케레스(난쟁이 행성)

Ceres (dwarf planet)
1 Ceres ⚳
Ceres - RC3 - Haulani Crater (22381131691) (cropped).jpg
2015년 Ceres 본색
검출[1]
검출자주세페 피아지
검출일1801년 1월 1일
지정
1 Ceres
발음/sccsccriz/
의 이름을 따서 명명됨
Cers
형용사세레리아어, -ean (/sˈrərinn/)
궤도 특성[4]
Epoch 21 2022년 1월 (JD 2459600.5)
아필리온2.98 AU (4억 4600만 km)
근일점2.55AU(3억8100만km)
2.77AU(4억1400만km)
편심0.0785
17.9 km/s
291.4°
기울기
80.3°
2022년 12월 7일
73.6°
적절한 궤도 요소[5]
2.77 AU
적절한 편심
0.120
적절한 기울기
9.65°
78.2도/년
4.60358년
(1681.458 d)
근일점 세차 운동
54.1 arcsec / yr
상승 노드의 세차
- 59.2 아크초 / yr
물리적 특성
치수(964.4 × 964.2 × 891.8) ± 0.2km[4]
평균 직경
939.4±0.2km[4]
평균 반지름
469.73km[6]
2,770,000km2[a]
용량434,0003,000km[7]
덩어리
평균 밀도
2.140±0.008g/cm3[4]
0.36±0.15[8][b] (표준)
0.51 km/s[7]
9.074170±0.000001시간[4]
적도 회전 속도
92.61 m/s[7]
4°[10] 이하
291.42744°[11]
북극 편각
66.76033°[6]
0.090±0.0033 (V밴드)[12]
표면 온도 분 의미하다 맥스.
켈빈 ≈110파운드[16] 235±4[17]
C[13]
3.34[4]
0.854 ~ 0.339 °C

케레스(Ceres)[18]는 화성과 목성의 궤도 사이에 있는 소행성대에 있는 왜소 행성이다.이는 1801년 1월 1일 시칠리아 팔레르모 천문대에서 주세페 피아찌에 의해 발견되어 새로운 행성으로 공표된 첫 번째 소행성입니다.케레스는 나중에 소행성으로 분류되었고 그 다음에는 왜성으로 분류되었다 – 항상 해왕성의 궤도 안에 있는 유일한 행성이다.

케레스의 작은 크기는 가장 밝은 곳에서도 극도로 어두운 하늘 아래를 제외하고는 육안으로 볼 수 없을 정도로 어둡다는 것을 의미합니다.겉보기 등급은 6.7에서 9.3까지이며, 15개월에서 16개월의 시노드 주기에 한 번씩 반대편(지구와 가장 가까울 때)에서 정점을 이룬다.그 결과, 가장 강력한 망원경으로도 그것의 표면 특징은 거의 보이지 않으며, 로봇 NASA 우주선 던이 2015년 궤도 임무를 위해 케레스에 접근하기 전까지는 거의 알려지지 않았다.

던은 케레스의 표면이 물 얼음과 탄산염과 점토와 같은 수화 광물의 혼합물이라는 것을 발견했다.중력 데이터에 따르면 Ceres는 부분적으로 진흙(빙석) 맨틀/코어와 부피 기준 최대 30%의 얼음인 밀도가 낮지만 더 강한 지각으로 구분됩니다.케레스는 내부에 액체 상태의 물이 부족할 가능성이 높지만, 브라인은 여전히 외부 맨틀을 통해 흘러 지표면에 도달하여 Ahuna Mons와 같은 빙하 용암류가 대략 5천만 년마다 형성될 수 있게 한다.이것은 세레스를 태양과 가장 가까운 것으로 알려진 저온 황색 천체로 만들고, 브라인은 미생물이 살 수 있는 잠재적 서식지를 제공합니다.

2014년 1월, 케레스 주변에서 수증기 방출이 감지되어 [19]외기권이라고 알려진 약한 과도 대기가 형성되었다.증기는 보통 소행성이 아닌 혜성의 특징이기 때문에 이것은 예상하지 못한 일이었다.

역사

검출

18세기에 태양중심설을 받아들인 후 1846년에 해왕성을 발견한 몇 년 동안, 몇몇 천문학자들은 수학 법칙이 화성과 목성의 궤도 사이에 숨겨지거나 사라진 행성의 존재를 예측했다고 주장했다.1596년 이론적인 천문학자 요하네스 케플러는 행성 궤도 사이의 비율이 목성과 화성 사이와 금성과 [20]수성 사이 두 개의 행성을 추가하는 것만으로 "신의 설계"에 부합할 것이라고 믿었다.임마누엘 칸트와 같은 다른 이론가들은 그 간격이 목성의 중력에 의해 만들어진 것인지 곰곰이 생각했다; 1761년에 천문학자이자 수학자인 요한 하인리히 램버트는 물었다, "그리고 누가 화성과 목성 사이의 광대한 공간에서 출발한 행성들이 이미 사라진 것인지 알 수 있을까?그러면 지구뿐만 아니라 천체가 강할수록 약해지고 목성과 토성은 영원히 약탈당할 운명인가?[20]

1772년 독일 천문학자 요한 엘레르트 보데는 요한 다니엘 티티우스를 인용하여 화성과 [20][21]목성 사이의 설명할 수 없는 간격에 대해 알려진 행성들의 궤도를 예측하는 것으로 보이는 티티우스-보데 법칙으로 나중에 알려진 공식을 발표했다.이 공식은 [21]태양으로부터 2.8 천문단위, 즉 4억 2천만 킬로미터 떨어진 곳에 공전반경을 가진 또 다른 행성이 있을 것이라고 예측했다.티티우스-보드의 법칙은 윌리엄 허셜이 1781년 [20]토성 너머 행성의 예측 거리 부근에서 천왕성을 발견하면서 더욱 신빙성을 얻었다.1800년, 독일 천문학 저널의 편집자인 프란츠 자버 폰 자크가 이끄는 단체는 24명의 경험 많은 천문학자들에게 "천체 경찰"[21]이라고 칭하며 그들의 노력을 합쳐서 예상되는 행성을 [21]위한 체계적인 탐사를 시작할 것을 요청했습니다.그들은 케레스를 발견하지 못했지만, 나중에 팔라스, 주노, 베스타 [21]소행성을 발견했다.

이 조사를 위해 선정된 천문학자 중 한 명은 시칠리아 팔레르모 아카데미의 가톨릭 신부인 주세페 피아찌였다.Piazzi는 그 그룹에 가입하기 위한 그의 초대를 받기 [22]전에 1801년 1월 1일에 Ceres를 발견했다.그는 "라 [20]카유 씨의 조디악 별 목록 중 87번째 별"을 찾고 있었지만 "다른 [20]별보다 먼저"라는 것을 발견했다.별 대신, 피아지는 움직이는 별 같은 물체를 발견했는데, 그는 처음에 그것이 [23]혜성이라고 생각했다.피아치는 케레스를 24차례 관찰했는데, 이는 1801년 2월 11일 마지막이었다.그는 1801년 1월 24일 두 명의 동료 천문학자, 밀라노의 [24]바르나바 오리아니와 베를린의 보데에게 편지를 통해 그의 발견을 발표했다.그는 혜성으로 보고했지만 움직임이 느리고 오히려 균일해 혜성보다 더 나을 수도 있다는 생각이 여러 번 들었다.[20]4월에, 피아지는 자신의 완전한 관측 결과를 오리아니, 보데, 그리고 프랑스 천문학자 제롬 랄랑드에게 보냈습니다.그 정보는 모나틀리체 [23]통신원지의 1801년 9월호에 게재되었다.

이때쯤 케레스의 겉으로 보이는 위치는 (주로 태양 주위를 도는 지구의 움직임 때문에) 바뀌었고, 다른 천문학자들이 피아지의 관측을 확인하기에는 태양의 눈부심에 너무 가까이 있었다.연말쯤에는 케레스가 다시 보여야 했지만 오랜 시간이 흐른 뒤 정확한 위치를 예측하기가 어려웠다.케레스를 회복하기 위해 당시 24세였던 수학자 칼 프리드리히 가우스는 효율적인 궤도 [23]결정 방법을 개발했다.몇 주 안에, 그는 케레스의 경로를 예측했고 그의 결과를 폰 자크에게 보냈다.1801년 12월 31일 폰 자크와 동료 천경 하인리히 W. M. 올버스는 케레스를 예상 위치 근처에서 발견했고 그 [23]위치를 계속 기록했다.태양으로부터 2.8 AU 떨어진 곳에 있는 케레스는 티티우스-보드의 법칙에 거의 완벽하게 들어맞는 것처럼 보였다; 1846년 해왕성이 예상보다 8 AU 가까이에서 발견되었을 때, 대부분의 천문학자들은 이 법칙이 우연의 [25]일치라고 결론지었다.

초기 관측자들은 세레스의 크기를 크기 순서 내에서만 계산할 수 있었다.허셜은 1802년 그것의 지름을 260km로 과소평가했다; 1811년 독일 천문학자 요한 히에로니무스 슈뢰터는 그것의 지름을 2,613km로 과대평가했다.[26]1970년대에는 적외선 측광으로 알베도를 보다 정확하게 측정할 수 있었고, 케레스의 지름은 실제 값인 939km의 10%[26] 이내로 측정되었다.

이름 및 기호

피아찌가 제안한 발견의 이름은 케레스 페르디난데아였다.시칠리아에 있는 로마의 농업의 여신 케레스와 피아지의 군주이자 후원자인 [23]시칠리아의 페르디난드 3세를 기리는 페르디난데아에 이어 세레스가 탄생했다.후자는 다른 나라들에게 받아들여지지 않았고 폐기되었다.1801년 12월 폰 자크가 케레스를 회복하기 전에 폰 자크는 이 행성을 헤라라고 불렀고 보데는 주노라고 불렀다.피아지의 반대에도 불구하고, 그 이름은 그 물체의 존재가 확인되기 전에 독일에서 널리 알려졌습니다.일단 그렇게 되자 천문학자들은 피아지의 이름을 [27]정했다.

Ceres의 형용사 형태는 Cererian과[28][29] Cereerian이며,[30] 둘 다 /sɪrəri/n/[31][32]로 발음된다.1803년 발견된 희토류 원소인 세륨은 왜소행성 세레스의 [33][c]이름을 따왔다.

케레스의 오래된 천문학적 상징은 여전히 점성술에서 사용되는 [23][35]낫이다. 낫은 케레스 여신의 고전적인 상징들 중 하나였고 명백히 독립적으로 1802년 [36]폰 자크와 보데에 의해 제안되었다.모양은 금성의 기호 ♀(아래에 작은 십자가가 있는 원)와 비슷하지만, 원 안에 갈라진 부분이 있다.그것은 플러스 기호가 있는 'C'(Ceres라는 이름의 첫 글자)로 된 반전 형태 활자를 포함한 다양한 작은 그래픽 변형들을 가지고 있었다.번호가 매겨진 원반의 일반적인 소행성 기호인 β는 1867년에 도입되었고 빠르게 [23][37]표준이 되었다.

분류

Ceres (bottom left), the Moon and Earth, shown to scale
Ceres(왼쪽 아래), 달과 지구, 축척 표시
Relative sizes of the four largest asteroids. Ceres is furthest left.
소행성대에서 가장 큰 4개의 소행성(왼쪽의 왜소행성 케레스)의 상대적 크기
주요 기사:케레스의 지질학
다른 대형 소행성과 비교한 1 세레스(파란색)의 질량은 4 베스타, 2 팔라스, 10 히기에아, 704 인터암니아, 15 유노미아, 그리고 나머지 주요 띠입니다.질량 단위는 ×1018 kg이다.

Ceres의 분류는 한 번 이상 바뀌었고 약간의 의견 불일치의 대상이 되어왔다.보데는 케레스가 화성과 [20]목성 사이에 존재한다고 제안한 "실종된 행성"이라고 믿었다.케레스는 행성의 상징으로 지정되었고 팔라스, 주노, 베스타와 함께 천문학 책과 표에서 행성으로 반세기 [38]이상 이름을 남겼다.

케레스 근처에서 다른 물체들이 발견되면서 천문학자들은 이것이 새로운 종류의 [20]물체 중 첫 번째 것을 나타낸다고 의심하기 시작했다.1802년 팔라스가 발견되었을 때, 허셜은 "이것들은 매우 좋은 망원경으로도 별들과 구별하기 어려울 정도로 작은 별들과 닮았다"[39]고 쓰면서 소행성("[38]별과 유사")이라는 용어를 만들었다.1852년 베를린 천문학자 야흐르부흐에서 요한 프란츠 엥케는 행성 기호를 부여하는 전통적인 체계를 선언하고 발견 순서대로 그들의 이름 앞에 숫자를 놓는 새로운 방법을 도입했다.처음에 번호 체계는 5번째 소행성인 5 Astraea에서 1번으로 시작되었지만, 1867년 [38]Ceres라는 이름으로 새로운 체계로 채택되었다.

1860년대에 천문학자들은 "행성"이라는 단어는 아직 정확하게 [38]정의되지 않았지만, 주요 행성과 케레스 같은 소행성 사이에 근본적인 차이가 존재한다는 것을 널리 받아들였다.1950년대에 과학자들은 일반적으로 대부분의 소행성을 행성으로 간주하는 것을 중단했지만, 케레스는 행성 같은 지구물리학적 [40]복잡성 때문에 그 이후에도 종종 그것의 지위를 유지했다.그 후, 2006년 명왕성을 둘러싼 논쟁은 "행성"[41]의 정의와 케레스의 재분류 가능성, 심지어 행성으로의 일반적인 복원에 대한 요구로 이어졌다.천문학적 명명 및 분류를 담당하는 국제천문연맹(IAU)의 제안은 행성을 (a)강체력을 극복하기에 충분한 질량을 가지고 있고 (b) 정역학적 평형(근원형)을 가정하여 (a) 아루 궤도에 있는 천체라고 정의했다.별도 아니고 행성의 위성도 아니다.[42]만약 이 결의안이 채택되었다면 케레스는 [43]태양으로부터 순서대로 다섯 번째 행성이 되었을 것이다.그러나 2006년 8월 24일, 총회는 행성이 "궤도 주변의 주변을 청소해야 한다"는 추가 요구사항을 채택했다.케레스는 궤도를 지배하지 않기 때문에 행성이 아니며, 소행성대에 있는 수천 개의 다른 소행성들과 같은 궤도를 공유하며 벨트 전체 [44]질량의 약 40%만을 차지한다.케레스처럼 첫 번째 정의는 충족하지만 두 번째 정의는 충족시키지 못한 천체는 대신 왜소행성으로 [44]분류되었다.행성 지질학자들은 아직도 종종 이 정의를 무시하고 [45]케레스를 행성으로 간주한다.

케레스는 왜성이지만 소행성인지 아닌지에 대해서는 다소 혼란이 있다.NASA의 웹페이지에 따르면 벨트의 두 번째로 큰 물체인 베스타가 가장 큰 [46]소행성이라고 한다.IAU는 소행성 센터(Minor Planet Center)가 이러한 천체들을 분류하는 [49]데 책임이 있다고 지적하고 있으며, IAU/USGS/NASA 가제터 공동연구소는 케레스를 소행성과 [50]왜성 행성으로 분류하고 있지만 [47][48]이 주제에 대해서는 모호하다.

궤도

목성 및 내행성(흰색 및 회색)과 함께 세레스의 궤도(빨간색, 기울기)위 그림은 케레스의 궤도를 위에서 아래로 보여준다.아래 그림은 황도에 대한 세레스의 궤도 기울기를 보여주는 측면도이다.밝은 색조는 황도 위, 어두운 색조는 아래를 나타냅니다.

케레스는 지구 4.[4]6년의 공전 주기를 가지고 소행성 띠의 중간 부근에 있는 화성과 목성 사이의 궤도를 따라간다.다른 행성과 왜행성들과 비교했을 때, 케레스의 궤도는 지구에 비해 약간 기울어져 있다; 수성의 경우 7°, 명왕성의 경우 17°에 비해, 그것의 기울기 i는 10.6°이다.화성의 [4]0.09에 비해 이심률 e = 0.08로 약간 길다.

케레스는 소행성군에 속하지 않는데, 아마도 얼음의 비율이 크기 때문일 것이다. 같은 조성을 가진 작은 물체들은 태양계의 [51]나이가 지남에 따라 무(無)로 승화되기 때문이다.그것은 한때 게피온 소행성군의 [52]일원으로 생각되었는데, 이 소행성들의 구성원들은 비슷한 적절한 궤도 요소를 공유하며, 과거에 소행성 충돌을 통해 공통의 기원을 암시한다.케레스는 나중에 게피온족과[52] 다른 조성을 가지고 있는 것으로 밝혀졌으며, 비슷한 궤도 요소를 가지고 있지만 공통의 [53]기원은 아닌 인터로퍼로 보인다.

공명

소행성대의 작은 질량과 큰 분리 때문에, 소행성대 내의 물체들은 서로 [54]중력 공명 상태에 빠지는 일이 거의 없다.그럼에도 불구하고, 케레스는 다른 소행성들을 몇 십만 년에서 2백만 년 이상 동안 일시적인 1:1 공명으로 포착할 수 있다.이런 물체는 [55]50개가 확인됐다.세레스는 팔라스와 1:1의 평균 운동 궤도 공명에 가깝지만(그들의 고유 공전 주기는 0.2퍼센트 차이가 난다), [56]천문학적 시간표에서 유의할 만큼 가깝지는 않다.

회전 및 축 기울기

표면 얼음을 축적할 수 있는 영구 음영 영역

세레스의 자전 주기는 9시간 4분이며,[10] 적도 분화구인 카이트가 본초 [57]자오선으로 선택되었다.케레스는 4°[10]의 축경사를 가지고 있는데, 이는 극지방이 영구히 그늘진 크레이터를 포함할 수 있을 정도로 작으며, 이는 달과 수성에서 일어나는 것과 유사한 콜드 트랩 역할을 하고 시간이 지남에 따라 물의 얼음을 축적할 것으로 예상된다.표면에서 방출되는 물 분자의 약 0.14%는 탈출하거나 [10]갇히기 전에 평균 세 번 깡충깡충 뛰면서 트랩에 갇히게 될 것으로 예상된다.

케레스 궤도를 선회한 최초의 우주선 던은 북극축이 적경 19시간 25m 40.3초(291.418°), 편위 +66° 45' 50" (델타 드라코니스에서 약 1.5도)를 가리키고 있다는 것을 알아냈다.이는 현재 [58]위도에 따른 태양빛의 계절적 변화가 거의 또는 전혀 보이지 않는다는 것을 의미한다.300만 년 동안 목성과 토성의 중력에 의한 영향은 케레스의 축방향 기울기에 2도에서 20도 사이의 주기적인 변화를 일으켰는데, 이는 태양 노출의 계절적 변화가 과거에 일어났으며, 마지막 계절적 활동 기간은 14,000년 전으로 추정된다는 것을 의미한다.최대 축 기울기 기간 동안 그늘에 남아 있는 크레이터는 태양계의 [59]나이가 지남에 따라 분출이나 혜성 충돌로 인한 물의 얼음을 유지할 가능성이 가장 높다.

지질학

케레스는 주요 소행성대에서 [13]가장 큰 소행성이다.C형 또는 탄소질[13] 소행성으로 분류되며 점토 광물의 존재로 인해 G형 [60]소행성으로 분류된다.그것은 탄소질 콘드라이트 [61]운석과 비슷하지만 동일하지는 않다.그것은 적도 직경이 [4]극지름보다 8% 더 큰 타원형 구상체이다.여명 우주선의 측정 결과 평균 지름은 939.4 km (583.7 mi)[4]이고20 [62]질량은 9.38×10 kg이었다.이것은 세레스에게 2.16 g/[4]cm의3 밀도를 제공하며, 이는 세레스 질량의 1/4이 물 [63]얼음임을 암시한다.

케레스는 소행성 벨트의 추정 질량(2394±518)×10kg의 40%를 차지하며, 다음과 같은 특징이 있다. 다음 소행성 베스타의 질량의 3+1⁄2배이지만, 달의 질량의 1.3%에 불과하다.그것은 정수적 평형에 가깝지만, 평형 형태로부터의 일부 편차는 아직 [64]설명되지 않았다.그것이 평형 상태에 있다고 가정할 때, 케레스는 항상 [63]해왕성 궤도 안에 있는 유일한 왜소 행성이다.모델링을 통해 케레스의 암석 물질은 부분적으로 분화되어 있으며, 작은 [65][66]핵을 가지고 있을 수 있지만, 데이터는 또한 수화된 규산염의 맨틀과 일치하며 [64]핵은 없다.돈에는 자력계가 없었기 때문에 케레스에게 자기장이 있는지 없는지는 알려지지 않았다.[67][68]케레스의 내부 분화는 주요 띠 소행성의 위성이 대부분 충돌 교란으로 인해 형성되어 구별되지 않은 돌무더기 구조를 [69]형성하기 때문에 자연 위성의 부족과 관련이 있을 수 있다.

표면

주요 기사:케레스의 지형 목록

구성.

세레스의 표면 구성은 전 세계적으로 균일하며,[64] 레골리스의 물 얼음은 극지방의 [64]약 10%에서 적도지방의 훨씬 건조하고 심지어 얼음이 없는 상태까지 다양하지만 물에 의해 변화된 탄산염과 암모니아화 필로규산염이 풍부하다.

허블 우주 망원경을 사용한 연구는 세레스 표면에 흑연, 황, 그리고 이산화황을 보여준다.흑연은 분명히 케레스의 오래된 표면에서의 우주 풍화의 결과이다; 후자의 두 표면은 세레리아 조건 하에서 휘발성이 있고 빠르게 탈출하거나 차가운 함정에 가라앉을 것으로 예상되며, 따라서 비교적 최근의 지질 [70]활동이 있는 지역과 분명히 관련이 있다.

Ernutet [71]크레이터에서는 유기화합물이 검출되었으며, 행성의 가까운 표면 대부분은 탄소가 풍부하여 질량은 [72]약 20%입니다.탄소 함량은 지구에서 [72]분석된 탄소질 콘드라이트 운석보다 5배 이상 높다.표면 탄소는 [72]점토와 같은 암석-물 상호작용의 산물과 혼합된 증거를 보여준다.이 화학은 케레스가 아마도 목성 궤도 바깥의 추운 환경에서 형성되었고, 물이 존재하는 곳에서 초탄소가 풍부한 물질로부터 축적되어 유기 [72]화학에 유리한 조건을 제공할 수 있다는 것을 암시합니다.

  • Black-and-white photographic map of Ceres, centred on 180° longitude, with official nomenclature (September 2017)

    공식 명명법에 따라 경도 180°를 중심으로 한 케레스 흑백 사진 지도(2017년 9월)

  • Ceres, polar regions (November 2015): North (left); south (right). The south pole is in shadow. "Ysolo Mons" has since been renamed "Yamor Mons."[73]

    극지방 케레스(2015년 11월):북쪽(왼쪽); 남쪽(오른쪽)남극은 그늘에 가려져 있다."Ysolo Mons"는 그 이후로 "Yamor Mons"[73]로 이름이 바뀌었다.

크레이터

케레스 지형도가장 낮은 분화구 바닥(인디고)과 가장 높은 봉우리(흰색)는 [74]표고 15km(10mi)의 차이를 나타냅니다.'Ysolo Mons'는 'Yamor Mons'[73]로 이름이 바뀌었습니다.

여명은 케레스 표면에 크레이터가 많이 있지만 [75]크레이터가 예상보다 적다는 것을 밝혀냈다.현재의 소행성대의 형성에 기초한 모델들은 케레스가 [75]직경 400 km (250 mi) 이상의 크레이터를 10개에서 15개 가지고 있을 것이라고 예측했다.케르완 분지의 케레스에서 확인된 가장 큰 분화구는 지름이 [76]284km(176mi)이다.가장 가능성이 높은 이유는 지각의 끈적끈적한 이완이 서서히 더 큰 [75]충격을 평탄하게 만들기 때문입니다.

케레스의 북극 지역은 적도 지역보다 크레이터가 훨씬 많고, 특히 동부 적도 지역은 [77]크레이터가 비교적 적다.20km에서 100km(10-60mi) 사이의 크레이터의 전체 크기는 후기 중폭격에서 비롯된 것과 일치하며, 고대 극지방 밖의 크레이터는 초기 저온 현상 [77]때문에 지워졌을 가능성이 있습니다.가장자리가 저하된 세 개의 크고 얕은 분지(평면)는 침식된 [64]크레이터가 될 수 있습니다.지름이 [75]800km(500mi)에 이르는 가장 큰 벤디미아 플라니티아는 세레스에서 [78]단일 지형으로는 가장 큰 곳이기도 합니다.3개 중 2개는 암모늄 농도가 [64]평균보다 높다.

새벽에는 케레스 표면에서 지름 105m(344피트)보다 큰 4,423개의 바위가 관찰되었다.모든 크레이터가 바위를 포함하지는 않지만, 이러한 바위는 충돌로 형성되었을 가능성이 있으며 크레이터 내부 또는 근처에서 발견됩니다.큰 바위는 위도가 높을수록 더 많다.세레스의 바위는 열응력(새벽과 해질녘에 표면 온도가 빠르게 변화)과 운석 충돌로 인해 부서지기 쉽고 빠르게 분해된다.이들의 최대 수명은 1억 5천만 년으로 추정되는데, 이는 [79]베스타에 있는 바위의 수명보다 훨씬 짧은 것이다.

구조상의 특징

비록 케레스는 [80]판구조론이 부족하지만, 대부분의 표면 특징들이 충돌이나 저온화 [81]활동과 연관되어 있기 때문에, 몇몇 잠재적 구조 특징들은 표면, 특히 동반구에서 잠정적으로 확인되었습니다.케레스 표면에서 수 킬로미터 크기의 선형 균열인 삼하인 카테나는 충돌과의 명백한 연관성이 없으며, 매장된 정상 단층을 나타내는 피트 크레이터 체인과 더 많이 유사합니다.또한 Ceres의 몇몇 크레이터에는 저온 천장의 [82]침입과 일치하는 얕고 골절된 바닥이 있습니다.

빙하기론

주요 기사: Ceres의 밝은 점
A smooth-sided mountain rising from a grey surface
Ahuna Mons는 가장 가파른 [83]면에서 약 5km(3mi) 높이로 추정된다.
Icy patches against a grey, flat background
케롤리아와 비날리아 파큘라

케레스에는 Ahuna Mons라는 유명한 산이 하나 있는데, 이것은 크라이오볼카노로 보이며 크레이터가 거의 없는 것으로 보이며, 최대 나이는 2억 4천만 [84]년으로 추정된다.상대적으로 높은 중력장은 이것이 밀도가 높고, 얼음보다는 암석으로 구성되어 있으며,[51] 맨틀의 꼭대기에서 소금과 규산염 입자로 이루어진 슬러리의 확장으로 인해 그 위치가 형성되었을 가능성이 높다.그것은 Kerwan 분지와 거의 정반대이다.케르완을 형성하는 충돌로 인한 지진 에너지는 케레스 반대편에 집중되어 지각의 외부 층을 분열시키고 고점도 빙하(소금의 함량에 의해 부드러워진 진흙 얼음)의 [85]표면 이동을 촉발했을 수 있다.Kerwan도 지표면 아래 [76]얼음의 충격 용해로 인해 액체 상태의 물이 영향을 미친다는 증거를 보여준다.

2018년 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 케레스의 크라이오볼카누는 일단 형성되면 수억 년 동안 점성이완으로 인해 물러난다.연구팀은 케레스 [84][86]표면에서 여유로운 크라이오볼카누의 강력한 후보물질로 22개의 특징을 확인했다.야모르 몬스는 오래된 충격 크레이터 봉우리이지만 케레스의 북극 지역에 위치해 있기 때문에 훨씬 더 오래되었지만 아우나 몬스와 닮았다. 이 지역은 온도가 낮아 지각의 [81]점성이완을 방해한다.모델에 따르면 지난 10억 년 동안 평균적으로 5천만 [81]년마다 한 개의 크라이오볼카노가 케레스에서 형성되었습니다.분출은 케레스 상공에 균일하게 분포되어 있지는 않지만, 고대 [81]분지와 관련이 있을 수 있다.이 모델은 Ahuna Mons의 발견과 달리 Cereian cryovolcanoes는 Ceres 지각의 평균보다 훨씬 밀도가 낮은 물질로 구성되어야 하며, 그렇지 않으면 관찰된 점성 이완이 일어나지 않을 [84]수 있음을 시사한다.

예상외로 많은 수의 세레리아 분화구에는 중앙의 구덩이가 있는데, 아마도 동결 과정 때문일 것이다; 다른 분화구들은 중앙의 [87]정점을 가지고 있다.80km(50mi) 오크레이터 [88]분화구 가운데 가장 밝은 던에 의해 수백 개의 밝은 점(시설)이 관찰되었습니다.Occator 중심에 있는 밝은 점의 이름은 Cerialia Facula이고,[89] 동쪽의 밝은 점군은 Vinalia Faculae입니다.[90]Occator는 중앙 돔으로 부분적으로 채워진 너비 9-10km의 구덩이를 가지고 있다.돔은 설상(-上)을 후일화하고 있으며, 지구의 북극 [91][92]지역에 있는 핑고에 버금가는 지하 저장소의 동결로 인해 생긴 것으로 보인다.아지랑이는 주기적으로 시리얼리아 상공에 나타나며, 이는 어떤 종류의 가스가 빠져나가거나 승화하는 얼음이 밝은 [93]점들을 형성했다는 가설을 뒷받침합니다.2016년 3월, 던은 옥소 [94]분화구의 케레스 표면에서 물 얼음의 결정적인 증거를 발견했다.

2015년 12월 9일 NASA 과학자들은 세레스의 밝은 반점이 황산마그네슘 육수화물(MgSO4·6)을 포함한 증발 브라인의 소금일 가능성이 있다고 보고했다.HO); 이 점들은 암모니아가 풍부한 [95]점토와도 관련이 있는 것으로 확인되었다2.이러한 밝은 영역의 근적외선 스펙트럼은 2017년에 다량의 탄산나트륨(NaCO
2
3)과 소량의 염화암모늄(NHCl
4) 또는 중탄산암모늄(NHCO
4
3)[96][97]과 일치하는 것으로 보고되었다.이 재료들은 표면에 [98]도달한 브라인의 결정화에서 비롯되었다고 제안되어 왔다.2020년 8월, NASA는 Ceres가 Occator [100]크레이터를 포함한 수백 곳의[99] "밝은 점"을 일으키는 깊은 염수의 저장고를 가진 물이 풍부한 물체라는 것을 확인했다.

내부구조

a cutaway image of the interior of Ceres
Ceres 내부 구조의 3층 모델:
  • 두꺼운 외피(얼음, 소금, 수화 광물)
  • 염분이 풍부한 액체(브라인)와 암석
  • 맨틀(수분암)

케레스의 활발한 지질은 얼음과 염수에 의해 추진된다.바위에서 침출된 물은 약 5%의 염도를 가지고 있는 것으로 추정된다.전체적으로 케레스는 부피 기준 약 50%, 질량 기준 [16]약 73%의 암석입니다.

케레스의 가장 큰 크레이터는 수 킬로미터 깊이로 얼음이 풍부한 얕은 지표면과는 일치하지 않습니다.지표면이 직경 약 300km(200mi)의 크레이터를 보존하고 있다는 사실은 케레스의 가장 바깥쪽 층이 물 얼음보다 약 1000배 더 강하다는 것을 보여준다.이는 규산염, 수화염 및 메탄 포접물의 혼합물과 일치하며,[64][101] 부피 기준 물 얼음은 30%를 넘지 않는다.

던의 중력 측정 결과 세레스의 [16]내부를 위한 세 가지 경쟁 모델이 생성되었습니다.3층 모델에서 Ceres는 40km(25mi) 두께의 얼음, 소금 및 수화 광물 외피와 점토와 같은 수화 암석의 내부 진흙 "망틀"로 구성되어 있으며, 소금과 [102]암석의 진흙 혼합물로 구성된 60km(37mi) 층으로 구분되어 있습니다.케레스의 깊은 내부가 액체인지 [103]금속이 풍부한 고밀도 물질의 핵인지를 구별하는 것은 불가능하지만, 낮은 중심 밀도로 [16]볼 때 약 10%의 다공성을 유지할 수 있습니다.한 연구는 중심부와 맨틀/크러스트의 밀도를 각각 2.46–2.90, 1.68–1.95 g/cm로3 추정했으며 맨틀과 지각의 두께는 70–190 km(40–120 mi)이다.수빙에 대한 높은 밀도는 규산염과 [9]소금에 대한 맨틀의 농도를 반영하지만, 코어로부터의 부분적인 탈수(얼음의 분출)만 예상된다.즉, 코어(존재하는 경우), 맨틀과 지각은 모두 암석과 얼음으로 구성되어 있지만 비율은 다릅니다.

케레스의 광물 조성은 외부 100km(60mi)에 대해서만 (간접적으로) 측정될 수 있다.두께가 40킬로미터(25 mi)인 단단한 겉껍질은 얼음, 소금, 그리고 수화 광물의 혼합물이다.그 아래에는 소량의 브라인(brine)을 포함할 수 있는 층이 있습니다.이는 최소 100km(60mi)의 검출 한계까지 확장됩니다.그 밑에는 [103]점토와 같은 수화된 암석이 지배하고 있는 맨틀이 있을 것으로 생각된다.

한 2층 모형에서 세레스는 콘드룰의 핵과 혼합 얼음과 미크론 크기의 고체 입자("진흙")로 구성되어 있다.지표면에 얼음이 승화하면 약 20미터 두께의 수화 입자 퇴적물이 남을 것이다.분화 범위는 연골 75%, 입자 25%, 얼음 75%, 입자 25%의 대형 360km(220mi) 코어부터 입자 30%, 입자 70%로 구성된 85km(55mi) 코어까지 데이터와 일치한다.큰 코어의 경우 코어-망틀 경계는 소금물 포켓에 충분히 따뜻해야 한다.작은 핵을 가진 맨틀은 110km(68mi) 이하의 액체 상태를 유지해야 한다.후자의 경우 액체 저장고가 2% 얼면 일부 액체가 표면으로 밀려나도록 압축되어 저온 현상(cryovolcanism)[104]이 발생합니다.

두 번째 2층 모델은 Ceres가 휘발성이 풍부한 지각과 수산화 규산염의 밀도가 높은 맨틀로 부분적으로 분화하는 것을 시사합니다.지각과 맨틀의 밀도 범위는 케레스에 영향을 미쳤다고 생각되는 운석의 종류로부터 계산될 수 있다.CI급 운석(밀도 2.46g/cm3)의 경우 지각의 두께는 약 70km(40mi)이고 밀도는 1.68g/cm이다3. CM급 운석(밀도 2.9g/cm3)의 경우 지각의 두께는 약 190km(120mi)이고 밀도는 1.9g/cm이다3.최적의 모델링을 통해 약 1.25g/cm의3 밀도와 약 2.4g/cm의3 [64]맨틀/코어 밀도로 약 40km(25mi) 두께의 지각이 생성된다.

대기.

2017년 Dawn은 Ceres가 일시적인 [105]수증기를 가지고 있다는 것을 확인했다.2014년 초 허셜 우주 관측소가 케레스에서 국지적인 중위도 수증기원을 검출했을 때 대기의 징후가 나타났다. 직경은 60km(40mi)를 넘지 않으며, 각각 초당 [106][107][d]약 10분자26(3kg)의 물을 방출한다.Keck 천문대에 의해 근적외선 영역인 피아찌(123°E, 21°N)와 영역 A(231°E, 23°N)의 두 가지 잠재적 선원 영역이 어두운 영역(지역 A에도 밝은 중심이 있음)으로 시각화되었다.증기 방출의 가능한 메커니즘은 노출된 표면 얼음의 약 0.6km2(0.2평방 mi), 방사선 발생 내부 [106]열로 인한 저온 분출 또는 표면 아래 얼음 [110]층의 두께화로 인한 해저 압력이다.2015년 데이비드 주이트는 케레스를 활동 [111]소행성 목록에 포함시켰다.지표수 얼음은 [112]태양으로부터 5AU 미만의 거리에서는 불안정하기 때문에 태양 방사선에 직접 노출되면 승화될 것으로 예상된다.물 얼음은 케레스의 깊은 층에서 표면으로 이동할 수 있지만, 짧은 시간 안에 빠져나갑니다.표면 승화는 케어스가 태양으로부터 궤도에서 멀리 떨어져 있을 때 더 낮아질 것으로 예상되며, 내부 동력 방출은 케어스의 궤도 위치에 의해 영향을 받지 않아야 한다.이전에 이용 가능했던 제한된 데이터는 혜성 형태의 [106]승화를 제시했지만, 던의 증거는 지질 활동이 적어도 부분적으로 [113]원인이 있을 수 있다는 것을 시사한다.

여명의 감마선과 중성자 검출기(GRaND)를 사용한 연구는 케레스가 태양풍으로부터 전자를 가속한다는 것을 보여준다; 가장 받아들여지는 가설은 이러한 전자가 태양풍과 약한 수증기 외기권 [114][115]사이의 충돌에 의해 가속된다는 것이다.이와 같은 활 충격은 일시적인 자기장에 의해서도 설명될 수 있지만, 케레스 내부는 충분히 전기 [115]전도성이 없는 것으로 생각되기 때문에 이것은 그다지 가능성이 낮은 것으로 여겨진다.

기원과 진화

케레스는 45억 6천만 년 전에 형성된 생존한 원시 행성입니다. 팔라스, 베스타와 함께 태양계 [116]내부에 남아 있는 세 행성 중 하나이며, 나머지는 지구형 행성을 형성하기 위해 합쳐지거나 충돌로[117] 산산조각 나거나 [118]목성에 의해 방출됩니다.케레스의 현재 위치에도 불구하고, 그것의 구성은 소행성대에서 형성되었던 것과 일치하지 않는다.목성과 토성의 궤도 사이에 형성되어 목성이 [16]바깥쪽으로 이동하면서 소행성대에 휘어진 것으로 보인다.Occator 크레이터에서 암모늄 염의 발견은 암모니아가 [119]그 지역에 훨씬 더 풍부하기 때문에 외태양계에서의 기원을 뒷받침합니다.

케레스의 초기 지질학적 진화는 형성 중 및 후에 이용 가능한 열원에 의존했다. 즉, 방사성핵종의 미행성 강착 및 붕괴에 의한 충격 에너지(알루미늄-26과 같은 단수명 소멸 방사성핵종 포함)이다.이것들은 케레스가 형성된 [66]직후에 암석핵과 얼음 맨틀, 또는 액체 상태의 [64]물바다로 분화할 수 있게 해주기에 충분했을지도 모른다.이 바다는 얼음이 얼면서 표면 아래에 얼음층을 남겼어야 했다.던이 그러한 층의 증거를 발견하지 못했다는 사실은 케레스의 원래 지각이 고대 해저의 소금과 규산염이 풍부한 물질과 완전히 [64]혼합된 후에 충돌에 의해 적어도 부분적으로 파괴되었다는 것을 암시한다.

케레스는 놀랄 만큼 적은 수의 큰 크레이터를 가지고 있는데, 이는 점성이완과 저온화 현상이 오래된 지질학적 특징을 [120]지웠다는 것을 암시한다.점토와 탄산염이 존재하려면 열수 [51]활성과 일치하는 50°C 이상의 온도에서 화학 반응이 필요합니다.

그러나, 충격 크레이터에 의해 지배적으로 활동적으로 활성화되어 있으며, 새벽부터 내부 프로세스가 크게 감소했다는 증거는 거의 없다 역사ry.[122]

거주성

a polar image of Ceres showing dark blue across the northern hemisphere
레골리스 상부 미터에서의 수소 농도(파란색)는 수빙의 존재를 나타낸다.

케레스는 화성, 유로파, 엔셀라두스, 타이탄처럼 미생물의 잠재적 외계 생명체 서식지로 활발하게 논의되지는 않았지만,[51] 지구 다음으로 태양계 내 물체 중 가장 많은 물을 가지고 있으며, 표면 아래에 있는 염수 주머니는 [51]생명체가 살 수 있는 서식지를 제공할 수 있을 것이다.Europa나 Enceladus와 같이 조석 가열을 겪지는 않지만 태양에 충분히 가깝고 지표면 아래 액체 상태의 물을 장기간 [51]보존할 수 있을 만큼 수명이 긴 방사성 동위원소를 포함하고 있다.유기화합물의 원격검출과 가까운 표면에서 20%의 탄소와 혼합된 물의 존재는 유기화학에 [72]유리한 조건을 제공할 수 있다.생화학 원소 중 케레스는 탄소, 수소, 산소, [123]질소가 풍부하지만 인은 아직 [124]검출되지 않았고 황은 허블 UV 관측 결과에도 불구하고 [51]던이 검출하지 못했다.

관찰 및 탐색

관찰

a brown fuzzy sphere with some blurry bright and dark spots
2004년에 찍은 망원경 중 가장 잘 포착된 세레스의 향상된 허블 이미지

근일점 근처에서 반대편에 있을 때 세레스는 겉보기 등급 +6.[125]7에 도달할 수 있다.이것은 일반 육안으로는 볼 수 없을 정도로 어둡지만, 이상적인 시야 조건에서는 예리한 눈으로 볼 수 있을 것이다.팔라스와 7 아이리스는 반대편과 근일점 [126]근처에 있을 때만 정기적으로 비슷한 밝기에 도달할 수 있는 유일한 소행성이다.케레스는 10×50 쌍안경으로 볼 수 있는 가장 희미한 물체에 해당하는 약 +9.3의 밝기를 가지고 있다.따라서 [14]초승달 주변의 자연 어둡고 맑은 밤하늘에서 이러한 쌍안경으로 볼 수 있다.

1984년 11월 13일 세레스에 의한 BD+8°471 별 엄폐가 멕시코, 플로리다, 카리브해 전역에서 관측되어 크기, 모양, 알베도를 [127]더 잘 측정할 수 있었다.1995년 6월 25일 허블 망원경은 해상도 50km(30mi)[60]의 세레스의 자외선 사진을 촬영했다.2002년 Keck 천문대는 적응광학을 [128]사용하여 30km(20mi) 해상도의 적외선 영상을 얻었다.

Dawn 미션 이전에는 Ceres에서 몇 가지 표면 특징만 명확하게 검출되었습니다.1995년 고해상도 자외선 허블 사진에는 케레스의 [60]발견자를 기리기 위해 "피아찌"라는 별명이 붙여진 어두운 점이 찍혀 있었다.그것은 분화구라고 생각되었다.2003년과 2004년에 허블 망원경이 촬영한 완전 회전 가시광선 사진은 11개의 눈에 띄는 표면 특징을 보여주었으며, 그 성질은 [12][129]결정되지 않았다.그 중 하나는 피아지 [12]기능에 대응하고 있습니다.2012년 케크 천문대가 적응광학으로 촬영한 전체 회전의 근적외선 이미지는 케레스의 [130]회전에 따라 밝고 어두운 특징을 보였다.두 개의 어두운 지형은 원형으로 크레이터로 추정되었으며, 하나는 밝은 중심부를 가지고 있는 것으로 관찰되었고, 다른 하나는 피아지 [130]지형으로 확인되었다.여명은 결국 피아찌가 단투 분화구에서 가까운 벤디미아 평원 한가운데에 있는 어두운 지역이라는 것과 하나미 평원 안에 있고 오카토르 [131]분화구에서 가까운 다른 어두운 지역이라는 것을 밝혀냈다.

여명 미션

주요 기사 : 여명 (우주선)
A great pink ellipse forms around a small green dot, which slowly gets surrounded by a mattte pink halo.
2015년 2월 1일부터 2025년 2월 1일까지 케레스 주변의 여명의 궤적 애니메이션
새벽· 케레스
Dawn seen ion drive firing
여명 우주선에 대한 아티스트의 개념

1990년대 초에 나사는 일련의 저비용 과학 임무를 의도한 디스커버리 프로그램을 시작했다.1996년 이 프로그램 연구팀은 이온 엔진을 장착한 우주선을 이용해 소행성대를 탐사하는 최우선 임무를 제안했다.자금 조달은 거의 10년 동안 문제가 있었지만, 2004년까지 Dawn 차량은 비판적인 설계 검토를 [132]통과했습니다.

2007년 9월 27일, 베스타와 케레스를 방문하는 최초의 우주 임무인 던이 발사되었다.2011년 5월 3일, Dawn은 [133]베스타로부터 1,200,000km(750,000mi)의 첫 표적 이미지를 획득하였다.13개월 동안 베스타 궤도를 선회한 후 던은 이온 엔진을 사용하여 케레스로 출발했으며, 2015년 3월[134] 6일 명왕성의 [135]뉴호라이즌스 통과 4개월 전인 61,000km(38,000mi)[135] 떨어진 지점에서 중력 포획이 이루어졌다.

우주선 장비에는 프레임 카메라, 시각 및 적외선 분광계, 감마선과 중성자 검출기가 포함되어 있었다.이 기구들은 케레스의 모양과 원소 [136]구성을 조사했다.2015년 1월 13일 던이 케레스에 접근했을 때, 우주선은 허블에 가까운 해상도로 첫 번째 사진을 찍었고, 충돌 크레이터와 표면의 작은 알베도 지점을 드러냈다.2월부터 [137]4월까지 해상도가 더욱 향상된 추가 이미징 세션이 진행되었습니다.

던의 임무 프로파일은 그것이 연속적으로 낮은 고도에서 일련의 원형 극궤도에서 케레스를 연구하도록 요구했습니다.2015년 4월 23일 고도 13,500km(8,400mi)에서 케레스 주변의 첫 관측 궤도("RC3")에 진입하여 단 1회 궤도(15일)[138][139] 동안 머물렀다.그리고 나서 우주선은 3주 [140]동안 두 번째 관측 궤도("조사")를 위해 궤도 거리를 4,400 km (2,700 mi)로 줄였고, 두 달[141] 동안 1,470 km ("HAMO; "고고도 지도 궤도")로 줄였고, 그리고 최소 3개월 [142]동안 375 km ("저고도 지도 궤도")의 최종 궤도로 내려갔다.2015년 10월 NASA는 [143]던이 만든 케레스의 진짜 색상의 초상화를 공개했다.2017년 던의 임무는 궤도를 유지하기 위해 사용된 히드라진이 [144]고갈될 때까지 케레스 주변에서 일련의 근접 궤도를 수행하도록 확장되었다.

던은 곧 냉동 보관증의 증거를 발견했다.2015년 2월 19일 분화구 내부의 두 개의 뚜렷한 밝은 점(또는 높은 알베도 특징)이 관측되었으며(이전 허블 [145]이미지에서 관측된 밝은 점과는 다른) 크라이오볼카닉의 기원[146] 또는 가스 [147]방출에 대한 추측이 제기되었다.2016년 9월 2일 던 팀의 과학자들은 사이언스 논문을 통해 아우나 몬스가 세레스의 [85]동결조절 특징에 대한 가장 강력한 증거라고 주장했다.2015년 5월 11일 NASA는 이 점들이 여러 개의 작은 [148]점들로 구성되어 있다는 것을 보여주는 고해상도 이미지를 공개했다.2015년 12월 9일 NASA 과학자들은 세레스의 밝은 점이 소금, 특히 황산마그네슘 육수화물이 함유된 염수의 형태와 관련이 있을 수 있다고 보고했다(MgSO4·6).HO); 이 점들은 암모니아가 풍부한 [95]점토와도 관련이 있는 것으로 확인되었다2.2016년 6월, 이러한 밝은 영역의 근적외선 스펙트럼은 다량의 탄산나트륨(NaCO
2
3)과 일치하는 것으로 밝혀졌으며, 이는 최근의 지질 활동이 밝은 [149]점의 생성과 관련이 있을 수 있음을 암시한다.

2018년 6월부터 10월까지 돈(Dawn)은 35km(22mi)에서 4,000km(2,500mi)[150] 떨어진 곳까지 케레스 궤도를 돌았다.우주선의 연료가 [151]다 떨어져 2018년 11월 1일 새벽 임무가 종료되었다.

장래의 미션

2020년, ESA 팀은 밝은 탄산염 표면과 어두운 유기물의 샘플을 [152]지구로 돌려보내는 Occator Crater 후속 임무인 Calathus Mission 개념을 제안했다.중국 우주국은 2020년대에 [153]실시될 Ceres의 샘플 귀환 임무를 설계하고 있다.

Wikimedia Commons에는 Ceres(난쟁이 행성)와 관련된 미디어가 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 알려진 파라미터에 따라 계산됩니다.
    • 표면적: 4µr2
    • 볼륨:3분의3 4
    • 표면 중력: GM/r2
    • 이스케이프 속도: gm2GM/r
    • 회전속도: 회전주기/원주
  2. ^ Ceres에 주어진 값은 평균 관성 모멘트이며, 극성 [9]평탄화 때문에 극성 관성 모멘트보다 내부 구조를 더 잘 나타내는 것으로 생각됩니다.
  3. ^ 1807년 Klaproth는 crara라는 뿌리와의 혼동을 피하기 위해 원소의 이름을 cererium으로 바꾸려고 시도했지만 [34]받아들여지지 않았다.
  4. ^ 이는 엔셀라두스(작은 몸체)와 유로파(큰 몸체)의 조석 구동 플룸에 대해 각각 200kg[108]/s와 7000kg/[109]s로 계산한 것과 비교하면 미미한 수준이다.

레퍼런스

  1. ^ Schmadel, Lutz (2003). Dictionary of minor planet names (5th ed.). Germany: Springer. p. 15. ISBN 978-3-540-00238-3. Archived from the original on 16 February 2021. Retrieved 21 January 2021.
  2. ^ "On The New Planet Ceres". A Journal of Natural Philosophy, Chemistry, and the Arts. 1802. Archived from the original on 29 May 2022. Retrieved 29 May 2022.
  3. ^ Souami, D.; Souchay, J. (July 2012). "The solar system's invariable plane". Astronomy & Astrophysics. 543: 11. Bibcode:2012A&A...543A.133S. doi:10.1051/0004-6361/201219011. A133.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l "JPL Small-Body Database Browser: 1 Ceres". JPL Solar System Dynamics. Archived from the original on 9 June 2021. Retrieved 26 September 2021.
  5. ^ "AstDyS-2 Ceres Synthetic Proper Orbital Elements". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. Archived from the original on 21 November 2011. Retrieved 1 October 2011.
  6. ^ a b "Asteroid Ceres P_constants (PcK) SPICE kernel file". NASA Navigation and Ancillary Information Facility. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 8 September 2019.
  7. ^ a b c d 알려진 파라미터에 따라 계산됩니다.
    • 표면적: 4µr2
    • 볼륨: 4/3µr3
    • 표면 중력: GM/r2
    • 이스케이프 속도: gm2GM/r
    • 회전속도: 회전주기/원주
  8. ^ Mao, X.; McKinnon, W. B. (2018). "Faster paleospin and deep-seated uncompensated mass as possible explanations for Ceres' present-day shape and gravity". Icarus. 299: 430–442. Bibcode:2018Icar..299..430M. doi:10.1016/j.icarus.2017.08.033.
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