What telescope do I need to see Pallas?

At magnitude 6.7, Pallas is easy in 7×50 or 10×50 binoculars.

Pallas — Pisces의 소행성

등급 6.7^m Asteroid Pisces 관측 가능

Credit: Credit: ESO/Vernazza et al.. License: CC BY 4.0. (Wikimedia Commons)

Pallas 소개

설명

팔라스는 지름 544 km로 태양계에서 두 번째로 큰 소행성이며, 소행성대 2.77 AU에서 공전합니다. 크기에도 불구하고 팔라스는 매우 기울어진 궤도(34.8°) 때문에 우주선이 도달하기 어려워 베스타나 세레스보다 훨씬 덜 이해되고 있습니다. 팔라스는 불규칙하고 약간 길쭉한 모양이며, CM 콘드라이트 운석과 유사한 탄소질 물질로 구성된 비교적 어두운 표면(알베도 0.16)을 가지고 있습니다. 표면은 크레이터가 심하며 수화 규산염 광물을 포함할 수 있어, 초기 태양계 이후 일부 물 함유 화합물을 유지하고 있음을 시사합니다. 팔라스는 전체 소행성대 질량의 약 7%를 차지합니다.

관측 팁

유리한 충에서 팔라스는 약 6.7등급에 도달하여 쌍안경으로 볼 수 있지만 맨눈으로는 보이지 않습니다. 일반적으로 7에서 9등급 사이로 보이며, 쌍안경이나 소형 망원경이 필요합니다. 매우 기울어진 궤도 때문에 팔라스는 황도에서 멀리 벗어나 큰곰자리와 같은 북쪽 별자리나 황도 아래의 남쪽 별자리에 나타날 수 있습니다. 이 비정상적인 하늘 위치는 황도면에서 멀리 이동하는 소행성이 거의 없기 때문에 오히려 식별에 도움이 될 수 있습니다. 2~3일에 걸쳐 배경 별에 대한 야간 운동을 추적하여 정체를 확인하세요. 충은 약 16개월마다 발생합니다.

역사

팔라스는 1802년 3월 28일 Heinrich Olbers가 전년도에 발견된 세레스를 찾던 중 발견했습니다. 두 번째로 발견된 소행성이며, 처음에는 행성으로 간주되었습니다. 지혜의 그리스 여신 팔라스 아테나의 이름을 따서 명명되었습니다. 이 발견은 화성과 목성 사이에 새로운 종류의 소천체가 존재함을 확립하는 데 중요했습니다. 극단적인 궤도 경사 때문에 궤도면 변경에 필요한 엄청난 연료 때문에 어떤 우주선도 팔라스를 방문한 적이 없으며, 이는 내태양계에서 가장 큰 미탐사 천체입니다.

재미있는 사실

팔라스는 34.8°로 대형 소행성 중 가장 기울어진 궤도를 가지고 있으며, 소행성대의 주 평면에 거의 수직입니다. 우주선이 팔라스를 공전하려면, Dawn 미션이 베스타와 세레스를 모두 방문하는 데 사용한 것보다 더 많은 연료가 궤도면 변경에 필요할 것입니다. 베스타보다 약간 더 크지만, 표면이 더 어두워 훨씬 어둡게 보입니다.

특성

등급 6.7

각크기 0.62 arcmin

설명

Type: Asteroid

Distance: 2.772 AU

Orbital Period: 1686.6 days

Diameter: 544 km

Features: Craters

Second largest asteroid.

위치 & 식별자

RA 00h 54m 02.7s

Dec +03° 48' 48.5"

별자리 Pisces

카탈로그 Pallas

Wikipedia

Pallas — ESO/M. Marsset et al./MISTRAL algorithm (ONERA/CNRS) — Image: ESO/M. Marsset et al./MISTRAL algorithm (ONERA/CNRS)

물리적 특성

직경 544 km

질량 2.05e20 kg

알베도 0.16 (16% reflected)

자전 7.8 hours

표면 Craters

시직경 0.2″ (current)

궤도 요소

긴반지름 2.7702 AU (414.4 million km)

이심률 0.2305

궤도경사 34.92°

공전주기 4.62 years

거리 3.235 AU (26.9 light-min)

이각 70.6° Moderate

Brightness Forecast (next 12 months)

Apparent magnitude as Earth–asteroid distance changes through the year. The peak marks the brightest moment in the window — usually around opposition, when the asteroid is closest and fully illuminated.

Computed from JPL orbital elements via m = H + 5·log₁₀(r·Δ). Phase-function correction is omitted, so curves trace distance variation only — accurate within a few tenths for main-belt asteroids; coarse for fast-moving NEOs near Earth.