Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Przejdź do zawartości

(2) Pallas

To jest dobry artykuł
Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
(2) Pallas
Ilustracja
Obraz powierzchni Pallas uzyskany przez Very Large Telescope, ukazujący spłaszczony kształt planetoidy
Odkrywca

Heinrich Wilhelm Olbers

Data odkrycia

28 marca 1802[1]

Numer kolejny

2

Charakterystyka orbity (2022-08-09)
Przynależność
obiektu

pas główny (rodzina planetoidy Pallas)

Półoś wielka

2,7695[1] au

Mimośród

0,2300[1]

Peryhelium

2,1325[1] au

Aphelium

3,4064[1] au

Długość węzła wstępującego

172,9179[1]°

Argument perycentrum

310,8426[1]°

Anomalia średnia

315,0911[1]°

Okres obiegu
wokół Słońca

4 lata 222 dni 10[1] godzin

Średnia prędkość

17,65[a] km/s

Inklinacja

34,93[1]°

Charakterystyka fizyczna
Średnica

568×532×448[1] km

Masa

(2,11 ± 0,26)×1020[2] kg

Średnia gęstość

2,89[3] g/cm3

Okres obrotu

(7 h 48 min 48 s)[4] h

Albedo

0,159[5]

Jasność absolutna

4,13[5]m

Typ spektralny

Typ B[6]

Średnia temperatura powierzchni

163[7] K

Satelity naturalne

brak

Multimedia w Wikimedia Commons

(2) Pallas – duża planetoida krążąca w pasie planetoid w Układzie Słonecznym, druga odkryta planetoida (po Ceres), druga pod względem objętości i trzecia pod względem masy w pasie głównym. Szacuje się, że jej masa stanowi 7% łącznej masy pasa planetoid[8]. Ma masę o 10–30% mniejszą niż (4) Westa[2]; jej średnica to ok. 513 km, jest zatem niewiele mniejsza od Westy. Prawdopodobnie jest to protoplaneta pozostała z okresu formowania się Układu Słonecznego[9].

Kiedy 28 marca 1802 roku astronom Heinrich Wilhelm Olbers odkrył Pallas, została ona zaliczona do grona planet, podobnie jak inne planetoidy w początku XIX wieku. Odkrycie wielu innych planetoid po 1845 doprowadziło do ich przeklasyfikowania.

Powierzchnia Pallas wydaje się być złożona z krzemianów; charakterystyka spektralna powierzchni i szacowana gęstość jest podobna do meteorytów z grupy chondrytów węglistych[b]. Inklinacja orbity równa 34,9° w stosunku do płaszczyzny pasa planetoid jest wyjątkowo duża, także mimośród orbity jest prawie tak duży jak w przypadku Plutona, co sprawia, że wysłanie sond kosmicznych do Pallas jest problematyczne[10][11].

Nazwa

[edytuj | edytuj kod]

Nazwa (2) Pallas pochodzi od przydomka greckiej bogini Ateny[12][13]. Według jednego z mitów Atena zabiła swoją przyjaciółkę Pallas, a następnie przyjęła jej imię na znak żalu[14] (w mitologii greckiej istnieje kilka męskich postaci o tym imieniu, ale pierwsze planetoidy były niezmiennie nazywane imionami żeńskimi). Jako że Pallas jest imieniem greckim, planetoida ma w języku greckim taką samą nazwę jak uniwersalnie używana, w przeciwieństwie do (1) Ceres, (3) Juno i (4) Westy[15]. Niemal wszystkie języki wykorzystują nazwę „Pallas” lub jej wariant: włoski Pallade, rosyjski Pałłada, hiszpański Palas, arabski Bālās. Jedynym wyjątkiem jest język chiński, w którym Pallas jest nazywana „gwiazdą bogini mądrości” (智神星 zhìshénxīng)[16]. Natomiast bogini Pallas w języku chińskim jest nazywana oryginalnym imieniem (w formie dostosowanej do języka: 帕拉斯 pàlāsī)[17].

Jedna z grup meteorytów żelazno-kamiennych nosi nazwę pallasytów, jednak nie pochodzi ona od planetoidy Pallas, ale od niemieckiego przyrodnika Petera Simona Pallasa. Natomiast pierwiastek chemiczny pallad został nazwany od tej planetoidy, która została odkryta na krótko przed nim[18].

Tak 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 🜍)[c][19][20].

Historia obserwacji

[edytuj | edytuj kod]

W 1801 roku astronom Giuseppe Piazzi odkrył obiekt, o którym początkowo sądził, że jest kometą. Wkrótce potem ogłosił swoje obserwacje tego obiektu, wskazując, że powolny jednostajny ruch jest nietypowy dla komety, co sugeruje, że to inny typ obiektu. Został on zagubiony na kilka miesięcy, ale jeszcze w tym roku ponownie odnaleźli go baron von Zach i Heinrich Olbers, po tym, jak Carl Friedrich Gauss obliczył wstępną orbitę dla tego ciała. Obiekt ten został nazwany Ceres i był pierwszą odkrytą planetoidą[21][22].

Schemat ilustrujący błędne oszacowanie wielkości Pallas z 1811. Johann Hieronymus Schröter ocenił średnicę Pallas na ponad 3000 km, co czyniłoby ją większą od Plutona (wówczas jeszcze nieodkrytego).

Kilka miesięcy później, podczas kolejnej próby obserwacji Ceres, Olbers zauważył inny ruchomy obiekt w sąsiedztwie. Była to planetoida Pallas, przypadkowo przechodząca w pobliżu Ceres w tym czasie. Odkrycie tego obiektu wzbudziło zainteresowanie społeczności astronomicznej. Astronomowie spekulowali (w oparciu o przewidywania Keplera[23] i późniejszą regułę Titiusa-Bodego), że pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza powinna krążyć jeszcze jedna planeta, a niespodziewanie zostało znalezione drugie takie ciało[24]. Kiedy odkryto Pallas, niektóre oszacowania jej wielkości sięgały 3380 km średnicy[25]. Jeszcze niedawno, w 1979 roku, średnicę Pallas oszacowano na 673 km (26% większą niż obecnie uznana)[26].

Propozycja definicji planety z 2006 uwzględniała Pallas jako kandydatkę na planetę[27]. Pallas jest druga od prawej w dolnym rzędzie.

Orbita Pallas została ustalona przez Gaussa, który odkrył, że jej okres orbitalny równy 4,6 roku jest zbliżony do okresu orbitalnego Ceres. Pallas ma stosunkowo duże nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki[24]. Przy obserwacji z Ziemi jej rozmiar kątowy zmienia się od 0,171″ do 0,629″[28].

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[29]. Do 1994 roku zostało zidentyfikowanych ponad 10 członków tej rodziny; mają one półosie wielkie pomiędzy 2,50 a 2,82 j.a. i inklinacje 33–38°[30]. Ugrupowanie to łączą nie tylko parametry orbit, ale także wspólne pochodzenie (mniejsze planetoidy to zapewne fragmenty Pallas wybite przez uderzenia[9]), co zostało potwierdzone w 2002 roku przez porównanie ich widm[31].

Okultacje gwiazd przez Pallas zaobserwowano kilka razy, w tym 29 maja 1983 roku, kiedy precyzyjne pomiary czasu okultacji przeprowadziło 140 obserwatorów. W wyniku tego uzyskano pierwszy dokładny pomiar jej średnicy[32][33]. Podczas okultacji z 29 maja 1979 roku doniesiono o odkryciu małego księżyca planetoidy o średnicy około 1 km. Nie udało się tego potwierdzić. W 1980 roku przy obserwacjach z użyciem interferometrii plamkowej zgłoszono odkrycie znacznie większego satelity o średnicy 175 km, ale jego istnienie zostało później zanegowane[34].

Sygnały radiowe od sztucznych satelitów krążących wokół Marsa i lądowników na jego powierzchni zostały wykorzystane do oszacowania masy Pallas, dzięki drobnym perturbacjom ruchu planety wywołanym przez tę planetoidę[35].

Zespół misji Dawn we wrześniu 2007 roku otrzymał czas obserwacji przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a, aby obserwować Pallas przy okazji zdarzającego się raz na dwadzieścia lat zbliżenia, w celu uzyskania danych potrzebnych do porównania jej z Ceres i Westą[3][36].

Charakterystyka fizyczna

[edytuj | edytuj kod]
Rozmiary pierwszych 10 odkrytych planetoid w porównaniu z Księżycem (w tle). Pallas druga z lewej.

Zarówno Westa, jak i Pallas bywają uznawane za drugą co do wielkości planetoidę w pasie głównym[11]. Pallas jest nieco większa od Westy, za to ma mniejszą masę, równą zaledwie 22% masy Ceres[8] i 0,3% masy Księżyca[37].

Pallas jest dalej od Ziemi i ma znacznie mniejsze albedo niż Westa, w związku z czym widziana z Ziemi jest słabszym obiektem. Dużo mniejsza (7) Iris obserwowana w opozycji jest zazwyczaj nieznacznie jaśniejsza od Pallas[38]. Średnia obserwowana wielkość gwiazdowa Pallas w opozycji wynosi 8,0m, co umożliwia jej obserwację z użyciem lornetki 10×50, ale w przeciwieństwie do Ceres i Westy jej obserwacje wymagają większej mocy optycznej przy małej elongacji, gdy wielkość gwiazdowa sięga 10,6m. Podczas rzadkich opozycji w peryhelium Pallas może osiągnąć wielkość +6,4m, na skraju widoczności gołym okiem[39].

Na podstawie obserwacji spektroskopowych sądzi się, że podstawowym składnikiem powierzchni Pallas są krzemiany o niskiej zawartości żelaza i wody. Do minerałów tego typu należą oliwiny i pirokseny, które znajdują się w chondrach grupy CM[40]. Skład powierzchni Pallas jest bardzo podobny do chondrytów węglistych grupy CR, które są jeszcze uboższe w uwodnione minerały od typu CM[41]. Meteoryt Renazzo, od którego pochodzi oznaczenie grupy, spadł we Włoszech w 1824 roku i jest jednym z najbardziej pierwotnych spośród znanych meteorytów[42].

Zdjęcie w ultrafiolecie wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a

Bardzo niewiele wiadomo o ukształtowaniu powierzchni Pallas. Zdjęcia Teleskopu Hubble’a z 2007 ukazują różnice jasności powierzchni (rozmiar piksela wynosi około 70 km), ale niskie albedo Pallas sprawia, że utwory powierzchniowe są na granicy wykrywalności. Krzywe blasku w świetle widzialnym i podczerwieni wykazują niewielką zmienność, ale znaczne 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)[3].

Uważa się, że materia Pallas przynajmniej w pewnym stopniu uległa przekształceniu pod wpływem temperatury i częściowej dyferencjacji, co sugeruje, że jest to protoplaneta[3][9]. Podczas fazy formowania się planet Układu Słonecznego obiekty rosły poprzez akrecję do mniej więcej 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[43].

Pallas należała do grona kandydatek do miana planety we wczesnym projekcie definicji planety, sformułowanym przez Międzynarodową Unię Astronomiczną w 2006 roku, ale nie zakwalifikowała się w ostatecznej definicji, ponieważ nie „wyczyściła” otoczenia swojej orbity z mniejszych ciał[44][45].

Jest możliwe, że Pallas zostanie sklasyfikowana jako planeta karłowata, jeśli okaże się, że jest w równowadze hydrostatycznej[46].

Orbita i obrót

[edytuj | edytuj kod]
Ruch orbitalny Pallas względem Jowisza w obracającym się układzie odniesienia; Jowisz zatacza w nim małą fioletową pętlę (u góry po prawej). Widoczna „rozeta” jest związana z bliskością rezonansu 18:7 w ruchu Pallas i Jowisza; porusza się ona wyłącznie zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara – nie wykazuje libracji. Orbita Pallas jest zielona powyżej płaszczyzny ekliptyki i czerwona poniżej niej.

Parametry dynamiczne Pallas są niezwykłe dla tak dużego ciała. Jej orbita jest silnie nachylona (34,93° do ekliptyki[1], 34,21° do płaszczyzny niezmiennej Laplace’a[47]) i nieco ekscentryczna. Odróżnia to ją od ciał krążących w centralnej części pasa planetoid, w tej samej średniej odległości od Słońca. Ponadto nachylenie jej osi jest bardzo wysokie, równe 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°[48]. Obserwacje Teleskopu Hubble’a z 2007 roku, jak również obserwacje przez teleskopy Kecka w latach 2003–2005 wskazują, że poprawne jest pierwsze rozwiązanie[3][49]. Oznacza to, że w czasie lata i zimy (na obu półkulach Pallas) duża część jej powierzchni jest stale oświetlona lub pozostaje stale w ciemności, przez czas rzędu roku ziemskiego.

Współmierności ruchów

[edytuj | edytuj kod]

Pallas wykazuje współmierność okresu obiegu z Ceres, która nie jest jednak rzeczywistym rezonansem orbitalnym[50]. Jest również blisko rezonansów 18:7 (okres 6500 lat) oraz w przybliżeniu 5:2 (okres 83 lat) z Jowiszem[51].

Tranzyty planet z Pallas

[edytuj | edytuj kod]

Z Pallas czasami widoczne są tranzyty Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa przed tarczą Słońca. Ostatnie tranzyty Ziemi z Pallas były widoczne w latach 1968 i 1998, a kolejny tranzyt nastąpi w 2224. Merkury przeszedł przed tarczą Słońca w październiku 2009 roku. Ostatni tranzyt Wenus miał miejsce w 1677, a Marsa w 1597, następny tranzyt Wenus nastąpi w 2123, a Marsa w 2759[52].

Badania

[edytuj | edytuj kod]

Pallas nie była dotąd 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, o ile wystarczy jej paliwa. W czasie misji pojawiły się jednak problemy z kołem reakcyjnym, które przekreśliły ten plan. Ze względu na duże nachylenie orbity Pallas nie jest możliwe, aby sonda taka jak Dawn znalazła się na zbliżonej orbicie; badania Pallas wymagałyby inaczej zaprojektowanej misji[d][53].

Zobacz też

[edytuj | edytuj kod]

Uwagi

[edytuj | edytuj kod]
  1. ↑ Średnia prędkość w ruchu orbitalnym to iloraz długości orbity przez okres obiegu: gdzie to zupełna całka eliptyczna drugiego rodzaju (w innej konwencji zapisu argumentem jest kwadrat mimośrodu, nie zmienia to jednak postaci funkcji).
  2. ↑ Nazwa meteorytów pallasytów nie pochodzi od tej planetoidy, ale od nazwiska naukowca, który je scharakteryzował. Zapewne nie pochodzą one z Pallas.
  3. ↑ Unicode: U+26B4.
  4. ↑ Chris Russell, Lucy McFadden, Joe Wise lub Marc Rayman: Dawn mission FAQs. JPL, 2011. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-11-12)]. Cytat: It is impossible to reach with a mission in the same class as Dawn because it takes too much thrust to reach Pallas. Pallas is highly inclined to the ecliptic plane. A lot of energy is needed to climb out of the ecliptic plane especially as far out of the plane as Pallas is. I did try to design a mission to reach Pallas and it was impossible with the Dawn spacecraft even if we went nowhere else than Pallas.

Przypisy

[edytuj | edytuj kod]
  1. ↑ a b c d e f g h i j k l (2) Pallas w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.)
  2. ↑ a b James Baer, Steven R. Chesley. Astrometric masses of 21 asteroids, and an integrated asteroid ephemeris. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy”. 100 (2008), s. 27–42, 2008. Springer Science+Business Media B.V. 2007. DOI: 10.1007/s10569-007-9103-8. Bibcode: 2008CeMDA.100...27B. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z adresu 2011-02-24]. 
  3. ↑ a b c d e B.E. Schmidt, P.C. Thomas, J.M. Bauer, J.-Y. Li i inni. Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface. „39th Lunar and Planetary Science Conference”. 1391, s. 2502, 10–14.03.2008. League City, Texas.. Bibcode: 2008LPI....39.2502S. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z adresu 2008-10-04]. 
  4. ↑ Harris, A.W.; Warner, B.D.; Pravec, P. (red.): Lightcurve Derived Data. NASA Planetary Data System, 2014-03-01. [dostęp 2014-08-19]. (wersja 14.0).
  5. ↑ a b E.F. Tedesco, Noah, P.V.; Noah, M.; Price, S.D: IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.. NASA Planetary Data System, 2004. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-08-17)].
  6. ↑ C. Neese: Asteroid Taxonomy. EAR-A-5-DDR-Taxonomy-V5.0.. NASA Planetary Data System, 2005. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-10-21)].
  7. ↑ K.J. Johnston, P.K. Seidelmann, C.M. Wade. Observations of 1 Ceres and 2 Pallas at centimeter wavelengths. „The Astronomical Journal”. 87 (11), listopad 1982. DOI: 10.1086/113249. Bibcode: 1982AJ.....87.1593J. 
  8. ↑ a b E.V. Pitjeva. High-Precision Ephemerides of Planets–EPM and Determination of Some Astronomical Constants. „Solar System Research”. 39 (3), s. 176, 2005. DOI: 10.1007/s11208-005-0033-2. Bibcode: 2005SoSyR..39..176P. 
  9. ↑ a b c Mona Gable: Study of first high-resolution images of Pallas confirms asteroid is actually a protoplanet. University of California, Los Angeles (UCLA). [dostęp 2014-08-19].
  10. ↑ Anonymous: Pre-Dawn: The French-Soviet VESTA mission. Space Files, 2007-11-05. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-02-13)].
  11. ↑ a b Notable Asteroids. The Planetary Society, 2007. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-02-07)].
  12. ↑ Pallas, [w:] Encyclopædia Britannica [dostęp 2014-08-19] (ang.).
  13. ↑ Andrew James: Pallas. [w:] Southern Astronomical Delights [on-line]. 2008-09-02. [dostęp 2014-08-19].
  14. ↑ Thomas Dietrich: The Origin of Culture and Civilization: The Cosmological Philosophy of the Ancient Worldview Regarding Myth, Astrology, Science, and Religion. Turnkey Press, 2005, s. 178. ISBN 0-9764981-6-2.
  15. ↑ Αστεροειδείς. [dostęp 2014-09-12]. (gr.).
  16. ↑ 辞海. 上海: 上海辞书出版社, 2009, s. 2956. ISBN 978-7-5326-2859-9.
  17. ↑ 世界神话辞典. 鲁刚 (主编). 沈阳: 辽宁人民出版社, 1989, s. 581. ISBN 7-205-00960-X.
  18. ↑ Palladium. Los Alamos National Laboratory. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-25)].
  19. ↑ Benjamin Apthorp Gould. On the symbolic notation of the asteroids. „Astronomical Journal”. 2 (34), s. 80, 1852. DOI: 10.1086/100212. Bibcode: 1852AJ......2...80G. 
  20. ↑ Rudolf Koch: The Book of Signs. Courier Dover Publications, 2013. ISBN 0-486-15390-8.
  21. ↑ Michael Hoskin: Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Observatorio Astronomico di Palermo „Giuseppe S. Vaiana”, 1992-06-26. [dostęp 2014-08-19].
  22. ↑ Eric G. Forbes. Gauss and the Discovery of Ceres. „Journal for the History of Astronomy”. 2, s. 195–199, 1971. Bibcode: 1971JHA.....2..195F. 
  23. ↑ Dawn Classrooms > Biographies. Dawn Mission (NASA/JPL). [dostęp 2014-09-03].
  24. ↑ a b Flashbacks > Astronomical Serendipity. Dawn Mission (NASA/JPL). [dostęp 2014-08-19].
  25. ↑ James L. Hilton: When did asteroids become minor planets?. [w:] U.S. Naval Observatory [on-line]. 2007-11-16. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-06-12)].
  26. ↑ James L. Hilton: Asteroid Masses and Densities. [w:] U.S. Naval Observatory [on-line]. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-08-19)].
  27. ↑ O. Gingerich: The Path to Defining Planets. [w:] Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and IAU EC Planet Definition Committee chair [on-line]. 2006. [dostęp 2014-07-18]. [zarchiwizowane z tego adresu (2007-03-06)].
  28. ↑ Obliczone z użyciem JPL Horizons dla 1608-02-15.
  29. ↑ Yoshihide Kozai. Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited). „Proceedings of the International Conference”, 29 listopada – 3 grudnia 1993. Sagamihara, Japan: Astronomical Society of the Pacific. Bibcode: 1994ASPC...63....1K. 
  30. ↑ Gérard Faure: Description of the System of Asteroids. Astrosurf.com, 2004-05-20. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-19)].
  31. ↑ Foglia, S., Masi, G. New clusters for highly inclined main-belt asteroids. „The Minor Planet Bulletin”. 31, s. 100–102, 1999. Bibcode: 2004MPBu...31..100F. [dostęp 2014-08-19]. 
  32. ↑ Drummond, J.D., Cocke, W.J. Triaxial ellipsoid dimensions and rotational pole of 2 Pallas from two stellar occultations. „Icarus”. 78 (2), s. 323–329, 1989. DOI: 10.1016/0019-1035(89)90180-2. Bibcode: 1989Icar...78..323D. 
  33. ↑ Dunham, D.W. et al.. The size and shape of (2) Pallas from the 1983 occultation of 1 Vulpeculae. „Astronomical Journal”. 99, s. 1636–1662, 1990. DOI: 10.1086/115446. Bibcode: 1990AJ.....99.1636D. 
  34. ↑ William Robert Johnston: Other Reports of Asteroid/TNO Companions. Johnson’s Archive, 2007-03-05. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-18)].
  35. ↑ E.V. Pitjeva. Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers. „35th COSPAR Scientific Assembly”, s. 2014, 18–25 czerwca 2004. Paryż. Bibcode: 2004cosp...35.2014P. 
  36. ↑ Hubble Images of Asteroids Help Astronomers Prepare for Spacecraft Visit. JPL/NASA, 2007-06-20. [dostęp 2014-08-19].
  37. ↑ D.R. Williams: Moon Fact Sheet. NASA, 2014-04-25. [dostęp 2014-09-05].
  38. ↑ Moh’d Odeh: The Brightest Asteroids. Jordanian Astronomical Society, 2014-06-11. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2015-11-17)].
  39. ↑ Menzel, Donald H.; Pasachoff, Jay M.: A Field Guide to the Stars and Planets. Wyd. 2. Boston, MA: Houghton Mifflin, 1983, s. 391. ISBN 0-395-34835-8.
  40. ↑ Feierberg, M.A., Larson, H.P., Lebofsky, L.A. The 3 Micron Spectrum of Asteroid 2 Pallas. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 14, s. 719, 1982. Bibcode: 1982BAAS...14..719F. 
  41. ↑ Sato, Kimiyasu; Miyamoto, Masamichi; Zolensky, Michael E. Absorption bands near 3 m.in. diffuse reflectance spectra of carbonaceous chondrites: Comparison with asteroids. „Meteoritics”. 32 (4), s. 503–507, 1997. DOI: 10.1111/j.1945-5100.1997.tb01295.x. Bibcode: 1997M&PS...32..503S. 
  42. ↑ Earliest Meteorites Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle. Particle Physics and Astronomy Research Council, 2005-09-20. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-05-06)].
  43. ↑ McCord, T. B.; McFadden, L.A.; Russell, C.T.; Sotin, C.; Thomas, P.C. Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids. „Transactions of the American Geophysical Union”. 87 (10), s. 105, 2006. DOI: 10.1029/2006EO100002. Bibcode: 2006EOSTr..87..105M. 
  44. ↑ IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. IAU. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-07-13)].
  45. ↑ Paul Rincon: Planets plan boosts tally to 12. BBC News, 2006-08-16. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-12-28)].
  46. ↑ Gonzalo Tancredi, Sofía Favre. Which are the dwarfs in the Solar System?. „Icarus”. 195 (2), s. 851–862, 2008. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.12.020. 
  47. ↑ The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter. 2009-04-03. [dostęp 2014-08-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-10-28)]. (obliczono z użyciem Solex 10 autorstwa Aldo Vitagliano).
  48. ↑ Torppa, J.; et al.. Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. „Icarus”. 164 (2), s. 346–383, 2003. DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T. 
  49. ↑ Carry, B. et al.: Asteroid 2 Pallas Physical Properties from Near-Infrared High-Angular Resolution Imagery. 2007. [dostęp 2014-08-19].
  50. ↑ E. Goffin. New determination of the mass of Pallas. „Astronomy and Astrophysics”. 365 (3), s. 627–630, 2001. DOI: 10.1051/0004-6361:20000023. Bibcode: 2001A&A...365..627G. 
  51. ↑ D.B. Taylor. The secular motion of Pallas. „Royal Astronomical Society”. 199, s. 255–265, 1982. Bibcode: 1982MNRAS.199..255T. 
  52. ↑ Obliczone z użyciem programu Solex: Aldo Vitagliano: Solex. [dostęp 2009-03-19].
  53. ↑ Ettore Perozzi, Alessandro Rossi, Giovanni B. Valsecchi. Basic targeting strategies for rendezvous and flyby missions to the near-Earth asteroids. „Planetary and Space Science”. 49 (1), s. 3–22, 2001. DOI: 10.1016/S0032-0633(00)00124-0. Bibcode: 2001P&SS...49....3P. 

Bibliografia

[edytuj | edytuj kod]

Linki zewnętrzne

[edytuj | edytuj kod]
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=(2)_Pallas&oldid=73495481”