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.png/500px-Bennu_mosaic_OSIRIS-REx_(square).png) OSIRIS-RExによる2年間の観測後のベンヌのモザイク画像 | |||||||||||||||||
| 発見[1] | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | リニア | ||||||||||||||||
| 発見場所 | リンカーン研究所のETS | ||||||||||||||||
| 発見日 | 1999年9月11日 | ||||||||||||||||
| 指定 | |||||||||||||||||
| (101955) ベンヌ | |||||||||||||||||
| 発音 | / ˈ b ɛ n uː / [2] | ||||||||||||||||
名前の由来 | ベンヌ | ||||||||||||||||
| 1999 RQ 36 | |||||||||||||||||
| アポロ · NEO · PHA · リスクリスト | |||||||||||||||||
| 軌道特性[1] | |||||||||||||||||
| エポック2011年1月1日 ( JD 2455562.5) | |||||||||||||||||
| 不確実性パラメータ0 | |||||||||||||||||
| 観察アーク | 21.06年（7693日） | ||||||||||||||||
| 遠日点 | 1.3559 au (202.84 Gm ) | ||||||||||||||||
| 近日点 | 0.8969 au (134.17 グラム) | ||||||||||||||||
| 1.1264 au (168.51 Gm) | |||||||||||||||||
| 偏心 | 0.2038 | ||||||||||||||||
| 1.1955年（436.65日） | |||||||||||||||||
平均軌道速度 | 28.0 km/s (63,000 mph) | ||||||||||||||||
| 101.7039 ° | |||||||||||||||||
| 0° 49 m 28.056秒/ 日 | |||||||||||||||||
| 傾斜 | 6.0349° | ||||||||||||||||
| 2.0609° | |||||||||||||||||
| 66.2231° | |||||||||||||||||
| 地球 MOID | 0.0032228 au (482,120 km) | ||||||||||||||||
| 金星 MOID | 0.194 au (29,000,000 km) [3] | ||||||||||||||||
| 火星 MOID | 0.168 au (25,100,000 km) [3] | ||||||||||||||||
| 木星 MOID | 3.877 au (580.0 Gm) | ||||||||||||||||
| T木星 | 5.525 | ||||||||||||||||
| 固有軌道要素[4] | |||||||||||||||||
適切な偏心 | 0.21145 | ||||||||||||||||
適切な傾斜 | 5.0415° | ||||||||||||||||
適切な平均運動 | 301.1345 度 /年 | ||||||||||||||||
固有軌道周期 | 1.19548年 (436.649日) | ||||||||||||||||
| 身体的特徴[5] | |||||||||||||||||
| 寸法 | 565m × 535m × 508m（1854 フィート× 1755 フィート× 1667 フィート) [1] | ||||||||||||||||
| 245.03 ± 0.08 メートル(804 ± 0.262 フィート) | |||||||||||||||||
赤道半径 | 282.37 ± 0.06 メートル(926.4 ± 0.197 フィート) | ||||||||||||||||
極半径 | 249.25 ± 0.06 メートル(817.74 ± 0.197 フィート) | ||||||||||||||||
| 0.782 ± 0.004 km 2 (0.302 ± 0.002 平方マイル) | |||||||||||||||||
| 音量 | 0.0615 ± 0.0001 km 3 | ||||||||||||||||
| 質量 | (7.329 ± 0.009) × 10 10 kg | ||||||||||||||||
平均密度 | 1.190 ± 0.013 グラム/ cm3 | ||||||||||||||||
赤道表面重力 | 6.27マイクログラム[6]（61.5μm/ s2） | ||||||||||||||||
赤道脱出速度 | 20 cm/秒 | ||||||||||||||||
| 4.296 057 ± 0.000 002 時間 | |||||||||||||||||
| 177.6 ± 0.11 ° | |||||||||||||||||
北極赤経 | +85.65 ± 0.12 ° | ||||||||||||||||
北極の偏角 | −60.17 ± 0.09 ° | ||||||||||||||||
| 0.044 ± 0.002 | |||||||||||||||||
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| B [1] [5] F [8] | |||||||||||||||||
| 20.9 | |||||||||||||||||
101955 ベンヌ（仮称 1999 RQ 36）は、1999年9月11日にLINEARプロジェクトによって発見されたアポログループの炭素質小惑星である。これは潜在的に危険な物体であり、セントリーリスク表に記載されており、パレルモ技術的影響危険度スケールで最高の累積評価を受けている。[9] 2178年から2290年の間に地球に衝突する累積確率は1,750分の1であり、最大のリスクは2182年9月24日である。 [10] [11]太陽、創造、再生 に関連する古代エジプトの神話上の鳥、ベンヌにちなんで名付けられた。
101955ベンヌの平均直径は490メートル（1,610フィート、0.30マイル）で、アレシボ天文台の惑星レーダーとゴールドストーン 深宇宙ネットワークによって広範囲に観測されている。[5] [12] [13]
ベンヌは、小惑星のサンプルを地球に持ち帰ったOSIRIS-RExミッションのターゲットでした。 [14] [15] [16] 2016年9月に打ち上げられたこの探査機は、2年後に小惑星に到着し、サンプル収集の可能性のある場所を探して表面を詳細にマッピングしました。[17]軌道の分析により、ベンヌの質量と分布を計算することができました。[18] 2020年10月、OSIRIS-RExは短時間着陸し、小惑星の表面のサンプルを収集しました。[19] [20] [21]サンプルを収めたカプセルは2023年9月に地球に帰還し、着陸し、サンプルの配布と分析が継続されています。[22] [23] [24] 2024年5月15日、帰還したサンプルに関する予備的な分析研究の概要が報告されました。[25]
発見と観察
ベンヌは、リンカーン地球近傍小惑星研究機構（LINEAR）による地球近傍小惑星調査中に1999年9月11日に発見されました。[3]小惑星は暫定的に 1999 RQ 36と命名され、地球近傍小惑星に分類されました。[26]ベンヌは、1999年9月23日に地球に接近したため、アレシボ天文台とゴールドストーン深宇宙ネットワークによってレーダー画像を使用して広範囲に観測されました。[27] [12]
ネーミング
ベンヌという名前は、2012年にアリゾナ大学、惑星協会、LINEARプロジェクトが主催した「その小惑星に名前をつけよう！」コンテストに応募した世界数十カ国からの8000人以上の学生の中から選ばれた。 [1] [28]ノースカロライナ州の3年生マイケル・プジオは、エジプト神話の鳥ベンヌにちなんでこの名前を提案した。プジオにとって、 TAGSAMアームを伸ばしたオシリス・レックス宇宙船は、サギとして描かれることが多いエジプトの神に似ていた。[1]
その特徴は神話に出てくる鳥や鳥のような生き物にちなんで名付けられる。[29]
身体的特徴
ベンヌは、回転するコマに似た、ほぼ球状の形をしている。ベンヌの自転軸は軌道に対して178度傾いており、自転軸の周りの回転方向は軌道に対して逆行している。 [5]地上レーダーによる初期の観測では、ベンヌは1つの目立つ突起を持つかなり滑らかな形状であることが示されていたが、表面には10～20mの岩があるが[30] 、 OSIRIS-RExの高解像度データによると、表面はもっと荒れていて、それより大きい岩が200個以上あることが明らかになった。表面は10メートルあり、そのうち最大のものは直径58メートル。[5]岩石には高アルベド 炭酸塩鉱物の鉱脈が含まれており、これは小惑星が形成される前に、はるかに大きな母天体の熱水路によって形成されたと考えられています。[31] [32]鉱脈の幅は3〜15センチメートル、長さは1メートルを超え、隕石に見られる炭酸塩鉱脈よりもはるかに大きいです。[32]
ベンヌの赤道に沿って、はっきりした尾根がある。この尾根の存在は、この地域に細粒のレゴリス粒子が蓄積していることを示唆しており、これはおそらく、その低重力と高速自転（約4.3時間に1回）によるものと思われる。 [30]オシリス・レックス探査機による観測では、ベンヌは時間の経過とともに自転が速くなっていることが示されている。[33]ベンヌの自転のこの変化は、ヤルコフスキー・オキーフ・ラジエフスキー・パダック効果によって引き起こされる。[33]ベンヌが太陽光の下で自転すると、その表面から熱放射が不均一に放出されるため、ベンヌの自転周期は100年ごとに約1秒短くなる。[33]
2007年にスピッツァー宇宙望遠鏡によってこの小惑星が観測され、有効直径は484 ± 10 mで、他の研究と一致しています。可視幾何アルベドは低く、0.046 ± 0.005。熱慣性を測定したところ、各自転周期で約19%変化することが判明した。この観察に基づいて、科学者は（誤って）数ミリメートルから1センチメートルの範囲の中程度のレゴリス粒子サイズを均等に分布していると推定した。ベンヌの周囲では潜在的なダストコマからの放出は検出されていないため、 半径4750 km以内のダストの限界は10 6 gである。 [34]
1999年から2013年までの天文観測により、101955ベンヌはヤルコフスキー効果の影響を受けており、その軌道の長半径が平均して284 ± 1.5 メートル/年。重力と熱の影響を分析した結果、かさ密度ρ =1190 ± 13 kg/m 3 であり、これは水よりわずかに密度が高いだけである。したがって、予測されるマクロ多孔度は40 ± 10％であり、内部は瓦礫の山のような構造、あるいは空洞になっていることを示唆している。[35]推定質量は（7.329 ± 0.009）× 10 10 kg . [5]
測光と分光法
2005年のベンヌの測光観測では、朔望遠鏡の自転周期は4.2905 ± 0.0065 h 。炭素質小惑星のサブカテゴリであるB型分類に属しています。偏光観測によると、ベンヌは炭素質小惑星のまれなFサブクラスに属し、通常は彗星の特徴と関連しています。[8]さまざまな位相角での測定では、位相関数の傾斜は1度あたり0.040等級で、これはアルベドが低い他の地球近傍小惑星と同様です。[36]
OSIRIS-REx以前、分光法はCIおよび/またはCM炭素質コンドライト隕石との対応を示しており、[ 37 ] [ 38 ] [ 39]炭素質コンドライト鉱物磁鉄鉱[40] [41] [42]を含む。磁鉄鉱はスペクトル的に顕著な[43] [44]水の産物[45] [46] [47]であるが、熱によって破壊され、[47] OSIRIS-RExスタッフを含む天文学者[48] [49] [50]の重要な代理物質である。[51]
水
オシリス・レックスの主任研究員であるダンテ・ラウレッタ氏[52]によると、「ベンヌは非常に水が豊富なターゲットのようで、水は小惑星から採掘できる最も興味深く、おそらく最も利益の高い商品です」とのことです。[53] [54]
事前に予測されていたように、[55]ダンテ・ラウレッタ（アリゾナ大学）は、ベンヌには水が豊富に存在し、OSIRIS-RExが技術的に接近中だった頃からすでに検出可能であったことを繰り返し述べています。[56]
オシリス・レックスによる小惑星表面の予備的な分光調査では、磁鉄鉱と隕石と小惑星のつながりが確認され、[57] [58] [59]主に層状珪酸塩が占めている。[60] [61] [62]層状珪酸塩は水を含んでいる。[63] [64] [65] ベンヌの水のスペクトルは接近時に検出され、[58] [66]外部の科学者によって検証され、[67] [43]軌道上から確認された。[40] [68] [69] [70]
OSIRIS-RExの観測では、他の形態を無視して、1つの形態だけで約7 x 10 8 kgの水があると（自称）控えめに見積もられた。これは約1重量％の水分含有量であり、潜在的にはもっと多い可能性がある。これはベンヌの表土の下に一時的な水の溜まりがあることを示唆している。表面の水は収集されたサンプルから失われる可能性がある。しかし、サンプルリターンカプセルが低温を維持すれば、最大の（センチメートルスケールの）破片には測定可能な量の吸着水とベンヌのアンモニウム化合物の一部が含まれる可能性がある。[70]他の形態の水貯蔵を含む別の推定値は6.2重量％である。[71]
NASAと大学のサンプル施設は、水と有機化合物が豊富であると予測されるサンプルを確保し、研究し、管理する準備をしている。[72] [73] [74]
ドイツのSAL （サンプル分析研究所）はリュウグウ、ベンヌ、その他の空気のない天体から宇宙化学水を受け取る準備をしている。[75]
活動
ベンヌは活動的な小惑星であり、[76] [77] [78] [79]散発的に10cm（3.9インチ）の大きさの粒子の噴煙[80] [81]や岩石を放出している（塵ではなく、数十マイクロメートルと定義される）。[ 84] [ 85]科学者たちは、放出は熱破壊、層状珪酸塩の脱水による揮発性物質の放出、地下水の溜まり、[70]および/または隕石の衝突によって引き起こされる可能性があると仮説を立てている。[83]
オシリス・レックスの到着前、ベンヌはヘール・ボップ彗星や岩石彗星の3200フェートンと一致する偏光を示していた。[8]ベンヌ、フェートン、および非活動的なマン島彗星[86]は活動的な小惑星の例である。[87] [88] [78]特に青色を示すB型小惑星は休眠中の彗星である可能性があり、[89] [90] [91] [92] [70]リュウグウに似ているが、より初期の段階である。[93] IAUがベンヌを二重ステータスの天体と宣言した場合、その彗星の指定はP/ 1999 RQ 36 （LINEAR）となる。[94]
小惑星ベンヌが粒子を放出
オシリス・レックスミッション[83] [33] [95]
表面の特徴
小惑星ベンヌのレゴリス表面
ベンヌのすべての地質学的特徴は、さまざまな種類の鳥や神話に出てくる鳥のような人物にちなんで名付けられています。[96]最初に名前が付けられたのは、OSIRIS-RExのサンプル採取地点の最終候補4か所で、2019年8月にチームによって非公式の名前が付けられました。 [97] 2020年3月6日、IAUは、リージョン（広い地理的領域）、クレーター、ドルサ（尾根）、フォッサ（溝または溝）、サクサ（岩や玉石）を含むベンヌの表面の特徴12か所に最初の公式な名前を発表しました。[98]
分析により、ベンヌの外部を構成する粒子は緩く詰まっており、互いに軽く結合していることがわかった。「小惑星の表面から塵や岩石をつかんだ直後にスラスターを噴射して後退しなければ、宇宙船はベンヌに沈んでいただろう。」[99]また、分析により、太陽の熱がベンヌの岩石を破壊してしまうのは、これまで考えられていた数百万年ではなく、わずか1万年から10万年であることも明らかになった。[100]
候補サンプルサイト
2019年12月12日、ベンヌの表面を1年間にわたって調査した後、ターゲットサイトが発表されました。ナイチンゲールと名付けられたこの地域はベンヌの北極近くにあり、大きなクレーターの中にある小さなクレーターの中にあります。オスプレイはバックアップのサンプル採取場所として選ばれました。[102]
IAU 命名地物
起源と進化
ベンヌを構成する炭素質物質は、もともとははるかに大きな母天体、つまり小惑星または原始惑星の崩壊によって生成されました。しかし、太陽系の他のほぼすべての物質と同様に、その鉱物と原子の起源は、赤色巨星や超新星などの死にゆく恒星にあります。[104]集積理論によると、この物質は45億年前の太陽系の形成中に集まりました。
ベンヌの基本的な鉱物学と化学的性質は、太陽系形成の最初の1000万年の間に確立されたと思われ、その期間に炭素質物質は、必要な圧力、熱、および（必要であれば）水分補給を生成できるはるかに大きな小惑星または原始惑星の内部で地質学的加熱と化学変化を受け、より複雑な鉱物に変化した。 [30]ベンヌは、おそらく直径100kmのより大きな天体の破片として内側小惑星帯で始まった。 [105]シミュレーションでは、ベンヌがポラナ族から来た可能性は70％ 、エウラリア族から派生した可能性は30％であると示唆されている。[106]ベンヌの岩石に衝突した物体は、ベンヌが100万年から250万年の間、地球近傍軌道（メインの小惑星帯から分離）にあったことを示している。 [107]
その後、ヤルコフスキー効果と木星や土星などの巨大惑星との平均運動共鳴の結果として軌道がずれた。ヤルコフスキー効果と相まって惑星とのさまざまな相互作用が小惑星を変化させ、おそらくその回転、形状、表面の特徴を変えた。[108]
チェッリーノらは、ベンヌの分光学的特性が既知の彗星と類似していることから、ベンヌが彗星起源である可能性を示唆している。地球近傍天体における彗星の割合は、8% ± 5%。[8]これには、発見され、現在も小惑星として番号が付けられている岩石彗星 3200フェートンが含まれます。 [109] [110]
軌道
ベンヌは2022年現在、1.19年（435日）周期で太陽の周りを公転している[アップデート]。[3]地球は9月23日から25日頃にその軌道から約480,000km（0.0032 au ）まで接近する 。1999年9月22日、ベンヌは地球から0.0147 auを通過し、6年後の2005年9月20日には地球から0.033 auを通過した。 [1] 0.04 au未満の次の接近は2054年9月30日と2060年9月23日であり、これにより軌道がわずかに摂動する。1999年の最接近から2060年の最接近までの間に、地球は61周、ベンヌは51周する。さらに接近するのは2135年9月25日で、約0.0014 auである（表を参照）。[1] 2060年から2135年の接近までの75年間で、ベンヌは64周し、その周期は1.17年（427日）に変わります。[111] 2135年の地球接近により、公転周期は約1.24年（452日）に増加します。[111] 2135年の地球接近の前に、ベンヌは2045年11月27日に地球から最大距離の2.34AU（3億5000万km）になります。[112]
地球への衝突の可能性
平均して、直径500メートル（1,600フィート、0.31マイル）の小惑星は、約13万年ごとに地球に衝突すると予想されます。[116]アンドレア・ミラニと共同研究者による2010年の力学研究では、2169年から2199年の間にベンヌが8回連続して地球に衝突する可能性があると予測されました。衝突の累積確率は、当時はあまり知られていなかったベンヌの物理的特性に依存していましたが、8回の遭遇すべてで0.071％を超えないことがわかりました。[117]著者らは、101955ベンヌの地球衝突確率を正確に評価するには、ヤルコフスキー効果の大きさと方向を決定するための詳細な形状モデルと追加の観測（地上または物体を訪問した宇宙船から）が必要であることを認識していました。
1999年、2005年、2011年に得られたレーダー観測に基づく形状モデルと天体測定の公表[27]により、ヤルコフスキー加速度の推定値の改善と衝突確率の見直しが可能になった。2014年、衝突確率の最良推定値は、2175年から2196年までの累積確率0.037%であった[118]。これは、パレルモスケールの累積スコア-1.71に相当する。衝突が起こった場合、衝突に伴う運動エネルギーはTNT換算で1,200メガトンになると予想されます（比較のために、これまでにテストされた中で最も強力な核兵器であるツァーリ・ボンバのTNT換算は約54メガトンでした[10] 。また、記録に残る歴史上最もエネルギーの強い衝突事件であるツングースカ事件のTNT換算は3～5メガトンと推定されていますが、[119]、別の推定では20～30メガトンです[120]）。
2021年の軌道解は、仮想衝突天体を2200年から2300年まで延長し、累積パレルモ衝突スケールをわずかに増加させて-1.42とした。この解には、他の343個の小惑星の推定重力効果が含まれており、これは主小惑星帯の全質量の約90%に相当する。[11]
2060/2135 接近
地球 ・ 101955 ベンヌ
ベンヌは2060年9月23日に地球から0.005 au (750,000 km; 460,000 mi)の距離を通過するが、[1]比較のために言えば、月の平均軌道距離 (月距離)は384,402 km (238,856 mi) であり、50年後には384,404 km にしか変化しない。ベンヌは普通の双眼鏡では見えないほど暗くなるだろう。[121] 2060年の最接近は、2135年の最接近で発散を引き起こす。2135年9月25日、地球への接近距離は0.00136 au (203,000 km; 126,000 mi) ±2万kmである。[1] 2135年に地球に衝突する可能性はない。[122] [10] 2135年の接近により多くの変化が生じ、ベンヌは2135年の通過中に重力の鍵穴を通過する可能性があり、将来の遭遇時に衝突のシナリオが生じる可能性がある。鍵穴はすべて幅が約20km未満で、幅が5メートルしかない鍵穴もある。[123]
2182
最も脅威となる仮想衝突は2182年9月24日火曜日で、地球衝突の確率は2,700分の1であるが[10]、小惑星は地球から太陽までの距離と同じくらい離れている可能性がある。[115] 2182年9月24日に地球に衝突するには、ベンヌは2135年9月25日に幅約5kmの鍵穴を通過する必要がある。[123]次の2つの最大のリスクは2187年（1:14,000）と2192年（1:26,000）に発生する。[10] 2178年から2290年の間に地球衝突の累積確率は1,800分の1である。[10]
長期的
ラウレッタらは2015年にコンピューターシミュレーションの結果を報告し、101955ベンヌは他の原因で破壊される可能性が高いと結論付けました。
ベンヌの軌道は、他のすべてのNEOと同様に、本質的に動的に不安定です。ベンヌの数百年先以降の将来の進化と運命に関する確率的洞察を得るために、私たちは 3 億年の間、水星と海王星の重力摂動を含む 1,000 個の仮想「ベンヌ」を追跡しました。私たちの結果は、ベンヌが太陽に落ちる確率が 48% であることを示しています。ベンヌが太陽系内から放出される確率は 10% で、その最も可能性が高いのは木星との接近遭遇後です。惑星の衝突確率が最も高いのは金星 (26%) で、次に地球 (10%)、水星 (3%) です。ベンヌが火星に衝突する確率はわずか 0.8% で、ベンヌが最終的に木星に衝突する確率は 0.2% です。[108]
流星群
ベンヌは地球からの最小軌道交差距離が短い活動小惑星であるため、弱い流星群の母天体となる可能性がある。ベンヌの粒子は9月25日頃に南の彫刻家座から放射される。 [ 124]流星は肉眼で見える限界に近く、天頂の1時間あたりの出現率は1未満になると予想されている。[124]
探検
オシリス・レックス
NASAのニューフロンティア計画のOSIRIS-RExミッションは、2016年9月8日に101955ベンヌに向けて打ち上げられた。2018年12月3日、宇宙船は2年間の旅を経て小惑星ベンヌに到着した。 [17] 1週間後、アメリカ地球物理学連合秋季会議で、研究者らはOSIRIS-RExが小惑星の表面に水和鉱物の分光学的証拠を発見したと発表し、ベンヌが分離する前の母天体に液体の水が存在していたことを示唆した。 [125] [5]
2020年10月20日、OSIRIS-RExは小惑星に降下し、「ポゴスティックオフ」[19]しながらサンプルを採取することに成功した。[126] 2021年4月7日、OSIRIS-RExは小惑星の最後の飛行を完了し、ゆっくりと小惑星から離れ始めた。[127] 2021年5月10日、OSIRIS-RExは小惑星のサンプルを封じ込めたまま出発を完了した。[24] OSIRIS-RExは2023年にサンプルを地球に持ち帰り[128] 、最終的には2023年9月24日に宇宙船からユタ州の地表にパラシュートでカプセルを投下した。 [19]
サンプル容器が回収され、テキサス州ヒューストンのジョンソン宇宙センターの密閉室に移送された直後に、容器の蓋が開けられた。科学者らは、最初の開封時に「OSIRIS-REx科学容器の航空電子機器デッキに黒い塵と破片を発見した」とコメントした。さらなる研究が計画されている。2023年10月11日、回収されたカプセルが開封され、小惑星サンプルの内容物が「初めて」明らかになった。[129] 2023年12月13日、返送されたサンプルのさらなる研究が報告され、有機分子や未知の物質が明らかになったが、その組成や構成をよりよく理解するにはさらなる研究が必要である。[130] [131] 2024年1月11日、NASAは3か月の試行の末、ついにベンヌ小惑星のサンプルが入った回収容器を完全に開けたと報告した。[132] [133] [134]回収された物質の総重量は121.6グラム（4.29オンス）で、ミッションの目標の2倍を超えました。[135] 2024年5月15日、返還されたサンプルの予備的な分析研究の概要が報告されました。[25]
選択
小惑星ベンヌは、OSIRIS-REx選定委員会によって50万個以上の既知の小惑星の中から選ばれた。選定の主な制約は地球に近いことだった。近いということは、地球軌道から物体に到達するのに必要な推力（Δv）が低いことを意味するからである。 [136]基準は、軌道離心率が低く、傾斜角が低く、軌道半径が0.8–1.6 au。[137]さらに、サンプルリターンミッションの候補となる小惑星は、表面にゆるいレゴリスを持っている必要があり、直径が200メートル以上である必要があります。これより小さい小惑星は通常、回転が速すぎて塵や小さな粒子を保持できません。最後に、揮発性分子や有機化合物を含む可能性のある、太陽系初期の純粋な炭素物質を含む小惑星を見つけたいという願望により、リストはさらに絞り込まれました。
上記の基準を適用した結果、OSIRIS-RExミッションの候補として5つの小惑星が残り、潜在的に危険な軌道を持つという理由もあってベンヌが選ばれた。[137]
- オシリス・レックス– 101955 ベンヌ– 地球
-
2016年8月9日から2023年9月24日までの太陽系の軌道 -
2018年12月25日の101955ベンヌの軌道 -
ベンヌへの着陸
返却されたサンプル
OSIRIS-RExミッションは、2023年9月にベンヌから約120グラムの物質を地球に持ち帰ることに成功した。持ち帰られた物質は主に非常に暗く、反射率はベンヌの表面の観測と一致しているが、より明るい含有物や粒子も含まれている。サンプルの粒子サイズは、サブミクロンの塵から長さ約3.5cmの岩石まで、幅広い範囲に及んでいる。鉱物学的分析では、サンプルは水和鉱物、特にマグネシウムに富むフィロケイ酸塩に富んでいることが示されており、リモートセンシングデータからの予測を裏付けている。その他の主要成分には、磁鉄鉱、硫化物、炭酸塩、有機化合物などがある。予想外の発見は、一部のサンプルにリン酸鉱物が存在し、一部の粒子に鉱脈や地殻としてマグネシウムやナトリウムに富むリン酸塩が含まれていたことだ。[138]
ベンヌのサンプルの元素組成は、CIコンドライト隕石のそれによく似ている。しかし、ベンヌの物質はいくつかの異なる同位体比を示している。平均酸素同位体組成は、ベンヌをCIおよびCYコンドライト、小惑星リュウグウのサンプルと同じ酸素3同位体空間の領域に位置付けている。サンプルの炭素含有量（4.5〜4.7重量％）は、既知の隕石やリュウグウのサンプルで見つかったものよりも高い。サンプルにプレソーラー粒子が存在することは、物質の一部が太陽系の形成以来ほとんど処理されていないことを示している。プレソーラーの 炭化ケイ素とグラファイトが特定され、52+12
−10 ppmと12+7
−5 それぞれppmであり、加熱されていないコンドライトサンプルと類似している。[138]
証拠は、サンプルがベンヌの表面の少なくとも2つの異なる岩相から来ていることを示唆している。3つの主要な粒子タイプが特定された：丘状、角張った、まだら状。これらは明確な密度を示し、丘状の粒子は平均密度が最も低い（1.55 ± 0.07 g/cm 3）であり、まだら模様の粒子は最も高かった（1.77 ± 0.04 g/cm 3）。サンプルのスペクトル分析では、ベンヌの全体的なスペクトルと比較して、0.4～2.5μmの傾斜がより赤くなっていることがわかりました。これは、サンプルの物質と小惑星の表面との間の粒子サイズ、表面テクスチャ、または宇宙風化の違いを示唆している可能性があります。[138]
2023年11月3日より、サンプルの一部が国立自然史博物館（ワシントンD.C.）の隕石展示室で展示されている。 [139]サンプルの別の一部は、2024年10月14日から18日までイタリアのミラノで開催される国際宇宙会議 でNASAによって展示された。 [140] [141]
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 101955 ベンヌに関連するメディアがあります。
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- ビデオ (01:12) – 小惑星ベンヌが宇宙に物質を放出 ( CNN ; 2019 年 12 月 5 日)
- ビデオ (01:32) – 小惑星ベンヌへのオシリス・レックスの接近 ( NASA ; 2019 年 1 月 7 日)
- 地球衝突リスク概要: 101955 1999 RQ36 (年: 2175–2199) –ジェット推進研究所地球近傍天体サイト
- 2135 年の NEODyS-2 暦表 (ステップ サイズ: 10 日)
- デルボ、マルコ; ミシェル、パトリック (2011)。「(101955) 1999 Rq 36 の温度履歴と動的進化: 原始小惑星からのサンプルリターンの潜在的ターゲット」。天体物理学ジャーナル。728 (2): L42。Bibcode : 2011ApJ ...728L..42D。doi : 10.1088/2041-8205/728/2/L42。
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- 2182の公称および影響のあるソリューション
- 101955 ベンヌ、NeoDyS-2、地球近傍天体 - ダイナミックサイト
- 暦 ·観測予測 ·軌道情報 · MOID ·固有要素 ·観測情報 ·接近 ·物理情報 ·軌道アニメーション
- 101955 JPL 小天体データベースのベンヌ
