4 Vesta

Opdagelse

Vesta blev opdaget af den tyske astronom Heinrich Wilhelm Olbers den 29. marts 1807. Han gav den fremtrædende matematiker Carl Friedrich Gauss lov til at opkalde asteroiden efter den romerske gudinde for hjem og hede, Vesta, som var jomfru.

Efter opdagelsen af Vesta i 1807 blev der ikke opdaget nogen asteroider i de næste 38 år. I denne periode blev de fire kendte asteroider regnet med til planeterne, og de havde hver deres eget planetsymbol. Vesta blev normalt repræsenteret ved en stiliseret ildsted (). Andre symboler er og . Alle er forenklinger af det oprindelige .

Størrelsessammenligning: de første 10 viste asteroider sammenlignet med Jordens måne. Vesta er den fjerde fra venstre.

Fysiske egenskaber

Vesta er det næstmest massive legeme i asteroidebæltet. Vesta har et andet indre end dens overflade. Den befinder sig i det indre hovedbælte i en afstand på ca. 2,50 AU. Den ligner 2 Pallas i volumen (selvom det ikke er bekræftet), men er noget mere massiv.

Vesas form er tæt på en kugleform ved sin egen tyngdekraft, men den store konkavitet og klump ved polen (se "Overfladekendetegn" nedenfor) opfyldte ikke kriterierne for at blive betragtet som en planet i IAU's øjne. Under alle omstændigheder blev denne resolution afvist af IAU's medlemmer, og Vesta vil fortsat blive kaldt en asteroide. Det er dog muligt, at Vesta i fremtiden vil blive opført som en dværgplanet, hvis det overbevisende fastslås, at dens form er fra hydrostatisk ligevægt.

Dens rotation er faktisk hurtig for en asteroide (5,342 h) og prograd, med nordpolen pegende i ret ascension 20 h 32 min, deklination +48° med en usikkerhed på ca. 10°. Dette giver en aksial hældning på 29°.

Temperaturen på overfladen er blevet anslået til at ligge mellem ca. -20 °C med solen over os og falde til ca. -190 °C ved vinterpolen. Typiske dag- og nattemperaturer er henholdsvis -60°C og -130°C. Dette skøn er for den 6. maj 1996, meget tæt på perihelium, mens detaljerne varierer noget med årstiderne.

Højdekort over 4 Vesta set fra sydøst, der viser sydpolkrateret. Bestemt ud fra Hubble Space Telescope billeder fra maj 1996.

Geologi

For Vesta er der en stor samling af mulige prøver til rådighed for forskerne i form af over 200 HED-meteoritter, som giver et indblik i Vesas geologiske historie og struktur.

Vesta menes at bestå af en metallisk jern-nikkel kerne, ovenpå en stenet olivin kappe og en overfladekorpe. Fra den første forekomst af Ca-Al-rige indeslutninger (det første faste stof i Solsystemet, der blev dannet for ca. 4567 millioner år siden) er en sandsynlig tidslinje som følger:

• Akkumulationen er afsluttet efter ca. 2-3 millioner år.
• Fuldstændig eller næsten fuldkommen smeltning på grund af radioaktivt henfald af ²⁶Al, hvilket fører til adskillelse af metalkernen efter ca. 4-5 millioner år.
• Progressiv krystallisering af en konvekterende smeltet kappe. Konvektionen stoppede, da ca. 80% af materialet var krystalliseret, omkring 6-7 millioner år.
• Ekstrudering af det resterende smeltede materiale for at danne skorpe. Enten som basaltiske lavaer i progressive udbrud, eller muligvis som et kortvarigt magmaocean.
• De dybere lag af jordskorpen krystalliserer og danner plutoniske bjergarter, mens ældre basalter bliver metamorphoseret på grund af trykket fra de nyere overfladelag.
• Langsom afkøling af det indre.

Vesta er den eneste kendte intakte asteroide, der er blevet genopstået ved denne procedure. Tilstedeværelsen af jernmeteoritter og achondritiske meteoritklasser uden identificerede moderkroppe tyder imidlertid på, at der engang var andre differentierede planetesimaler med en magmatisk historie, som siden er blevet ødelagt af nedslag.

Overfladeegenskaber

Nogle af Vestians overfladegenskaber er blevet opklaret ved hjælp af Hubble-rumteleskopet og jordbaserede teleskoper, f.eks. Keck-teleskopet.

Det mest bemærkelsesværdige element på overfladen er et meget stort krater med en diameter på 460 km, der er centreret nær sydpolen. Dets bredde er ca. 80 % af Vesta's samlede diameter. Kraterets bund ligger ca. 13 km nede, og dets rand hæver sig 4-12 km over det omkringliggende område, med et samlet overfladerelief på ca. 25 km. En central top hæver sig 18 km over kraterbunden. Man mener, at det ansvarlige nedslag sprængte ca. 1 % af Vesas samlede volumen i luften, og det er sandsynligt, at en gruppe mindre asteroider, kendt som Vesta-familien, er resterne af dette sammenstød. Hvis dette er tilfældet, tyder det faktum, at 10 km store fragmenter af Vesta-familien har overlevet bombardementet indtil nu, på, at krateret kun er ca. 1 milliard år gammelt eller yngre. Det ville også være det oprindelige oprindelsessted for HED-meteoritterne. Faktisk udgør alle de kendte V-type asteroider tilsammen kun ca. 6 % af det udskudte volumen, idet resten formodentlig enten er små fragmenter, der er blevet udskudt ved at nærme sig Kirkwood-gabet på 3:1 eller er blevet forstyrret af strålingstryk. Spektroskopiske analyser af Hubble-billederne har vist, at dette krater er trængt dybt ind gennem flere forskellige lag af skorpen og muligvis ind i kappen, hvilket spektrale signaturer af olivin indikerer. Det er interessant, at Vesta ikke blev ødelagt eller kom op til overfladen igen ved et nedslag af denne størrelsesorden.

Der findes også flere andre store kratere, der er omkring 150 km brede og 7 km dybe. Et mørkt område på ca. 200 km i diameter er blevet kaldt Olbers til ære for Vesas opdagelsesrejsende, men det fremgår ikke af højdekort som et frisk krater, og dets art er i øjeblikket ukendt, måske en gammel basaltisk overflade. Det tjener som referencepunkt, idet nulmeridianen på 0° længdegrad er defineret til at gå gennem dets centrum.

Den østlige og vestlige halvkugle har markant forskellige terræner. Ud fra foreløbige spektralanalyser af Hubble Space Telescope-billederne ser den østlige halvkugle ud til at have et stærkt reflekterende, stærkt krateret "højlandsterræn" med gamle, støvede klipper og kratere, der stikker ned i dybere plutoniske lag af skorpen. På den anden side er store områder af den vestlige halvkugle optaget af mørke geologiske enheder, som menes at være overfladebasalter.

4 Vesta og 1 Ceres ved siden af Jordens måne.

Fragmenter

Forskellige små objekter i solsystemet menes at være fragmenter af Vesta, som skyldes kollisioner. Vestoid-astroiderne og HED-meteoritterne er eksempler herpå. V-type asteroiden 1929 Kollaa er blevet bestemt til at have en sammensætning, der ligner kumulative eucrit-meteoritter, hvilket tyder på, at den stammer dybt inde i Vestas skorpe.

Da en række meteoritter menes at være Vesta-fragmenter, er Vesta i øjeblikket et af de kun fem identificerede legemer i solsystemet, som vi har fysiske prøver fra. De andre er Mars, Månen, kometen Wild 2 og Jorden selv.

Bevis for HED-meteorittens oprindelse

Dette er baseret på data fra Dawn-sonden, som kredsede om Vesta i asteroidebæltet i 10 måneder.

Vesta er kilden til HED-meteoritterne, som udgør ca. 6 % af alle meteoritter, der falder ned på Jorden. Disse meteoritter indeholder pyroxen, som er et mineral, der er rig på jern og magnesium. Dette er blevet matchet nøjagtigt med de mineralsignaturer på Vesas overflade, der er opfanget af Dawn-instrumenterne.

Vesta ses fra San Francisco den 14. juni 2007.

Synlighed

Dens størrelse og usædvanligt lyse overflade gør Vesta til den klareste asteroide, og den er lejlighedsvis synlig med det blotte øje fra mørke (ikke lysforurenede) himmelstrøg. For nylig, i maj og juni 2007, nåede Vesta en topstørrelse på +5,4, den klareste siden 1989.

På det tidspunkt var opposition og perihelium kun få uger fra hinanden. Den var synlig i stjernebillederne Ophiuchus og Scorpius.

Ved mindre gunstige oppositioner i det sene efterår på den nordlige halvkugle har Vesta stadig en størrelse på omkring +7,0. Selv når Vesta står i konjunktion med Solen, vil den have en magnitude på omkring +8,5. Fra en forureningsfri himmel kan den således observeres med kikkert selv ved meget mindre elongation end nær opposition.