健神星

健神星（小行星序号：(10) 健神星）位于主带，是一颗主要的小行星。它的直径为434（270英里），质量占主带小行星总质量的2.9%[8]。按体积和质量划分，它是太阳系中第四大的小行星。在一些光谱分类中，它是表面是碳的黯淡C型小行星中最大的，另一方面，它排名第二，仅次于谷神星。

(10) 健神星(HYGIEA) ⯚ (阿斯克莱皮乌斯的棒（一种与医学相关的古希腊符号）。)
发现 [1]
发现者安尼巴莱·德·加斯帕里斯
发现日期1849年4月12日
编号
命名依据Hygieia [2]
其它名称A900 GA
小行星分类主带（健神星族）
形容词Hygiean
轨道参数 [1]
历元 2019年4月27日 (JD 2458600.5)
不确定参数 0
观测弧170.23 yr (62,175 days)
远日点3.4948 AU
近日点2.7882 AU
半长轴3.1415 AU
离心率0.1125
轨道周期5.57 yr（2033.8 日）
平均轨道速度16.76 km/s
平近点角152.18°
轨道倾角3.8316°
升交点黄经283.20°
近日点参数312.32°
本征轨道参数 [3]
本征半长轴3.14178 AU
本征离心率0.1356
本征倾角5.1039°
本征平均运动64.6218 度 / 年
本征轨道周期5.57088 年
(2034.762 d)
近日点岁差128.544 弧秒 / 年
升交点黄经岁差−96.9024 弧秒 / 年
物理特征
大小450 km × 430 km × 424 km
± 10 km × 10 km × 20 km
质量(8.32±0.8)×1019 kg (representative)[4]
平均密度1.94±0.19 g/cm3[4]
自转周期13.82559±0.00005 h[5]
27.623 h (1.15 d)[1] (dated)
几何反照率0.0717 [1]
温度≈164 K
max: 247 K (−26°C) [6]
光谱类型C-type[1]
视星等9.0[7] to 11.97
绝对星等(H)5.43[1]
角直径0.321″ to 0.133″

    使用甚大望远镜的SPHERE在2017和2018观测的影像，于2019年10月宣布健神星有一个几乎是球体的形状，这至少符合流体静力平衡，因此够资格成为一颗矮行星[5][9]。

    观测
    2MASS巡天观测拍摄到的健神星。

    尽管它很大，但是从地球观测的健神星似乎非常暗淡。这是由于它的表面黑暗和位置在主带外缘。因此，安尼巴莱·德·加斯帕里斯在1849年4月12日发现它之前，已经有6颗较小的小行星被观测到。健神星在大部分冲的时候，它的视星等只有+10.2等，依然比灶神星暗4星等。要看到它至少要口径100-（4-英寸）的望远镜。然而，当它在近日点时冲，它的视星等可以达到+9.1等，使用10X50的双筒望远镜就可以看见[10]。

    发现和命名

    1849年4月12日，安尼巴莱·德·加斯帕里斯在意大利那不勒斯（年仅29岁）发现健神星[11]，这是他发现的9颗小行星中的第一颗。它的名字来自希腊神话健康女神许癸厄亚（医神阿斯克勒庇俄斯之女）。

    那不勒斯天文台台长欧内斯特·卡波西将这颗小行星称为Igea Borbonica ("波旁许癸厄亚")，以纪念统治那不勒斯的两西西里王国的家族[12]。然而约翰·罗素·欣德在1852年写道："一般都称它为健神星，没有必要的前置词（波旁）经常省略"[12]。

    在19世纪，健神星的英文名称偶尔被误拼写成Hypeia，《皇家天文学会每月通报》就是一个例子[13]。

    中文译名的变化

    健神星命名的来源许癸厄亚（Hygieia）是医神阿斯克勒庇俄斯的女儿，中国首次出现这颗小行星的中文译名是由伟烈亚力和李善兰翻译约翰·赫歇尔的《谈天》（Outlines of Astronomy），原文1859年由上海墨海书馆刊行，当时的译名是「医女星」[14]，名字没有译错，不过因为许癸厄亚也是掌管卫生和健康的女神，英语 hygiene (卫生) 是从 Hygieia 而来，不知道为什么这颗星的中文名字后来需要改译为「健神星」[15] 而非「卫神星」或者「卫女星」。

    物理性质
    四颗最大小行星的相对大小。健神星在最右边。
    VLT-SPHERE于2017年6/7月间拍摄的健神星影像，可见表面的明亮特征和几个暗坑。当时，健神星以南半球正对着地球。
    The IAU 2006年提案草案将健神星列为潜在的矮行星候选者[16]。

    根据光谱的证据，健神星的表面被认为是由类似于碳质球粒陨石的原始碳质材料组成。在其表面也检测到受到水溶液改变的物质，这可能表示冰的存在，以及在过去曾被加热到水可以液化[17]。原始的表面组成表明，相较于其它大型的微行星，像是灶神星 ，在太阳系形成初期，健神星上的冰尚未融化[17]。

    使用甚大望远镜在2007年拍摄的影像，可以看到明亮的表面的特征，以及至少两个黑暗的坑穴，分别以拉丁文的单字命名为Serpens（蛇）和Calix（杯子），但尚未获得认可[lower-alpha 1][4]。Serpens的直径约180公里，Calix约为90公里[4][5]。

    健神星是在柯克伍德空隙的2.82AU之外，主带外侧中最大的一颗黑暗 C型小行星[18]。健神星的直径平均值是434 ± 14公里[5]，然而早期的研究（Ragazzoni et al., 2000）认为它有明显的扁平型状，半主轴的比值为1.11（比四大小行星的智神星、灶神星、已成为矮行星的谷神星等大得多。）[19][17]；最近的结果表明，健神星更像球体，轴比为1.06[lower-alpha 2]，与麦克劳林椭圆体一致[5]。除了是四大小型星中最小的一颗，健神星和谷神星一样，密度相对较低，更接近于木星或土星的冰卫星，而非类地行星或石质小型星[20]。

    虽然他是该区域最大的天体，但由于其黑暗的表面和与太阳的距离比平均距离还远，因此从地球上观测到的健神星显得非常黯淡。事实上，它是前23颗小行星中第三暗的，只有(13) 芙女星和(17) 海女星在冲时的平均视星等比它低[21]。在大多数冲的时候，健神星的视星等落在+10.2附近[21]，这比灶神星要暗4个星等，至少要4-英寸（100-）的望远镜才能观测得到[22]。然而，在近日点冲时，健神星的亮度可以达到+9.1等，可能只要使用10X50的双筒望远镜就可以观赏。不像在小行星带中比它小的704 Interamnia和511 Davida随时都能用双筒望远镜看见[10]。

    地基的天文学家总共已经观测过17次的健神星掩星事件[23][24]，其中两次（2002年和2014年）有大量的观测员进行观测。这些观测被用来估计健神星的大小、形状和自转轴[25]。哈伯太空望远镜的观测虽然不能解决问题，但已排除它有直径大于16（9.9英里）以上的卫星的可能性[26]。

    轨道和自转
    相对于类地行星和木星轨道的健神星轨道动画。

    健神星在与太阳平均距离3.14AU(天文单位)的轨道上运行，是"四大"小行星中离太阳最远的。它离黄道很近，轨道倾角只有4°[17]。它的轨道不如谷神星或灶神星的圆，离心率大约0.12 [1]。尽管它的近日点黄经与灶神星和谷神星非常相似，但它的升交点和降交点却相反。虽然它的近日点非常接近谷神星和智神星的平均距离，但因为总是在黄道的对立面上，健神星与这些较大的小行星之间不可能发生碰撞。在2056年，健神星将接近谷神星至0.025AU的距离，然后在2063年接近智神星至0.020AU[27]。健神星的远日点延伸至小行星主带边缘的极端远处，到达与木星有着3:2轨道共振的希尔达族周围[28]。

    做为最巨大的小行星之一，健神星被小行星中心用来计算摄动 [29]。

    健神星与木星和土星处于不稳定的三体均值运动共振中[30]。计算得到健神星的李雅普诺夫时间是30,000年，显示它占据着一个浑屯的轨道。由于行星的引力摄动，它的轨道会随着时间随机变化[30]。它是这种共振中编号最小的小行星（下一颗是 (70) 蟹神星）[30][31]。

    根据甚大望远镜在2017年和2018年测量的结果，确定健神星的自转周期约为13.8256小时[5]。其单峰光曲线的振幅为0.27星等[4]，这在很大程度上归因于反照率的变异[5]截至September 2019年 (September 2019-Missing required parameter 1=month!)。因为光曲线有双重的模糊性，而颀长周期的自转加重了这种模糊性，使得单夜的望远镜观测充其量只是完整自转的一部分，使得健神星的自转方向尚不清楚，但认为它是[顺行和逆行|[逆行]]的[17]。光曲线的分析显示，健神星的极点指向黄道坐标 (β, λ) = (30°, 115°) 或 (30°, 300°) ，误差大约10°[32]。这两种情况下的转轴倾角约为60°[32]。

    健神星族
    健神星族的位置和结构。

    健神星是小行星族健神星族的主要成员，占主带小行星的1%。这个家族大约是20亿年前一颗直径约100公里的小行星与原本的健神星相撞后形成的。由于健神星上的撞击坑太小，无法容纳喷出雾的体体，因此认为原本的健神星完全被撞击破坏，并且大部分的碎片重新凝聚形成这个家族，而有少部分的碎片逃脱了。健神星几乎包含这个家族总质量（超过98%）[5]。

    相关条目

    注解
    1. 等待IAU的批准。
    2. 最长轴和最短轴之间的比率为[5]。

    参考数据
    1. (2019-08-18 last obs.). Jet Propulsion Laboratory. [2019-10-28]. （原始内容存档于2020-11-05）.
    2. Schmadel, L. D. . . Springer Berlin Heidelberg. 2007: 16. ISBN 978-3-540-29925-7. doi:10.1007/978-3-540-29925-7_11.
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    4. Vernazza, P.; Jorda, L.; Ševeček, P.; Brož, M.; Viikinkoski, M.; Hanuš, J.; et al. (PDF). Nature Astronomy. 2019-10-28 [2019-10-30]. doi:10.1038/s41550-019-0915-8. （原始内容存档 (PDF)于2021-11-29）.
    5. Vernazza, P.; Jorda, L.; Ševeček, P.; Brož, M.; Viikinkoski, M.; Hanuš, J.; et al. (PDF). Nature Astronomy. 2019-10-28, 273 [2019-10-28]. doi:10.1038/s41550-019-0915-8. （原始内容存档 (PDF)于2020-11-11）.
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