Ensimmäiset 10 löydettyä asteroidia (oranssilla) verrattuna Kuuhun (harmaalla). Pallas on numero kaksi.
Pallas on massaltaan asteroidivyöhykkeen kolmanneksi suurin kappale. Pallaksen massa on 2,2·1020 kg ja sen arvioidaan sisältävän noin 7 % asteroidivyöhykkeen massasta.[9] Pallaksen mitat ovat 570×525×500 km ja se on B-tyypin asteroidi, jonka tiheys on 2,8 g/cm³. Putoamiskiihtyvyys sen pinnalla on 0,18 m/s², ja sen vuorokauden pituus eli pyörähdysaika on noin 7,81 tuntia. Lisäksi Pallas on Aurinkokunnan synnystä ehjänä säilynyt protoplaneetta.[10]
Vaikka Pallas on kooltaan samaa luokkaa kuin Vesta, sen pinnan koostumus on lähempänä Cereksen pinnan koostumusta. Pallas on kuitenkin Cerestä tiheämpi, ja tästä syystä sen koostumuksessa on vähemmän vesijäätä. Jään osuus Pallaksen koostumuksesta on todennäköisesti noin 20–25 %. Pallaksen tiheys on myös Vestan tiheyttä pienempi, ja se onkin koostumukseltaan jotain kiviplaneettoja muistuttavan Vestan ja kaasujättiläistenkuita muistuttavan Cereksen väliltä. Pienemmän tiheyden vuoksi Pallas on myös Vestaa keveämpi. Pallaksessa on todennäköisesti tapahtunut jonkinasteista aineiden erottumista kiviseksi ytimeksi ja jäiseksi vaipaksi, ja sen pinnassa on myös havaittu pientä heijastavuuden vaihtelua.[9][10][11]
Pallaksen rata (sinisellä) verrattuna sisimpien planeettojen ratoihin (punaisella). Uloin kuvan planeetoista on Jupiter
Pallaksen rata (violetti), Maan (sininen), Marsin (vihreä), Cereksen (keltainen) ja Jupiterin (vaaleansininen). Animaatio näyttää viivoilla Pallaksen radan eron ekliptikasta.
Pallaksen rata sijoittuu Marsin ja Jupiterin ratojen välille asteroidivyöhykkeen alueelle. Sen kiertoaika on noin 4,61 vuotta (noin 1685 päivää), ja keskimääräinen etäisyys Auringosta on noin 2,772 AU, mikä on vain hieman suurempi kuin Cereksen. Siltikään Ceres ja Pallas eivät yleensä ole radoillansa kovin lähellä toisiansa, sillä niiden radat ovat muulla tavoin erilaiset. Pallaksen kiertoradan soikeus eli eksentrisyys (0,231) on esimerkiksi paljon suurempi kuin Cereksen (0,075). Täten esimerkiksi ollessaan lähimpänä Aurinkoa tai kauimpana Auringosta, Pallas ja Ceres ovat myös kaukana toisistaan. Pallas on kauimmillaan noin 3,41 AU:n etäisyydellä Auringosta, kun taas Cereksen kauimmaisin etäisyys on vain noin 2,98 AU.[1][12]
Lisäksi Pallaksen kiertoradan kaltevuus eli inklinaatio on suurempi. Se on noin 34°, eli hyvin suuri. Tämä on suunnilleen kolme kertaa suurempi kuin Cereksen inklinaatio, joka on noin 10,59°.[1][12] Pallasta kutsuttiinkin Junon ja Cereksen ja Vestan kanssa 1800-luvulla englantilaisissa kirjoissa joskus nimellä ultra zodiacal planet (eläinradasta huomattavasti poikkeava planeetta), sillä nämä planeetat eivät liikkuneet muiden tavoin taivaalla eläinrataa pitkin, sillä niiden inklinaatio ekliptikaan nähden on suurempi, tosin Vestan tapauksessa inklinaatio on silti vielä lähellä Merkuriuksen vastaavaa arvoa.[13][14]
Pallaksen rata on suurten asteroidin radoista selvästi kaltevin, ja se kulkeekin radallaan useimmiten kaukana ekliptikasta.[1][10][12][15][16][17] Pallaksen radan suuri kaltevuus viittaakin protoplaneetan joutuneen nykyiselle radalleen voimakkaan gravitaatiovuorovaikutuksen johdosta. Tähän on saattanut vaikuttaa myös suurehko törmäys toisen taivaankappaleen kanssa. Pallaksen radan suuri inklinaatio myös vaikeuttaa sen tutkimista avaruusluotaimilla, sillä sen radan saavuttamiseen tarvitaan suurta luotaimen nopeuden muutosta.[10] Lisäksi Pallaksella ei ole vielä havaittu olevan omaa kuuta.[11]
Asteroidiryhmä
Pallaksen kanssa samanlaisilla radoilla kiertää myös joitain pienikokoisia B-tyyppisiä asteroideja, jotka ovat todennäköisesti siitä törmäyksessä irronneita palasia. Pallasta ja näitä pienempiä kappaleita kutsutaankin Pallas-ryhmäksi. Myös 5 km:n läpimittainen Maan lähelle tuleva asteroidi3200 Phaethon näyttäisi olevan Pallaksesta irronnut, mutta erilaiselle radalle joutunut kappale. Phaethon on myös Geminidienmeteoriparven lähde.[18][19][20]
Kokovertailu Aurinkokunnan kappaleista, jotka olivat IAU:n vuoden 2006 planeetan määritelmää luotaessa planeettaehdokkaina.[7] Niistä tuli määritelmän valmistuttua kääpiöplaneettaehdokkaita.[21] Pallas on toinen alhaalla oikealla. (Kuvassa näkyy myös kaistale Maasta kappaleiden koon parempaa hahmotusta varten.)
↑ abE. V. Pitjeva: High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants. Solar System Research, 2005, 39. vsk, nro 3, s. 176–186. Institute of Applied Astronomy, Russian Academy of Sciences. Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 18.3.2014. (englanniksi) (Arkistoitu – Internet Archive)
↑ abcdThomas B. McCord, Lucy A. McFadden, Christopher T. Russell, Christophe Sotin & Peter C. Thomas: Ceres,Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids. Eos, 7. maaliskuuta 2006, 87. vsk, nro 10, s. 105, 109. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 10.4.2014. (englanniksi) (Arkistoitu – Internet Archive)
↑ abB. E. Schmidt, P. C. Thomas, J. M. Bauer, J.-Y. Li, L. A. McFadden, J. M. Parker, A. S. Rivkin, C. T. Russell, and, S. A. Stern: HUBBLE TAKES A LOOK AT PALLAS: SHAPE, SIZE AND SURFACE (PDF) Lunar and Planetary Science XXXIX. 2008. Viitattu 10.4.2014. (englanniksi)
↑Sir John Frederick William Herschel: Astronomy, s. 243, 244, 276. Longman, Rees, Orme, Brown, Green, & Longman, and J. Taylor, 1833. Teoksen verkkoversio Viitattu 25.4.2014.
↑Hugo Reid: Elements of astronomy, s. 82–83. Määritä julkaisija!Teoksen verkkoversio Viitattu 25.4.2014. (englanniksi)
↑Bojan Novaković, Alberto Cellino, Zoran Knežević: Families among high-inclination asteroids (PDF) (Sivut: 12 ja 18) 2011. Department of Astronomy, Faculty of Mathematics, University of Belgrade. Viitattu 25.4.2014. (englanniksi)
↑J. de León, H. Campins, K. Tsiganis, A. Morbidelli, J. Licandro: Origin of the near-Earth asteroid Phaethon and the Geminids meteor shower. Astronomy and Astrophysics, 2010, 513. vsk. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 25.4.2014. (englanniksi)
.svg){kind=small}
