4 Vesta

Vesta werd ontdekt door de Duitse astronoom Heinrich Wilhelm Olbers op 29 maart 1807. Hij gaf de vooraanstaande wiskundige Carl Friedrich Gauss toestemming om de asteroïde te vernoemen naar de Romeinse maagdelijke godin van huis en haard, Vesta.

Na de ontdekking van Vesta in 1807 werden de volgende 38 jaar geen asteroïden meer ontdekt. Gedurende deze tijd werden de vier bekende asteroïden tot de planeten gerekend, en elk had zijn eigen planetaire symbool. Vesta werd gewoonlijk voorgesteld door een gestileerde haard ( ). Andere symbolen zijn en . Het zijn allemaal vereenvoudigingen van het origineel.

Vesta is het op één na massiefste lichaam in de asteroïdengordel. Vesta heeft een ander binnenste dan haar oppervlak. Hij bevindt zich in de binnenste hoofdgordel, op een afstand van ongeveer 2,50 AE. Het is qua volume vergelijkbaar met 2 Pallas (hoewel dat niet bevestigd is), maar iets massiever.

De vorm van Vesta benadert door haar eigen zwaartekracht de vorm van een bol, maar de grote holte en de knobbel op de pool (zie "Oppervlakte-eigenschappen" hieronder) voldeden niet aan de criteria om volgens de IAU als planeet te worden beschouwd. In elk geval werd deze resolutie door de IAU-leden verworpen en zal Vesta een asteroïde blijven heten. Het is echter mogelijk dat Vesta in de toekomst als dwergplaneet wordt vermeld, als overtuigend wordt vastgesteld dat haar vorm uit hydrostatisch evenwicht is.

Zijn rotatie is snel voor een asteroïde (5,342 h) en prograad, met de noordpool wijzend in de richting van rechte klimming 20 h 32 min, declinatie +48° met een onzekerheid van ongeveer 10°. Dit geeft een axiale schuinte van 29°.

De temperaturen aan het oppervlak schommelen tussen ongeveer -20°C met de zon in de hemel en -190°C aan de winterpool. Typische dag- en nachttemperaturen zijn respectievelijk -60°C en -130°C. Deze schatting is voor 6 mei 1996, zeer dicht bij het perihelium, terwijl de details enigszins variëren met de seizoenen.

Voor Vesta is er een grote verzameling van mogelijke monsters beschikbaar voor wetenschappers, in de vorm van meer dan 200 HED-meteorieten, die inzicht geven in de geologische geschiedenis en structuur van Vesta.

Men denkt dat Vesta bestaat uit een metallische ijzer-nikkel kern, met daarboven een rotsachtige olivijn mantel, en een korst aan het oppervlak. Vanaf het eerste verschijnen van Ca-Al-rijke insluitsels (de eerste vaste stof in het zonnestelsel, die zich ongeveer 4567 miljoen jaar geleden vormde), ziet een waarschijnlijke tijdlijn er als volgt uit:

• Accretie voltooid na ongeveer 2-3 miljoen jaar.
• Volledige of bijna volledige versmelting als gevolg van radioactief verval van ^26Al, leidend tot afscheiding van de metaalkern op ongeveer 4-5 miljoen jaar.
• Progressieve kristallisatie van een convecterende gesmolten mantel. De convectie stopte toen ongeveer 80% van het materiaal gekristalliseerd was, ongeveer 6-7 miljoen jaar.
• Extrusie van het overblijvende gesmolten materiaal om de korst te vormen. Hetzij in de vorm van basaltlava bij progressieve erupties, hetzij in de vorm van een kortstondige magma-oceaan.
• De diepere lagen van de korst kristalliseren om plutonische gesteenten te vormen, terwijl oudere basalten worden gemetamorfoseerd als gevolg van de druk van nieuwere oppervlaktelagen.
• Langzame afkoeling van het interieur.

Vesta is de enige bekende intacte asteroïde die volgens deze procedure weer aan de oppervlakte is gekomen. De aanwezigheid van ijzermeteorieten en achondritische meteorietklassen zonder geïdentificeerd moederlichaam wijst er echter op dat er ooit andere gedifferentieerde planetesimalen met een stollingsgeschiedenis zijn geweest, die sindsdien door inslagen zijn gebroken.

Met de Hubble-ruimtetelescoop en telescopen op de grond, zoals de Keck-telescoop, zijn enkele kenmerken van het Vestiaanse oppervlak waargenomen.

Het meest opvallende kenmerk van het oppervlak is een zeer grote krater met een diameter van 460 km, in het midden nabij de zuidpool. Zijn breedte is ongeveer 80% van de volledige diameter van Vesta. De bodem van deze krater ligt ongeveer 13 km onder, en de rand steekt 4-12 km boven de omgeving uit, met een totaal oppervlaktereliëf van ongeveer 25 km. Een centrale piek verheft zich 18 km boven de kraterbodem. Men denkt dat de verantwoordelijke botsing ongeveer 1% van het totale volume van Vesta heeft opgeblazen, en het is waarschijnlijk dat een groep kleinere asteroïden, bekend als de Vesta-familie, de overblijfselen van deze botsing zijn. Als dit het geval is, dan wijst het feit dat fragmenten van 10 km van de Vesta-familie het bombardement tot op heden hebben overleefd erop dat de krater slechts ongeveer 1 miljard jaar oud of jonger is. Het zou ook de oorspronkelijke plaats van oorsprong van de HED meteorieten zijn. In feite maken alle bekende V-type asteroïden samen slechts ongeveer 6% uit van het uitgeworpen volume, waarbij de rest vermoedelijk ofwel in kleine fragmenten, uitgeworpen door het naderen van de 3:1 Kirkwood kloof, of door stralingsdruk weggeduwd is. Spectroscopische analyses van de Hubble-beelden hebben aangetoond dat deze krater diep is doorgedrongen in verschillende lagen van de korst, en mogelijk ook in de mantel, zoals blijkt uit spectrale signaturen van olivijn. Interessant is dat Vesta niet door een inslag van deze omvang is verstoord of aan de oppervlakte is gekomen.

Verscheidene andere grote kraters van ongeveer 150 km breed en 7 km diep zijn ook aanwezig. Een donkere vlek met een diameter van ongeveer 200 km is Olbers genoemd ter ere van de ontdekker van Vesta, maar hij verschijnt niet op hoogtekaarten zoals een verse krater zou doen, en zijn aard is tot nu toe onbekend, misschien een oud basaltoppervlak. Het dient als een referentiepunt met de nulmeridiaan die door het middelpunt ervan loopt.

De oostelijke en westelijke hemisferen vertonen duidelijk verschillende terreinen. Uit voorlopige spectrale analyses van de beelden van de Hubble-ruimtetelescoop blijkt dat het oostelijk halfrond een sterk reflecterend, zwaar gekraterd "hoogland"-terrein heeft met oude, stoffige gesteenten en kraters die tot in diepere plutonische lagen van de korst reiken. Aan de andere kant worden grote delen van het westelijk halfrond in beslag genomen door donkere geologische eenheden waarvan men denkt dat het oppervlaktebasalten zijn.

Van diverse kleine objecten in het zonnestelsel wordt aangenomen dat het fragmenten van Vesta zijn, veroorzaakt door botsingen. De Vestoïde asteroïden en HED-meteorieten zijn voorbeelden. Van de V-type asteroïde 1929 Kollaa is vastgesteld dat hij qua samenstelling verwant is aan cumulatieve eucrietmeteorieten, wat erop wijst dat hij diep in Vesta's korst is ontstaan.

Omdat wordt aangenomen dat een aantal meteorieten fragmenten van Vesta zijn, is Vesta momenteel een van de slechts vijf geïdentificeerde hemellichamen van het zonnestelsel waarvan we fysieke monsters hebben, de andere zijn Mars, de maan, komeet Wild 2, en de aarde zelf.

Bewijs van HED meteoriet oorsprong

Dit is gebaseerd op gegevens van de Dawn-sonde die gedurende 10 maanden in een baan om Vesta in de asteroïdengordel heeft gedraaid.

Vesta is de bron van de HED-meteorieten, die ongeveer 6% uitmaken van alle meteorieten die op aarde vallen. Deze meteorieten bevatten pyroxeen, een mineraal dat rijk is aan ijzer en magnesium. Dit komt precies overeen met de minerale signaturen op het oppervlak van Vesta die door de instrumenten van Dawn zijn vastgelegd.

Door haar grootte en ongewoon heldere oppervlak is Vesta de helderste asteroïde, en ze is af en toe met het blote oog te zien vanuit een donkere (niet-lichtvervuilde) hemel. Onlangs, in mei en juni 2007, bereikte Vesta een piekmagnitude van +5,4, de helderste sinds 1989.

In die tijd lagen oppositie en perihelium slechts een paar weken uit elkaar. Het was zichtbaar in de sterrenbeelden Ophiuchus en Scorpius.

Bij minder gunstige opposities in de late herfst op het noordelijk halfrond heeft Vesta nog steeds een magnitude van rond de +7,0. Zelfs in conjunctie met de Zon zal Vesta een magnitude van ongeveer +8,5 hebben; aan een vervuilingsvrije hemel kan zij dus met een verrekijker worden waargenomen, zelfs bij elongaties die veel kleiner zijn dan nabij de oppositie.