부근, 분화구의 깊이를 바탕으로 종합해봤을 때, 지각의 두께는 10km가량 될 것으로 추정된다.

5.1. 표면 지형

베스타의 표면 지형은 허블 우주 망원경과 지상 망원경을 통해 관측되어 왔으며, 2011년 7월 돈 우주선의 도착으로 베스타의 복잡한 표면이 상세하게 드러났다.

가장 두드러진 표면 지형은 남극 근처에 중심을 둔 두 개의 거대한 충돌 분지인데, 너비 500km의 레아실비아와 너비 400km의 베네네이아이다. 레아실비아 분화구는 더 젊고 베네네이아 위에 위치한다. '돈' 과학팀은 더 젊고 더 두드러진 분화구에 로물루스와 레무스의 어머니이자 신화 속 베스타 여신인 레아실비아라는 이름을 붙였다. 그 폭은 베스타 평균 지름의 95%에 달한다. 분화구의 깊이는 약 19km이다. 중앙 봉우리는 분화구 바닥의 가장 낮은 측정 지점보다 23km 높이 솟아 있으며, 분화구 가장자리의 가장 높은 측정 지점은 분화구 바닥의 최저점보다 31km 높다. 이 충돌로 베스타 부피의 약 1%가 파여나간 것으로 추정되며, 베스타 족과 V형 소행성이 이 충돌의 산물일 가능성이 높다. 만약 그렇다면, 10km 조각들이 현재까지 폭격을 견뎌냈다는 사실은 분화구의 나이가 기껏해야 약 10억 년밖에 되지 않았음을 나타낸다. 또한 HED 운석의 기원이기도 하다. 알려진 모든 V형 소행성을 합쳐도 방출된 부피의 약 6%에 불과하며, 나머지는 작은 조각으로 존재하거나 3:1 커크우드 간극에 접근하여 방출되거나 야르코프스키 효과 또는 복사압에 의해 궤도가 변경된 것으로 추정된다. 허블 이미지의 분광학 분석 결과에 따르면 이 분화구는 지각의 여러 뚜렷한 층을 깊숙이 관통했으며, 감람석의 스펙트럼 신호로 미루어 보아 맨틀 (지질학)까지 닿았을 가능성이 있다.

레아실비아 중앙의 큰 봉우리는 높이가 20to(-)이고 폭이 180km이며, 행성 규모의 충돌의 결과일 수 있다.

여러 개의 오래되고 퇴화된 분화구가 크기 면에서 레아실비아와 베네네이아에 근접하지만, 이들 중 어느 것도 그렇게 크지는 않다. 여기에는 오른쪽 그림과 같이 너비가 270km인 페랄리아 평원이 포함된다. 더 최근에 형성된 더 선명한 분화구의 범위는 158km인 바론닐라와 196km인 포스투미아에 달한다.

"눈사람 분화구"는 베스타 북반구에 있는 인접한 세 개의 분화구 그룹이다. 공식 명칭은 가장 큰 것부터 작은 것 순서로 (서쪽에서 동쪽으로) 마르시아, 칼푸르니아, 미누시아이다. 마르시아는 가장 젊고 칼푸르니아를 가로지릅니다. 미누시아는 가장 오래되었다.

베스타 적도 지역의 대부분은 일련의 평행한 도랑인 디발리아 포사에 의해 조각되어 있으며, 가장 긴 도랑은 폭 10km 에서 20km, 길이 465km이다. 베스타는 달 크기의 7분의 1에 불과하지만, 디발리아 포사는 그랜드 캐니언을 압도한다. 두 번째 도랑은 적도에 경사지게 북쪽으로 더 멀리 떨어져 있다. 이 북부 도랑 시스템은 사투르날리아 포사라고 불리며, 가장 큰 도랑은 폭 약 40km, 길이 370km가 넘는다. 이 도랑들은 각각 레아실비아와 베네네이아 분화구를 생성한 충돌의 결과로 대규모 그라벤인 것으로 생각된다. 이들은 태양계에서 가장 긴 협곡 중 일부이며, 테티스의 이타카 카스마와 거의 비슷한 길이를 가지고 있다. 도랑들은 베스타와 충돌한 또 다른 소행성 이후에 형성된 그라벤일 수 있으며, 이는 베스타와 같이 분화된 천체에서만 발생할 수 있는 과정이다. 베스타의 분화는 과학자들이 베스타를 원시 행성으로 간주하는 이유 중 하나이다.

베스타의 연쇄 분화구의 이름은 고대 로마의 도시나 축제에서 유래했다.

5.2. 표면 구성

가시광선 및 적외선 분광기(VIR), 감마선 및 중성자 검출기(GRaND), 프레이밍 카메라(FC)에서 얻은 조성 정보는 베스타 표면 조성의 대부분이 하워다이트, 유크라이트, 다이오제나이트 운석의 조성과 일치한다는 것을 나타낸다. 레아실비아 지역은 다이오제나이트가 가장 풍부하며, 이는 레아실비아를 형성한 충돌이 베스타 내부 깊은 곳에서 물질을 파낸 것과 일치한다. 레아실비아 지역 내에 감람석이 존재한다는 것은 또한 맨틀 물질의 발굴과 일치할 수 있다. 그러나 감람석은 레아실비아가 아닌 북반구의 국지적인 지역에서만 감지되었다.

이 감람석의 기원은 현재 불분명하다. 천문학자들은 탐사선 돈이 도착하기 전에 감람석이 베스타의 맨틀에서 기원했을 것으로 예상했지만, 레아실비아와 베네네이아 충돌 분지 내에 감람석이 없다는 점은 이러한 견해를 복잡하게 만든다. 두 충돌 분지 모두 베스타 물질을 60~100 km 깊이까지 파냈는데, 이는 베스타 지각의 예상 두께인 ~30~40 km보다 훨씬 깊다. 베스타의 지각은 예상보다 훨씬 두꺼울 수 있거나, 레아실비아와 베네네이아를 생성한 격렬한 충돌 사건이 물질을 충분히 섞어 관측에서 감람석을 가렸을 수 있다. 또는 돈의 감람석 관측은 베스타의 내부 구조와 관련 없는 감람석이 풍부한 충돌체에 의한 것일 수도 있다.

움푹 파인 지형은 베스타의 마르시아(Marcia), 코르넬리아(Cornelia), 누미시아(Numisia), 리키니아(Licinia) 등 4개의 크레이터에서 관찰되었다. 움푹 파인 지형의 형성은 충돌로 가열된 휘발성 물질의 탈가스 작용으로 제안되었다. 움푹 파인 지형과 함께 마르시아와 코르넬리아 크레이터에서는 곡선형 협곡이 발견된다. 곡선형 협곡은 엽상 퇴적물로 끝나며, 이는 때때로 움푹 파인 지형에 덮여 있으며, 매장된 얼음 퇴적물이 충돌열에 의해 녹은 후 일시적인 액체 물의 흐름에 의해 형성된 것으로 추정된다. 수화된 물질도 감지되었으며, 이 중 다수는 어두운 물질과 관련이 있다. 결과적으로 어두운 물질은 탄소질 콘드라이트로 구성되어 있으며, 이는 충돌에 의해 표면에 퇴적된 것으로 여겨진다. 탄소질 콘드라이트는 광물학적으로 결합된 OH가 상대적으로 풍부하다.

6. 잔해

V형 소행성의 크기(거대한 충돌 시 베스타 지각의 파편으로 추정)와 레아실비아 충돌구의 깊이를 바탕으로 지각의 두께는 대략 10km인 것으로 생각된다. 베스타족 소행성과 HED 운석은 베스타에서 기원한 것으로 추정된다. V형 소행성 중 하나인 1929 콜라는 유크라이트 운석과 유사한 물질로 구성되어 있으며, 베스타 지각 깊은 곳에서 기원한 것으로 밝혀졌다.

7. 탐사

2011년 7월, 미국의 우주 탐사선 돈이 베스타에 접근하여 이미지를 촬영했다. 2011년 7월 16일에 베스타 궤도에 진입했으며, 이후 돈은 2012년 9월까지 약 1년 동안 베스타를 관측했다. 이 관측을 통해 베스타에는 다수의 크레이터와 함께 적도 주변의 홈 형태의 지형 등이 발견되었고, 이미지 분석이 진행되었다.

1980년대부터 유럽 우주국(ESA)과 NASA에서 베스타 탐사 계획을 추진했지만, 실제로 실행된 것은 NASA의 돈 탐사선이 유일하다. 1981년 ESA에 제출된 AGORA(Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis) 탐사선 계획은 1990~1994년 사이에 발사되어 베스타에 플라이바이를 실행할 예정이었으나 ESA는 이 제안을 거절했다. NASA와 ESA는 공동으로 MAOSEP(Multiple Asteroid Orbiter with SOlar Electric Propulsion) 계획을 추진하여 베스타 궤도 진입을 시도했으나, NASA는 소행성 탐사에 관심이 없다는 입장을 밝혔다. 1980년대에 프랑스, 독일, 이탈리아, 소련, 미국에서도 소행성대 탐사 계획이 있었지만 승인되지 않았다.

1990년대 초, NASA는 디스커버리 계획을 통해 이온 엔진 탐사선을 이용한 소행성대 탐사를 추진했다. 2004년 돈 탐사선 계획이 승인되면서 자금 문제가 해결되었다.

돈 탐사선은 2011년 7월부터 2012년 7월까지 베스타 궤도를 돌며 탐사했다. 베스타 남반구가 여름일 때 탐사가 진행되어 남극 부근의 큰 크레이터에 태양광이 비췄다. 돈 탐사선은 베스타의 정확한 질량을 계산하고, 과학자들은 소행성 질량 추산에 도움을 받았다.

베스타는 두 개의 경도 좌표계를 사용하며, 본초 자오선은 150° 떨어져 있다. 국제천문연맹(IAU)은 1997년 허블 사진을 기반으로 좌표계를 설정했는데, 본초 자오선은 200km 크기의 어두운 지형인 올베르스 지역 중앙을 통과한다. 돈이 베스타에 도착했을 때, 미션 과학자들은 IAU가 가정한 극의 위치가 10° 벗어났다는 것을 발견했다. IAU 좌표계는 연간 0.06°씩 베스타 표면을 가로질러 이동했고, 올베르스 지역은 가까이에서 구별할 수 없어 정밀하게 본초 자오선을 정의하는 데 부적합했다. 과학자들은 극을 수정하고, 700미터 크기의 분화구인 클라우디아 중심에서 4° 떨어진 새로운 본초 자오선을 설정했다. NASA는 클라우디아 자오선을 사용하지만, IAU는 올베르스 지역과 일치하는 좌표계를 권장했다.

2014년 7월, 베스타의 모호로비치치 불연속면이 80km보다 깊다는 연구 결과가 발표되었다. 2014년 11월에는 NASA에서 베스타의 상세한 지질 지도가 공개되었다.

NASA/DLR은 조사 궤도, 고고도 궤도(60~70 m/화소), 저고도 매핑 궤도(20 m/화소)에서 얻은 이미지와 요약 정보(디지털 지형 모델, 비디오, 지도첩 포함)를 공개했다. 과학자들은 돈을 사용하여 베스타의 정확한 질량과 중력장을 계산했고, HED와 유사한 지각 밀도를 가정하여 약 220 km의 핵 직경 추정값을 얻었다. 던 데이터는 UCLA 웹사이트에서 일반인도 접근할 수 있다.

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