히기에이아(Hygiea) : 왜소행성으로 재분류될 가능성이 있는 소행성

 

Credit:ESO/P. Vernazza et al./MISTRAL algorithm (ONERA/CNRS)

 

사진 1> VLT에 장착한 SPHERE장비를 통해 촬영한 히기에이아의 사진.

히기에이아는 태양계에서 가장 작은 왜소행성으로 등록될 가능성이 있는 천체이다. 

주요 소행성대의 천체로서 히기에이아는 왜소행성으로 분류되기 위해 필요한 네 가지 충족 요건 중 세 가지를 만족하는 상태이다. 

우선 이 천체는 태양을 공전하고 있다. 

이 천체는 달이 아니며 행성과 같은 특징도 없다. 

이 천체는 공전궤도 상에서 주도력을 행사하지 못하여 이웃 천체들이 공존하는 상태이다. 

왜소행성으로 등극하기 위한 마지막 조건은 자신의 중력으로 구체를 유지하기 충분한 질량을 가지고 있어야 한다는 것이다. 

이번 관측을 통해 히기에이아가 마지막 조건도 충족한다는 사실이 밝혀졌다. 

 

천문학자들이 초거대망원경(the Very Large Telescope, 이하 VLT)에 장착된 SPHERE (the Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument, 분광광도계의 높은 대비를 이용한 외계행성 연구 장비, 이하 SPHERE)를 이용하여 소행성으로 분류되던 히기에이아(Hygiea)가 왜소행성으로 분류될 가능성이 있음을 밝혀냈다. 

이 천체는 소행성대에서 세레스(Ceres)와 베스타(Vesta), 팔라스(Pallas)에 이어 네 번째로 큰 몸집을 자랑하는 천체이다. 

천문학자들은 연구에 충분한 고해상도를 이용하여 사상처음으로 이 천체를 직접 관측하여 그 표면을 연구하였으며 이로부터 이 천체의 형태와 크기를 결정할 수 있었다. 

연구결과 히기에이아는 구형의 몸집을 가지고 있어 태양계에서 가장 작은 왜소행성이라는 타이틀을 거머쥘 가능성이 생겼다. 

 

소행성대에 있는 천체로서 히기에이아는 왜소행성으로 분류되는데 필요한 네 가지 요건 중 세 가지 요건을 정확하게 충족하고 있다. 

우선 이 천체는 태양을 공전하고 있다. 

이 천체는 달이 아니며 행성도 아니다. 

또한 이 천체는 자신의 공전 궤도 주변에 있는 또다른 이웃 천체를 제거하지도 못하고 있다. 

마지막 필요요건은 이 천체가 구형 유지에 필요한 자체 중력을 보유할만큼 충분한 질량을 가지고 있는지 여부이다. 

바로 이 문제가 VLT를 이용한 이번 관측에서 해결되었다. 

 

이번 연구의 책임자인 프랑스 마르세이유 천체물리학 연구소의 피에르 베르나차(Pierre Vernazza)의 소감은 다음과 같다.

"SPHERE의 독보적인 관측 능력에 감사할 뿐입니다. 

이 장비는 가장 강력한 화상화장비 중 하나죠. 

우리는 SPHERE를 통해 획득한 데이터로 히기에이아의 외형을 볼 수 있었고 이 천체가 거의 구형에 가까운 천체라는 것을 알 수 있었습니다. 

히기에이아는 아무래도 왜소행성으로 재분류되어야 할 것으로 생각됩니다. 

그렇게 되면 태양계에서 가장 작은 왜소행성이 탄생하는 셈이죠."

 

연구팀은 또한 SPHERE를 이용하여 히기에이아의 크기를 관측하였으며 그 지름이 430킬로미터임을 알아냈다. 

태양계에서 가장 유명한 왜소행성인 플루토(명왕성)의 경우 그 지름은 2,400 킬로미터이며 세레스의 경우는 950킬로미터이다. 

 

놀랍게도 이번 관측을 통해 히기에이아에는 충돌 크레이터가 그리 많지 않음이 밝혀졌다. 

과학자들은 히기에이아의 표면에서 거대한 규모의 충돌 크레이터를 볼 수 있을거라 기대했었었다. 

연구팀의 연구내용은 2019년 10월 28일 네이처 천문학(Nature Astronomy)지를 통해 발표되었다. 

 

히기에이아는 소행성대에 있는 가장 거대한 소행성 중 하나이다. 

소행성대에는 약 7,000 개의 소행성이 있는 것으로 알려져 있다. 

이들은 모두 동일한 모천체로부터 생성된 것이다. 

 

천문학자들은 이처럼 수많은 소행성을 만들어낸 사건에 대한 거대하고 뚜렷한 표지가 히기에이아에 남겨져 있을 것으로 예측했다. 

베르나차는 히기에이아에서도 베스타와 마찬가지로 거대한 충돌 분지를 볼 수 있을 거라 기대했었는데 예상밖의 결과로 매우 놀랄 수밖에 없었다고 말했다. 

천문학자들이 관측한 히기에이아의 표면은 전체 표면의 95%에 달하는데 고작 2개 정도의 또렷한 크레이터만을 볼 수 있었다. 

 

이번 논문의 공동저자인 체코 프라하 찰스대학 천문연구소(the Astronomical Institute of Charles University)의 미로슬라프 브로츠(Miroslav Brož)의 설명은 다음과 같다. 

"이 두 크레이터는 히기에이아를 비롯한 크기 100킬로미터 남짓의 소행성들이 생겨날 당시의 충돌로 만들어진 것일 수도 있고 완전히 다른 원인에 의해 발생한 것일 수도 있습니다. 어쨌든 두 크레이터는 모두 작은 크레이터입니다."

 

연구팀은 추가 연구를 결정하였다. 

 

연구팀은 여러 시뮬레이션을 통해 히기에이아의 구체 형태와 수많은 거대 규모의 소행성들이 지름 75킬로미터에서 150킬로미터 정도의 거대한 충돌체들의 정면 충돌의 결과 발생했다고 추론하였다. 

이들이 사용한 시뮬레이션을 통해 격렬한 충돌이 약 20억년 전에 발생했으며 이 충돌로 인해 모천체가 산산히 부숴졌을 것으로 추정되었다.  

이렇게 만들어진 파편들이 다시 합쳐지면서 구형의 히기에이아가 형성되고 수많은 소행성들이 만들어진 것이다. 

이번 연구에 참여한 찰스대학 천문연구소의 박사후 연구원인 파벨 제베체크(Pavel Ševeček)는 소행성대에서 발생한 거대한 두 천체간의 충돌이 지난 3~40억년 중에 딱 한 벌 발생한 사건이라고 말했다. 

 

소행성대에 대한 상세한 연구는 연산능력의 발전과 강력한 관측도구가 있기 때문에 가능했다. 

베르나차는 VLT와 첨단적응광학장비인 SPHERE에게 찬사를 돌리며 소행성대의 천체들을 유례없는 해상도로 화상화할 수 있었으며 이로서 지구에서 진행하는 관측과 행성간 우주선 탐사를 통해 진행하는 관측간에 간극이 줄어들었다고 말했다.   

 

 

Credit:ESO/P. Vernazza et al., L. Jorda et al./MISTRAL algorithm (ONERA/CNRS)

 

사진 2> 이번 관측에서는 히기에이아의 표면에서 거대한 규모의 충돌 크레이터를 발견할 수 없었다.

사실 과학자들이 이 천체의 표면에 거대한 충돌 크레이터가 있을 것으로 예상했었다. 

소행성대의 천체들은 하나의 모천체가 큰 충돌을 겪으면서 형성되었다. 

따라서 베스타(Vesta)와 마찬가지로 히기에이아에서도 최소한 하나의 거대한 충돌 분지가 있을 것으로 예상했던 것이다.

하지만 이번 관측을 통해 히기에이아는 구형의 천체로서 태양계에서 가장 작은 왜소행성이라는 타이틀을 획득할 가능성이 생겼다. 

연구팀의 관측 결과 히기에이아의 지름은 430킬로미터 정도일 것으로 예상되었다.    

현재 가장 작은 왜소행성이라는 타이틀을 가지고 있는 세레스의 지름은 950킬로미터이다. 

 

 

출처 : 유럽남부천문대(European Southern Observatory) Science Release  2019년 10월 28일자 

       https://www.eso.org/public/news/eso1918/

 

참고 : 히기에이아를 비롯한 태양계 소천체에 대한 각종 포스팅은 아래 링크를 통해 조회할 수 있습니다.
          왜소행성 :  https://big-crunch.tistory.com/12346957
          소행성 :  https://big-crunch.tistory.com/12346956
          혜성 :  https://big-crunch.tistory.com/12346955
          유성 :  https://big-crunch.tistory.com/12346954

         

원문>

eso1918 — Science Release

ESO Telescope Reveals What Could be the Smallest Dwarf Planet yet in the Solar System

28 October 2019

 

Astronomers using ESO’s SPHERE instrument at the Very Large Telescope (VLT) have revealed that the asteroid Hygiea could be classified as a dwarf planet. The object is the fourth largest in the asteroid belt after Ceres, Vesta and Pallas. For the first time, astronomers have observed Hygiea in sufficiently high resolution to study its surface and determine its shape and size. They found that Hygiea is spherical, potentially taking the crown from Ceres as the smallest dwarf planet in the Solar System.

As an object in the main asteroid belt, Hygiea satisfies right away three of the four requirements to be classified as a dwarf planet: it orbits around the Sun, it is not a moon and, unlike a planet, it has not cleared the neighbourhood around its orbit. The final requirement is that it has enough mass for its own gravity to pull it into a roughly spherical shape. This is what VLT observations have now revealed about Hygiea.

“Thanks to the unique capability of the SPHERE instrument on the VLT, which is one of the most powerful imaging systems in the world, we could resolve Hygiea’s shape, which turns out to be nearly spherical,” says lead researcher Pierre Vernazza from the Laboratoire d'Astrophysique de Marseille in France. “Thanks to these images, Hygiea may be reclassified as a dwarf planet, so far the smallest in the Solar System.”

The team also used the SPHERE observations to constrain Hygiea’s size, putting its diameter at just over 430 km. Pluto, the most famous of dwarf planets, has a diameter close to 2400 km, while Ceres is close to 950 km in size.

Surprisingly, the observations also revealed that Hygiea lacks the very large impact crater that scientists expected to see on its surface, the team report in the study published today in Nature Astronomy. Hygiea is the main member of one of the largest asteroid families, with close to 7000 members that all originated from the same parent body. Astronomers expected the event that led to the formation of this numerous family to have left a large, deep mark on Hygiea. 

“This result came as a real surprise as we were expecting the presence of a large impact basin, as is the case on Vesta,” says Vernazza. Although the astronomers observed Hygiea’s surface with a 95% coverage, they could only identify two unambiguous craters. “Neither of these two craters could have been caused by the impact that originated the Hygiea family of asteroids whose volume is comparable to that of a 100 km-sized object. They are too small,” explains study co-author Miroslav Brož of the Astronomical Institute of Charles University in Prague, Czech Republic.

The team decided to investigate further. Using numerical simulations, they deduced that Hygiea’s spherical shape and large family of asteroids are likely the result of a major head-on collision with a large projectile of diameter between 75 and 150 km. Their simulations show this violent impact, thought to have occurred about 2 billion years ago, completely shattered the parent body. Once the left-over pieces reassembled, they gave Hygiea its round shape and thousands of companion asteroids. “Such a collision between two large bodies in the asteroid belt is unique in the last 3–4 billion years,” says Pavel Ševeček, a PhD student at the Astronomical Institute of Charles University who also participated in the study. 

Studying asteroids in detail has been possible thanks not only to advances in numerical computation, but also to more powerful telescopes. “Thanks to the VLT and the new generation adaptive-optics instrument SPHERE, we are now imaging main belt asteroids with unprecedented resolution, closing the gap between Earth-based and interplanetary mission observations,” Vernazza concludes.

More information

This research was presented in a paper to appear in Nature Astronomy on 28 October.

The team is composed of P. Vernazza (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), L. Jorda (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), P. Ševeček (Institute of Astronomy, Charles University, Prague, Czech Republic), M. Brož (Institute of Astronomy, Charles University, Prague, Czech Republic), M. Viikinkoski (Mathematics and Statistics, Tampere University, Tampere, Finland), J. Hanuš (Institute of Astronomy, Charles University, Prague, Czech Republic), B. Carry (Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nice, France), A. Drouard (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), M. Ferrais (Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research Institute, Université de Liège, Liège, Belgium), M. Marsset (Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, MIT, Cambridge, MA, USA), F. Marchis (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France, and SETI Institute, Carl Sagan Center, Mountain View, USA), M. Birlan (Observatoire de Paris, Paris, France), E. Podlewska-Gaca (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland, and Institute of Physics, University of Szczecin, Poland), E. Jehin (Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research Institute, Université de Liège, Liège, Belgium), P. Bartczak (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), G. Dudzinski (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), J. Berthier (Observatoire de Paris, Paris, France), J. Castillo-Rogez (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, California, USA), F. Cipriani (European Space Agency, ESTEC – Scientific Support Office, The Netherlands), F. Colas (Observatoire de Paris, Paris, France), F. DeMeo (Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, MIT, Cambridge, MA, USA), C. Dumas (TMT Observatory, Pasadena, USA), J. Durech (Institute of Astronomy, Charles University, Prague, Czech Republic), R. Fetick (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France and onERA, The French Aerospace Lab, Chatillon Cedex, France), T. Fusco (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France and and onERA, The French Aerospace Lab, Chatillon Cedex, France), J. Grice (Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nice, France and Open University, School of Physical Sciences, The Open University, Milton Keynes, UK), M. Kaasalainen (Mathematics and Statistics, Tampere University, Tampere, Finland), A. Kryszczynska (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), P. Lamy (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), H. Le Coroller (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), A. Marciniak (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), T. Michalowski (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), P. Michel (Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nice, France), N. Rambaux (Observatoire de Paris, Paris, France), T. Santana-Ros (Departamento de Fı́sica, Universidad de Alicante, Alicante, Spain), P. Tanga (Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Nice, France), F. Vachier (Observatoire de Paris, Paris, France), A. Vigan (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), O. Witasse (European Space Agency, ESTEC – Scientific Support Office, The Netherlands), B. Yang (European Southern Observatory, Santiago, Chile), M. Gillon (Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research Institute, Université de Liège, Liège, Belgium), Z. Benkhaldoun (Oukaimeden Observatory, High Energy Physics and Astrophysics Laboratory, Cadi Ayyad University, Marrakech, Morocco), R. Szakats (Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Hungarian Academy of Sciences, Budapest, Hungary), R. Hirsch (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, Adam Mickiewicz University, Poznań, Poland), R. Duffard (Instituto de Astrofísica de Andalucía, Glorieta de la Astronomía S/N, Granada, Spain), A. Chapman (Buenos Aires, Argentina), J. L. Maestre (Observatorio de Albox, Almeria, Spain).

ESO is the foremost intergovernmental astronomy organisation in Europe and the world’s most productive ground-based astronomical observatory by far. It has 16 Member States: Austria, Belgium, the Czech Republic, Denmark, France, Finland, Germany, Ireland, Italy, the Netherlands, Poland, Portugal, Spain, Sweden, Switzerland and the United Kingdom, along with the host state of Chile and with Australia as a Strategic Partner. ESO carries out an ambitious programme focused on the design, construction and operation of powerful ground-based observing facilities enabling astronomers to make important scientific discoveries. ESO also plays a leading role in promoting and organising cooperation in astronomical research. ESO operates three unique world-class observing sites in Chile: La Silla, Paranal and Chajnantor. At Paranal, ESO operates the Very Large Telescope and its world-leading Very Large Telescope Interferometer as well as two survey telescopes, VISTA working in the infrared and the visible-light VLT Survey Telescope. Also at Paranal ESO will host and operate the Cherenkov Telescope Array South, the world’s largest and most sensitive gamma-ray observatory. ESO is also a major partner in two facilities on Chajnantor, APEX and ALMA, the largest astronomical project in existence. And on Cerro Armazones, close to Paranal, ESO is building the 39-metre Extremely Large Telescope, the ELT, which will become “the world’s biggest eye on the sky”.

Links

• Research paper
• Supplementary material
• New SPHERE view of VESTA
• VLT’s SPHERE spies rocky worlds
• SPHERE maps the surface of Ceres
• Photos of the VLT

Contacts

Pierre Vernazza
Laboratoire d’Astrophysique de Marseille
Marseille, France
Tel: +33 4 91 05 59 11
Email: pierre.vernazza@lam.fr

Miroslav Brož
Charles University
Prague, Czech Republic
Email: mira@sirrah.troja.mff.cuni.cz

Pavel Ševeček
Charles University
Prague, Czech Republic
Email: pavel.sevecek@gmail.com

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