4 Vesta

Discovery

Vesta fu scoperto dall'astronomo tedesco Heinrich Wilhelm Olbers il 29 marzo 1807. Egli permise all'eminente matematico Carl Friedrich Gauss di chiamare l'asteroide come la dea vergine romana della casa e del focolare, Vesta.

Dopo la scoperta di Vesta nel 1807, nessun asteroide fu scoperto per i successivi 38 anni. Durante questo periodo i quattro asteroidi conosciuti furono contati tra i pianeti, e ognuno aveva il proprio simbolo planetario. Vesta era normalmente rappresentato da un focolare stilizzato ( ). Altri simboli sono e . Tutti sono semplificazioni dell'originale .

Confronto delle dimensioni: i primi 10 asteroidi mostrati rispetto alla Luna della Terra. Vesta è il quarto da sinistra.

Caratteristiche fisiche

Vesta è il secondo corpo più massiccio della fascia degli asteroidi. Vesta ha un interno diverso rispetto alla sua superficie. Si trova nella Cintura Principale Interna, ad una distanza di circa 2,50 AU. È simile a 2 Pallas in volume (anche se non è confermato), ma un po' più massiccio.

La forma di Vesta è vicina alla forma di una sfera per la sua stessa gravità, ma la grande concavità e la protuberanza al polo (vedi "Caratteristiche della superficie" sotto) non soddisfano i criteri per essere considerati un pianeta secondo la IAU. In ogni caso, questa risoluzione è stata respinta dai membri della IAU e Vesta continuerà ad essere chiamato un asteroide. Tuttavia, è possibile che Vesta possa essere elencato come pianeta nano in futuro, se viene determinato in modo convincente che la sua forma è da equilibrio idrostatico.

La sua rotazione è effettivamente veloce per un asteroide (5,342 h) e prograda, con il polo nord che punta in direzione dell'ascensione retta 20 h 32 min, declinazione +48° con un'incertezza di circa 10°. Questo dà un'inclinazione assiale di 29°.

Le temperature sulla superficie sono state pensate per essere tra circa -20°C con il Sole sopra la testa, scendendo a circa -190°C al polo invernale. Le temperature tipiche del giorno e della notte sono rispettivamente di -60°C e -130°C. Questa stima si riferisce al 6 maggio 1996, molto vicino al perielio, mentre i dettagli variano un po' con le stagioni.

Mappa altimetrica di 4 Vesta visto da sud-est, che mostra il cratere del polo sud. Come determinato dalle immagini del telescopio spaziale Hubble del maggio 1996.

Geologia

Per Vesta, c'è una grande collezione di possibili campioni a disposizione degli scienziati, sotto forma di oltre 200 meteoriti HED, che danno un'idea della storia geologica e della struttura di Vesta.

Si pensa che Vesta sia costituito da un nucleo metallico di ferro-nichel, sopra un mantello roccioso di olivina, e una crosta superficiale. Dalla prima apparizione di inclusioni ricche di Ca-Al (la prima materia solida nel Sistema Solare, formatasi circa 4567 milioni di anni fa), una probabile linea temporale è la seguente:

• Accrezione completata dopo circa 2-3 milioni di anni.
• Fusione completa o quasi completa a causa del decadimento radioattivo del ^26Al, che porta alla separazione del nucleo metallico a circa 4-5 milioni di anni.
• Cristallizzazione progressiva di un mantello fuso convettivo. La convezione si è fermata quando circa l'80% del materiale si è cristallizzato, a circa 6-7 milioni di anni.
• Estrusione del materiale fuso rimanente per formare la crosta. Sia come lave basaltiche in eruzioni progressive, sia eventualmente formando un oceano di magma di breve durata.
• Gli strati più profondi della crosta cristallizzano per formare rocce plutoniche, mentre i basalti più vecchi sono metamorfosati a causa della pressione degli strati superficiali più nuovi.
• Raffreddamento lento dell'interno.

Vesta è l'unico asteroide intatto conosciuto che è riemerso con questa procedura. Tuttavia, la presenza di meteoriti di ferro e di classi di meteoriti acondritiche senza corpi madre identificati indica che una volta c'erano altri planetesimi differenziati con storie ignee, che da allora sono stati spezzati dagli impatti.

Caratteristiche della superficie

Alcune caratteristiche della superficie di Vestian sono state risolte usando il telescopio spaziale Hubble e telescopi a terra, per esempio il telescopio Keck.

La caratteristica più notevole della superficie è un cratere molto grande che è 460 km di diametro centrato vicino al polo sud. La sua larghezza è circa l'80% dell'intero diametro di Vesta. Il pavimento di questo cratere si trova a circa 13 km al di sotto, e il suo bordo si innalza di 4-12 km sopra l'area circostante, con un rilievo superficiale totale di circa 25 km. Un picco centrale si erge per 18 km sopra il pavimento del cratere. Si pensa che l'impatto responsabile abbia fatto esplodere circa l'1% dell'intero volume di Vesta, ed è probabile che un gruppo di asteroidi più piccoli conosciuti come la famiglia Vesta siano i resti di questa collisione. Se questo è il caso, allora il fatto che frammenti di 10 km della famiglia Vesta siano sopravvissuti al bombardamento fino ad oggi indica che il cratere ha solo circa 1 miliardo di anni o meno. Sarebbe anche il sito originale di origine delle meteoriti HED. Infatti, tutti gli asteroidi di tipo V conosciuti presi insieme rappresentano solo circa il 6% del volume espulso, con il resto presumibilmente o in piccoli frammenti, espulsi avvicinandosi al divario 3:1 di Kirkwood, o perturbati via dalla pressione della radiazione. Le analisi spettroscopiche delle immagini Hubble hanno mostrato che questo cratere è penetrato in profondità attraverso diversi strati distinti della crosta, e forse nel mantello, come indicato dalle firme spettrali di olivina. È interessante notare che Vesta non è stato interrotto né è riemerso da un impatto di questa portata.

Sono presenti anche diversi altri grandi crateri larghi circa 150 km e profondi 7 km. Una caratteristica scura di circa 200 km di diametro è stata chiamata Olbers in onore dello scopritore di Vesta, ma non appare nelle mappe altimetriche come farebbe un cratere fresco, e la sua natura è attualmente sconosciuta, forse una vecchia superficie basaltica. Serve come punto di riferimento con il primo meridiano di longitudine 0° definito per passare attraverso il suo centro.

L'emisfero orientale e quello occidentale mostrano terreni nettamente diversi. Dalle analisi spettrali preliminari delle immagini del telescopio spaziale Hubble, l'emisfero orientale sembra avere un terreno altamente riflettente, pesantemente craterizzato "highland" con rocce vecchie e polverose, e crateri che sondano gli strati plutonici più profondi della crosta. D'altra parte, ampie regioni dell'emisfero occidentale sono occupate da unità geologiche scure che si pensa siano basalti superficiali.

4 Vesta e 1 Cerere accanto alla Luna della Terra.

Frammenti

Si ritiene che vari piccoli oggetti del sistema solare siano frammenti di Vesta causati da collisioni. Gli asteroidi Vestoidi e le meteoriti HED ne sono esempi. L'asteroide di tipo V 1929 Kollaa è stato determinato per avere una composizione simile ai meteoriti eucrite cumulata, indicando la sua origine in profondità nella crosta di Vesta.

Poiché si ritiene che un certo numero di meteoriti siano frammenti di Vesta, Vesta è attualmente uno dei soli cinque corpi del sistema solare identificati per i quali abbiamo campioni fisici, gli altri sono Marte, la Luna, la cometa Wild 2 e la Terra stessa.

Prova dell'origine del meteorite HED

Questo si basa sui dati della sonda Dawn che ha orbitato intorno a Vesta nella fascia degli asteroidi per 10 mesi.

Vesta è la fonte dei meteoriti HED, che sono circa il 6% di tutti i meteoriti che cadono sulla Terra. Questi meteoriti hanno pirosseno, che è un minerale ricco di ferro e magnesio. Questo è stato abbinato esattamente alle firme dei minerali sulla superficie di Vesta catturate dagli strumenti di Dawn.

Vesta si vede da San Francisco il 14 giugno 2007.

Visibilità

Le sue dimensioni e la sua superficie insolitamente luminosa fanno di Vesta l'asteroide più luminoso, ed è occasionalmente visibile ad occhio nudo da cieli bui (non inquinati dalla luce). Recentemente, a maggio e giugno 2007, Vesta ha raggiunto un picco di magnitudine di +5,4, il più luminoso dal 1989.

A quel tempo, l'opposizione e il perielio erano distanti solo poche settimane. Era visibile nelle costellazioni di Ofiuco e Scorpione.

Opposizioni meno favorevoli durante il tardo autunno nell'emisfero settentrionale hanno ancora Vesta ad una magnitudine di circa +7,0. Anche quando è in congiunzione con il Sole, Vesta avrà una magnitudine intorno a +8,5; quindi da un cielo privo di inquinamento può essere osservato con un binocolo anche a elongazioni molto più piccole che in prossimità dell'opposizione.