Wikipedia

2 Pallas

asteroide

Pallas, formalmente designado 2 Pallas, é o segundo asteroide en ser descuberto (despois de Ceres), e é un dos asteroides de maior tamaño do Sistema Solar. Estímase que posúe o 7% da masa do cinto de asteroides,[13] e o seu diámetro é de entre 530 km a 565 km, o cal é comparable co diámetro de 4 Vesta. Pero pola contra é un 20% menos masivo que Vesta,[6] isto fai de Pallas en terceiro asteroide máis masivo. É posiblemente o maior corpo de forma irregular do Sistema Solar (ou sexa, o maior corpo non redondeado baixo a súa propia gravidade),[14] e un protoplaneta remanente.

2 Pallas ⚴
Imaxe ultravioleta de Pallas que amosa unha forma achatada do asteroide, tomada polo Telescopio Espacial Hubble.
Descubrimento e clasificación
Descuberto por Heinrich Wilhelm Olbers
Descuberto o 28-03-1802
Categoría no Mpc Cinto de asteroides (Familia de Pallas)
Características orbitais[1][2]
Época= 23-07-2010 (2455400,5 dx)
Afelio 510,4 Gm 3,412 UA (Q)
Perihelio 318,9 Gm 2,132 UA (q)
Eixo semi-maior 414,7 Gm 2.772 UA
Excentricidade 0,231
Período orbital 1.685,87 d 4,62 ax
Velocidade orbital 17,65 km/s
Inclinación 34,841° respecto da eclíptica
34,21° respecto do plano invariable[3]
Anomalía media 96,15° (M)
Lonxitude do nodo ascendente 173,12°°
Argumento do perihelio 310,15°
Elementos orbitais propios[4]
Eixo semi-maior propio 2,7709176 UA
Excentricidade propia 0,2812580
Inclinación propia 33,1988686°
Movemento propio medio 78,041654º/ano
Período orbital propio 1,685.87 d 4,61292 ax
Precisión do Perihelio -1,335344 arcseg/ano
Precisión do nodo ascendente −46,393342 arcseg/ano
Características físicas
Dimensións 582×556×500±18 km[5]
544 km (media)[2]
Masa (2,11 ± 0,26) × 1020 kg[6]
Densidade 2,8 g/cm³[5]
Gravidade superficial ≈0,18 m/s²
0,022 g
Velocidade de escape ≈0,32 km/s
Oblicuidade da eclíptica aproximadamente 78 ± 13°[7]
Período de rotación 0,32555 d
(7,8132 h)[8]
Tipo espectral Asteroide tipo-B[9]
Albedo 0,159 (albedo xeométrico)[10]
Magnitude aparente de 6,49[11] a 10,65
Magnitude absoluta 4,13[10]
Temperatura superficial ≈164 K
max: ≈265 K (-8 °°C)
Tamaño angular 0,629"[12] a 0,171"

Cando Pallas foi descuberto polo astrónomo Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers o 28 de marzo de 1802, foi considerado coma un planeta, así coma outros asteroides no inicio do século XIX. O descubrimento de moitos máis asteroides despois de 1845 levou á súa reclasificación.

A superficie de Pallas parece estar composta de silicato, o espectro da superficie e densidade estimada asemellase á condrita carbonácea dos meteoritos. A órbita de Pallas, de 34,8°, é infrecuentemente inclinada respecto do plano do cinto de asteroides, e a súa excentricidade orbital é case tan grande coma a de Plutón, facendo que Pallas sexa relativamente inaccesible para as sondas espaciais.[15][16]

Nome

editar

2 Pallas recibiu o seu nome en referencia a Pallas Athena, un nome alternativo para a deusa Atenea.[17][18] Nalgunhas mitoloxías Atenea matou a Pallas, para a continuación adopta-lo nome da súa amiga en sinal de loito.[19](Hai varios personaxes masculinos co mesmo nome, na mitoloxía grega, pero os primeiros asteroides foron invariablemente bautizados con nomes femininos).[20]

Os meteoritos férrico-rochosos do tipo Pallasito non están ligados ó asteroide Pallas, o nome dese tipo de asteroides provén do descubridor deste tipo de meteoritos, o naturalista alemán Peter Simon Pallas. Por outra banda, o elemento químico paladio foi bautizado co nome do asteroide, que fora descuberto pouco antes có elemento.[21]

Tal e como acontece con outros asteroides, o símbolo astronómico para Pallas é un disco co seu número de descubrimento, ②. Pero, tamén ten un vello símbolo, máis icónico, ⚴ (  ou ás veces  ).[22]

Historial de observacións

editar

No ano 1801, o astrónomo Giuseppe Piazzi descubriu un obxecto que inicialmente pensaba que era un cometa. Pouco tempo despois, fixo publicas as súas observacións deste obxecto, observando que o movemento lento e uniforme era infrecuente nun cometa e suxerindo que era un tipo diferente de obxecto. A este obxecto perdéuselle a vista durante varios meses, pero foi recuperado a finais do ano polo Barón von Zach e Heinrich W. M. Olbers tras segui-la pista dunha órbita preliminar que fora calculada por Friedrich Gauss. Este obxecto pasou a ser chamado Ceres, e foi o primeiro asteroide en ser descuberto.[23][24]

 
O diagrama que ilustra a estimación imprecisa do tamaño Pallas feita por Johann Hieronymus Schröter no ano 1811. Schröter pensaba que Pallas tiña máis de 3.000 km de diámetro, o que faría que Pallas fose máis grande que Plutón (que non fora descuberto no momento da estimación de Schröter).

Poucos meses despois, Olbers tentou novamente atopar Ceres cando notou outro obxecto en movemento na veciñanza. Este foi o asteroide Pallas, casualmente pasando preto de Ceres naquel preciso momento. O descubrimento deste obxecto creou bastante interese na comunidade astronómica. Ata eses momentos, víñase especulando por parte dos astrónomos que debía existir un planeta no intervalo entre Marte e Xúpiter. Agora, de xeito inesperado, un segundo corpo, era atopado nesa área do Sistema Solar.[25] Cando Pallas foi descuberto, algunhas estimacións dábanlle un tamaño superior ós 3.380 km de diámetro.[26] Máis recentemente, no ano 1979, a Pallas foille estimado un diámetro de 673 km (26% máis có valor actualmente aceptado).[27]

 
Comparación de tamaños entre varios candidatos a planeta anano.[28] Pallas é o segundo pola dereita na fila de abaixo.

A órbita de Pallas foi determinada por Gauss, quen atopou un período de 4,6 anos, semellante ó de Ceres. Pero a diferenza de Ceres, Pallas ten unha relativamente alta inclinación orbital respecto do plano da eclíptica.[25]

En 1917, o astrónomo xaponés Kiyotsugu Hirayama comezou a estudar movementos dos asteroides. Mediante o trazado do movemento orbital medio, da inclinación e da excentricidade dun conxunto de asteroides, descubriu varias agrupacións distintas. Nun artigo posterior, informou dun grupo de tres asteroides asociados a Pallas, os cales recibiron o nome da familia de Pallas, en honra ó membro máis grande do grupo.[29] Dende o ano 1994, foron identificados máis de 10 membros máis desta familia, e os seus semi-eixos maiores van dende as 2,50 UA ata as 2,82 AU e inclinacións de entre 33º ós 38º.[30] A validez desta agrupación foi confirmada no 2002 mediante a comparación dos seus espectros.[31]

Pallas foi observado ocultando unha estrela varias veces, incluíndo o mellor de tódolos eventos observados de ocultacións de asteroides, que foi o 29 de maio de 1983, foi durante este evento cando se tomaron coidadosas medicións durante a ocultación por parte de case 140 observadores. Coma resultado obtivéronse as primeiras medicións precisas do seu diámetro.[32][33] Durante a ocultación do 29 de maio de 1979, foi anunciado o descubrimento dun posible pequeno satélite cun diámetro de aproximadamente 1 km. Porén, non puido ser confirmado. En 1980, baseándose na interferometría speckle, informouse da existencia dun satélite moito maior cun diámetro de 175 km, pero a existencia do satélite foi máis tarde refutada.[34]

Os sinais de radio dunha sonda en órbita ó redor a Marte e/ou sobre a súa superficie foron usadas para estima-la masa de Pallas, a partir das pequenas perturbacións inducidas no propio movemento de Marte.[35]

Ó equipo da misión da sonda Dawn foille concedido certo tempo de visualización no Telescopio Espacial Hubble en setembro de 2007 para poder ter unha oportunidade única en 20 anos de poder ve-lo asteroide na súa maior aproximación, e así poder comparar datos con Ceres e Vesta.[5][36]

Características

editar
 
Comparación de tamaños: os 10 primeiros asteroides descubertos comparados coa Lúa. Pallas é o segundo pola esquerda.

Tanto Vesta como Pallas teñen asumido no seu momento o título de segundo maior asteroide do Sistema Solar.[37] Con todo, mentres Pallas é semellante a 4 Vesta en volume,[38] é significativamente menos masivo. A masa de Pallas é só 22% da de Ceres,[13] e preto do 0,3% da masa da Lúa.

Pallas está máis distante da Terra cá Vesta e por riba ten un menor albedo que este, consecuentemente, aparece nos telescopios moito máis pequeno e difuso. De feito o moito máis pequeno 7 Iris ten, por unha pequena marxe, máis magnitude media en oposición cá Pallas.[39] A magnitude media en oposición de Pallas é de +8.0, o que está ben dentro do rango duns prismáticos de 10×50, pero a diferenza de Ceres e Vesta, vaise precisar dunha axuda óptica máis potente para poder ve-lo disco alongado deste asteroide, cando a súa magnitude cae a un nivel tan baixo coma a magnitude 10,6. Durante as raras oposicións perihélicas, Pallas pode acadar unha magnitude de 6.4, á mesma beira da visibilidade a simple vista.[11] A finais de febreiro do 2014, Pallas podería chegar a brillar cunha magnitude de +6,96.[40]

Pallas ten parámetros dinámicos pouco comúns para un corpo tan grande. A súa órbita ten unha alta inclinación orbital e é un pouco excéntrica, a pesar de estar a mesma distancia do Sol que a parte central do cinto de asteroides. Ademais, a súa inclinación axial é moi elevada, os datos danlle de 78º ± 13° ou 65° ± 12º (con base en datos ambiguos da curva de luz, os puntos dos polos son de coordenadas eclípticas (β, λ) = (-12°, 35°) ou (43°, 193°), cuns 10° de incerteza;[7] os datos foron proporcionados polo telescopio Keck no 2003-2005 en favor da primeira solución e os datos do segundo rango de medicións foron obtidos polo Telescopio Espacial Hubble no 2007.[5][41]) Isto significa que, cada verán e cada inverno en Pallas, grandes partes da superficie están expostas a unha luz solar constante ou a unha escuridade permanente durante un ano terrestres.

En base a observacións espectroscópicas, o principal compoñente do material de superficie de Pallas é un silicato que é pobre en ferro e auga. Minerais deste tipo inclúen a olivina e o piroxeno, que se atopan en cóndrulos CM.[42] A composición da superficie de Pallas é moi semellante á da condrita carbonácea dos meteoritos Renazzo (CR), que aínda teñen unha proporción máis baixa de minerais hidratados có tipo CM.[43] O meteorito Renazzo foi descuberto en Italia en 1824 e é un dos meteoritos máis antigos coñecidos.[44]

Moi pouco se sabe sobre as características da superficie de Pallas. Imaxes do Hubble de 2007 mostran unha variación pixel a pixel (cunha resolución de ≈70 km por pixel), pero o albedo do 12% de Pallas coloca tales características no extremo da posible detección. Hai pouca variabilidade entre curvas de luz obtidas a través dos filtros de luz visible e infravermella, pero si hai desvíos significativos no ultravioleta, suxerindo unha gran superficie homoxénea ou accidentes xeolóxicos a grande escala preto dos 285° (75° de lonxitude oeste). A rotación parece ser de movemento directo (ou progrado, é dicir, que xira no mesmo sentido co corpo que órbita, nese caso o Sol).[5]

Pénsase que Pallas pode ter polo menos un certo grao de alteración térmica e diferenciación planetaria parcial,[5] o cal suxire que se trata dun protoplaneta. Durante a fase de formación planetaria do Sistema Solar, os obxectos creceron en tamaño a través dun proceso de acreción ata chegar a un tamaño aparecido ó de Pallas, moitos destes obxectos fóronse incorporando a corpos maiores, que se tornaron en planetas, mentres que outros esnaquizáronse en colisións con outros protoplanetas. Pallas e Vesta son probablemente superviventes desa fase inicial da formación planetaria.[45]

Pallas estaba entre os "planetas candidatos" nun borrador inicial da UAI antes da definición de planeta acordada no 2006, Pallas ó final non entra na definición de planeta, xa que non foi quen de limpa-la súa órbita doutros corpos celestes.[46][47] No futuro, é posible que Pallas chegue a ser clasificado coma un planeta anano, se se comproba que ten unha superficie en equilibrio hidrostático.

Cuasi resonancias

editar

Pallas está moi próximo a unha resonancia orbital de -1:1 con Ceres.[48] Pallas tamén está moi próximo a unha resonancia de 18:7 (ó longo dun período de 6500 anos) e doutra resonancia de 5:2 (ó longo dun período de 83 anos) con Xúpiter.[49]

Tránsitos de planetas vistos dende Pallas

editar

Dende a perspectiva de Pallas, Mercurio, Venus, Marte e a Terra pode ocasionalmente aparecer en tránsito sobre o Sol. A Terra fíxoo no 1968 e no 1998, e volverá a estar en tránsito no ano 2224. Mercurio fíxoo en outubro do ano 2009. O último e o próximo tránsito de Venus, foi e será, respectivamente, no 1677 e no 2123, e para Marte as datas son no 1597 e no 2759.[50]

Exploración

editar

Pallas aínda non foi visitado por unha nave, pero se a misión da Dawn acada o éxito no estudo de 4 Vesta e 1 Ceres, e quedou suficiente combustible de reserva, é posible que a súa misión poida ser estendida para incluír un sobrevoo de Pallas, no momento en que Pallas atravese a eclíptica no ano 2018. Con todo e debido á alta inclinación orbital de Pallas, non lle será posible á sonda Dawn entrar en órbita ó redor de Pallas.[37][51]

Existe unha proposta para que a sonda espacial Athena, se consegue o financiamento necesario, poida ser lanzada no ano 2022 compartindo foguete coa misión Psyche, tomando a súa propia traxectoria, co obxectivo de orbitar arredor de 2 Pallas.[52][53]

Notas

editar
  1. ↑ Jet Propulsion Laboratory (ed.). "Small-Body Database Lookup". Consultado o 4 de abril de 2022. 
  2. ↑ 2,0 2,1 "JPL Small-Body Database Browser: 2 Pallas". Consultado o 12-09-2009. 
  3. ↑ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 03-04-2009. Arquivado dende o orixinal o 24-06-2013. Consultado o 10-04-2009.  (producido co Solex 10 Arquivado 13 de abril de 2003 en Archive.is escrito por Aldo Vitagliano; véxase tamén plano invariable). Consultado 0 05-04-2009.
  4. ↑ Department of Mathematics, University of Pisa, Italy (ed.). "AstDyS-2 Pallas Synthetic Proper Orbital Elements". Consultado o 01-10-2011. 
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 Schmidt, B. E., e o seu equipo. (2008). "Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface" (PDF). 39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held March 10–14, 2008, in League City, Texas. 1391: 2502. Bibcode:2008LPI....39.2502S. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 04-10-2008. Consultado o 24-08-2008. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Baer, James; Chesley, =Steven R. (2008). Springer Science+Business Media B.V. 2007, ed. "Astrometric masses of 21 asteroids, and an integrated asteroid ephemeris" (PDF). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 100 (2008): 27–42. Bibcode:2008CeMDA.100...27B. doi:10.1007/s10569-007-9103-8. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 24-02-2011. Consultado o 11-11-2008. 
  7. ↑ 7,0 7,1 Torppa, J.; e o seu equipo. (2003). "Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data". Icarus 164 (2): 346–383. Bibcode:2003Icar..164..346T. doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. 
  8. ↑ Harris, A. W.; Warner, B. D.; Pravec, P. (2006). NASA Planetary Data System, ed. "Asteroid Lightcurve Derived Data. EAR-A-5-DDR-Derived-Lightcurve-V8.0.". Arquivado dende o orixinal o 28-01-2007. Consultado o 15-03-2007. 
  9. ↑ Neese, C. (2005). NASA Planetary Data System, ed. "Asteroid Taxonomy. EAR-A-5-DDR-Taxonomy-V5.0.". Arquivado dende o orixinal o 10-03-2007. Consultado o 15-03-2007. 
  10. ↑ 10,0 10,1 Tedesco, E. F.; Noah, P. V.; Noah, M.; Price, S. D. (2004). NASA Planetary Data System, ed. "IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.". Arquivado dende o orixinal o 11-03-2007. Consultado o 15-03-2007. 
  11. ↑ 11,0 11,1 Menzel, Donald H.; Pasachoff, Jay M. (1983). Houghton Mifflin, ed. A Field Guide to the Stars and Planets (2nd ed.). Boston, MA. p. 391. ISBN 0-395-34835-8. 
  12. ↑ Calculado con JPL Horizons para 1608-Feb-15
  13. ↑ 13,0 13,1 Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 7 de setembro de 2012. Consultado o 15 de setembro de 2012. 
  14. ↑ "Other Reports of Asteroid/TNO Companions" (en inglés). Consultado o 16 de decembro de 2013. 
  15. ↑ Os meteoritos Pallasitos son nomeados en honra ó científico implicado en caracterizalos, os cales non gardan relación con Pallas, ni co nome do asteroide. Anonymous (05-11-2007). Space Files, ed. "Pre-Dawn: The French-Soviet VESTA mission". Arquivado dende o orixinal o 05-05-2013. Consultado o 28-06-2008. 
  16. ↑ Anonymous. The Planetary Society, ed. "Space Topics: Asteroids and Comets, Notable Comets". Arquivado dende o orixinal o 16-05-2008. Consultado o 28-06-2008. 
  17. ↑ Andrew, James (01-09-2006). "Pallas". Southern Astronomical Delights. Consultado o 29-03-2007. 
  18. ↑ Encyclopaedia Britannica (Tim Starling) (ed.). "Athena". 1911 Edition of the Encyclopaedia Britannica. Consultado o 16-08-2008. 
  19. ↑ Dietrich, Thomas (2005). Turnkey Press, ed. The Origin of Culture and Civilization: The Cosmological Philosophy of the Ancient Worldview Regarding Myth, Astrology, Science, and Religion. p. 178. ISBN 0-9764981-6-2. 
  20. ↑ Pallas é un nome grego e o asteroide ten o mesmo nome en grego, ó contrario de 1 Ceres, 3 Juno e 4 Vesta, que proveñen da mitoloxía romana. En tódolos idiomas, cunha excepción, usase Pallas ou variantes nacionais dese nome: italiano Pallade, ruso Pallada, español Palas, árabe Bālās. A única excepción é o chinés, onde Pallas é chamado de estrela do(a) deus(deusa) da sabedoría (智 神 星 zhìshénxīng). Isto contrasta coa deusa Pallas, onde o chinés usa o nome grego outra simboloxía (帕拉斯 pàlāsī).
  21. ↑ Los Álamos National Laboratory (ed.). "Palladium". Arquivado dende o orixinal o 05-04-2007. Consultado o 20-03-2007. 
  22. ↑ Valor Unicode U+26B4
  23. ↑ Hoskin, Michael (26-06-1992). Observatorio Astronomico di Palermo "Giuseppe S. Vaiana", ed. "Bode's Law and the Discovery of Ceres". Arquivado dende o orixinal o 22-05-2011. Consultado o 05-07-2007. 
  24. ↑ Forbes, Eric G. (1971). "Gauss and the Discovery of Ceres". Journal for the History of Astronomy 2: 195–199. Bibcode:1971JHA.....2..195F. 
  25. ↑ 25,0 25,1 NASA JPL (ed.). "Astronomical Serendipity". Arquivado dende o orixinal o 06-02-2012. Consultado o 15-03-2007. 
  26. ↑ Hilton, James L. (16-11-2007). "When did asteroids become minor planets?". U.S. Naval Observatory. Arquivado dende o orixinal o 06-04-2012. Consultado o 09-09-2011. 
  27. ↑ Hilton, James L. "Asteroid Masses and Densities" (PDF). U.S. Naval Observatory. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 19-08-2008. Consultado o 07-09-2008. 
  28. ↑ O. Gingerich (2006). "The Path to Defining Planets" (PDF). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and IAU EC Planet Definition Committee chair. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 06-03-2007. Consultado o 13-03-2007. 
  29. ↑ Conferencia: [url=http://adsabs.harvard.edu/full/1994ASPC...63....1K Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invitado)], por Yoshihide Kozai, conferencia publicada no libro Proceedings of the International Conference da Astronomical Society of the Pacific, 29-03-1993, Sagamihara, Xapón; consultado o 08-01-2007.
  30. ↑ Faure, Gérard (20-05-2004). Astrosurf.com, ed. "Description of the System of Asteroids". Arquivado dende o orixinal o 02-02-2007. Consultado o 15-03-2007. 
  31. ↑ Foglia, S.; Masi, G. (1999). "New clusters for highly inclined main-belt asteroids". The Minor Planet Bulletin 31: 100–102. Bibcode:2004MPBu...31..100F. Arquivado dende o orixinal o 19-07-2011. Consultado o 15-03-2007. 
  32. ↑ Drummond, J. D.; Cocke, W. J. (1989). "Triaxial ellipsoid dimensions and rotational pole of 2 Pallas from two stellar occultations". Icarus 78 (2): 323–329. Bibcode:1989Icar...78..323D. doi:10.1016/0019-1035(89)90180-2. 
  33. ↑ Dunham, D. W.; et al. (1990). "The size and shape of (2) Pallas from the 1983 occultation of 1 Vulpeculae". Astronomical Journal 99: 1636–1662. Bibcode:1990AJ.....99.1636D. doi:10.1086/115446. 
  34. ↑ Johnston, William Robert (05-03-2007). Johnson's Archive, ed. "Other Reports of Asteroid/TNO Companions". Arquivado dende o orixinal o 10-02-2007. Consultado o 14-03-20074. 
  35. ↑ Conferencia: Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers, por Elena V. Pitjeva, 18–25 de xullo do 2004, Paris, Francia, conferencia publicada na obra: 35th COSPAR Scientific Assembly. Páxina da consulta: 2014.
  36. ↑ Staff (24-10-2007). JPL/NASA, ed. "Hubble Images of Asteroids Help Astronomers Prepare for Spacecraft Visit". Arquivado dende o orixinal o 09-06-2007. Consultado o 27-10-2007. 
  37. ↑ 37,0 37,1 The Planetary Society, ed. (2007). "Notable Asteroids". Arquivado dende o orixinal o 16-04-2007. Consultado o 17-03-2007. 
  38. ↑ o volume de Pallas é indistinguible do Vesta dadas as incertezas das medicións actuais.
  39. ↑ Odeh, Moh'd. Jordanian Astronomical Society, ed. "The Brightest Asteroids". Arquivado dende o orixinal o 13-08-2007. Consultado o 16-07-2007. 
  40. ↑ Calculado con JPL Horizons para o 24-02-2014
  41. ↑ Carry, B.; e o seu equipo. (2007). "Asteroid 2 Pallas Physical Properties from Near-Infrared High-Angular Resolution Imagery" (PDF). Arquivado dende o orixinal (PDF) o 25-02-2012. Consultado o 22-06-2009. 
  42. ↑ Feierberg, M. A.; Larson, H. P.; Lebofsky, L. A. (1982). "The 3 Micron Spectrum of Asteroid 2 Pallas". Bulletin of the American Astronomical Society 14: 719. Bibcode:1982BAAS...14..719F. 
  43. ↑ Sato, Kimiyasu; Miyamoto, Masamichi; Zolensky, Michael E. (1997). "Absorption bands near 3 m in diffuse reflectance spectra of carbonaceous chondrites: Comparison with asteroids". Meteoritics 32 (4): 503–507. Bibcode:1997M&PS...32..503S. doi:10.1111/j.1945-5100.1997.tb01295.x. 
  44. ↑ Particle Physics and Astronomy Research Council, ed. (20-09-2005). "Earliest Meteorites Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle.". Arquivado dende o orixinal o 06-05-2013. Consultado o 24-05-2006.  Arquivado 06-05-2013 en Archive.is
  45. ↑ McCord, T. B.; McFadden, L. A.; Russell, C. T.; Sotin, C.; Thomas, P. C. (2006). "Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids". Transactions of the American Geophysical Union 87 (10): 105. Bibcode:2006EOSTr..87..105M. doi:10.1029/2006EO100002. 
  46. ↑ IAU (ed.). "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". Arquivado dende o orixinal o 13-09-2008. Consultado o 16-08-2008. 
  47. ↑ Paul, Rincon (16-08-2006). BBC News, ed. "Planets plan boosts tally to 12". Arquivado dende o orixinal o 02-03-2007. Consultado o 17-03-2007. 
  48. ↑ Goffin, E. (2001). "New determination of the mass of Pallas". Astronomy and Astrophysics 365 (3): 627–630. Bibcode:2001A&A...365..627G. doi:10.1051/0004-6361:20000023. 
  49. ↑ Taylor, D. B. (1982). "The secular motion of Pallas". Royal Astronomical Society 199: 255–265. Bibcode:1982MNRAS.199..255T. 
  50. ↑ "Solex by Aldo Vitagliano". Arquivado dende o orixinal o 29-04-2009. Consultado o 19-03-2009.  (datos xerados por Solex)
  51. ↑ Perozzi, Ettore; Rossi, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (2001). "Basic targeting strategies for rendezvous and flyby missions to the near-Earth asteroids". Planetary and Space Science 49 (1 páxinas=3–22). Bibcode:2001P&SS...49....3P. doi:10.1016/S0032-0633(00)00124-0. 
  52. ↑ Dorminey, Bruce (10-03-2019). "Proposed NASA SmallSat Mission Could Be First To Visit Pallas, Our Third Largest Asteroid". Forbes (en inglés). Consultado o 10-07-2020. 
  53. ↑ O'Rourke, J. G.; Castillo-Rogez, J.; Elkins-Tanton, L. T.; Fu, R. R.; Harrison, T. N.; Marchi, S.; Park, R.; Schmidt, B. E.; Williams, D. A.; Seybold, C. C.; Schindhelm, R. N.; Weinberg, J. D. Athena: the first-ever encounter of (2) Pallas with a Smallsat. (PDF). 50ª Lunar and Planetary Science Conference 2019 (LPI Contrib. Nº 2132). 

Véxase tamén

editar

Outros artigos

editar

Ligazóns externas

editar
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=2_Pallas&oldid=6778845»