Vesta: zweitmassivster Asteroid des Sonnensystems (Ø 530 km)

Vesta wurde am 29. März 1807 von dem deutschen Astronomen Heinrich Wilhelm Olbers entdeckt. Er erlaubte dem bekannten Mathematiker Carl Friedrich Gauß, den Asteroiden nach der römischen Jungfrau Göttin der Heimat und des Herdes, Vesta, zu benennen.

Nach der Entdeckung von Vesta im Jahre 1807 wurden in den nächsten 38 Jahren keine Asteroiden mehr entdeckt. In dieser Zeit wurden die vier bekannten Asteroiden zu den Planeten gezählt, und jeder hatte sein eigenes Planetensymbol. Vesta wurde normalerweise durch einen stilisierten Herd ( ) dargestellt. Andere Symbole sind und . Alle sind Vereinfachungen des Originals .

Vesta ist der zweitmassivste Körper im Asteroidengürtel. Vesta hat ein anderes Inneres als ihre Oberfläche. Sie befindet sich im Inneren des Hauptgürtels, in einer Entfernung von etwa 2,50 AE. Ihr Volumen ähnelt dem von 2 Pallas (obwohl es nicht bestätigt ist), aber sie ist etwas massiver.

Die Form von Vesta kommt durch ihre eigene Schwerkraft einer Kugelform nahe, aber die große Konkavität und der Klumpen am Pol (siehe "Oberflächenmerkmale" unten) erfüllten nicht die Kriterien, um als Planet unter der IAU betrachtet zu werden. In jedem Fall wurde diese Resolution von den IAU-Mitgliedern abgelehnt, und Vesta wird weiterhin als Asteroid bezeichnet werden. Es ist jedoch möglich, dass Vesta in Zukunft als Zwergplanet aufgeführt wird, wenn überzeugend festgestellt wird, dass seine Form aus dem hydrostatischen Gleichgewicht stammt.

Seine Rotation ist für einen Asteroiden tatsächlich schnell (5.342 h) und prograd, wobei der Nordpol in Richtung Rektaszension 20 h 32 min, Deklination +48° mit einer Unsicherheit von etwa 10° zeigt. Dies ergibt eine axiale Neigung von 29°.

Man geht davon aus, dass die Temperaturen an der Oberfläche zwischen etwa -20°C mit der Sonne über uns liegen und am Winterpol auf etwa -190°C fallen. Typische Tages- und Nachttemperaturen liegen bei -60°C bzw. -130°C. Diese Schätzung bezieht sich auf den 6. Mai 1996, sehr nahe am Perihel, während die Details mit den Jahreszeiten etwas variieren.

Für Vesta steht den Wissenschaftlern eine große Sammlung möglicher Proben in Form von über 200 HED-Meteoriten zur Verfügung, die einen Einblick in die geologische Geschichte und Struktur von Vesta geben.

Es wird angenommen, dass Vesta aus einem metallischen Eisen-Nickel-Kern, darüber mit einem felsigen Olivinmantel und einer Oberflächenkruste besteht. Seit dem ersten Auftreten von Ca-Al-reichen Einschlüssen (die erste feste Materie im Sonnensystem, die sich vor etwa 4567 Millionen Jahren bildete) sieht die wahrscheinliche Zeitlinie wie folgt aus:

• Die Akkretion ist nach etwa 2-3 Millionen Jahren abgeschlossen.
• Vollständiges oder fast vollständiges Schmelzen aufgrund des radioaktiven Zerfalls von ^26Al, was zu einer Trennung des Metallkerns nach etwa 4-5 Millionen Jahren führt.
• Progressive Kristallisation eines konvektiv geschmolzenen Mantels. Die Konvektion hörte auf, als etwa 80% des Materials kristallisiert waren, nach etwa 6-7 Millionen Jahren.
• Extrusion des verbleibenden geschmolzenen Materials zur Bildung der Kruste. Entweder als basaltische Laven in fortschreitenden Eruptionen oder möglicherweise zur Bildung eines kurzlebigen Magma-Ozeans.
• Die tieferen Schichten der Kruste kristallisieren zu plutonischen Gesteinen, während ältere Basalte durch den Druck der neueren Oberflächenschichten metamorphosiert werden.
• Langsame Abkühlung des Innenraums.

Vesta ist der einzige bekannte intakte Asteroid, der bei diesem Verfahren wieder aufgetaucht ist. Das Vorhandensein von Eisenmeteoriten und achondritischen Meteoritenklassen ohne identifizierte Mutterkörper deutet jedoch darauf hin, dass es einst andere differenzierte Planetesimale mit magmatischer Geschichte gab, die inzwischen durch Einschläge zerbrochen sind.

Einige Merkmale der vestianischen Oberfläche wurden mit dem Hubble-Weltraumteleskop und bodengebundenen Teleskopen, z.B. dem Keck-Teleskop, aufgelöst.

Das bemerkenswerteste Oberflächenmerkmal ist ein sehr großer Krater mit einem Durchmesser von 460 km, der in der Nähe des Südpols zentriert ist. Seine Breite beträgt etwa 80% des Gesamtdurchmessers der Vesta. Der Boden dieses Kraters liegt etwa 13 km tiefer, und sein Rand erhebt sich 4-12 km über die Umgebung, mit einem Oberflächenrelief von insgesamt etwa 25 km. Ein zentraler Gipfel erhebt sich 18 km über den Kraterboden. Es wird angenommen, dass der verantwortliche Einschlag etwa 1% des gesamten Volumens der Vesta gesprengt hat, und es ist wahrscheinlich, dass eine Gruppe kleinerer Asteroiden, die als Vesta-Familie bekannt ist, die Überreste dieser Kollision sind. Wenn dies der Fall ist, dann deutet die Tatsache, dass 10 km lange Fragmente der Vesta-Familie die Bombardierung bis heute überlebt haben, darauf hin, dass der Krater nur etwa 1 Milliarde Jahre alt oder jünger ist. Es wäre auch der ursprüngliche Entstehungsort der HED-Meteoriten. Tatsächlich machen alle bekannten Asteroiden des V-Typs zusammengenommen nur etwa 6% des ausgeworfenen Volumens aus, während der Rest vermutlich entweder in kleinen Fragmenten, durch Annäherung an die 3:1-Kirkwood-Lücke ausgeworfen oder durch Strahlungsdruck weggeschleudert wurde. Spektroskopische Analysen der Hubble-Bilder haben gezeigt, dass dieser Krater tief durch mehrere unterschiedliche Schichten der Kruste und möglicherweise in den Mantel eingedrungen ist, was durch spektrale Signaturen von Olivin angezeigt wird. Interessanterweise wurde die Vesta durch einen Einschlag dieser Größenordnung weder unterbrochen noch ist sie wieder aufgetaucht.

Mehrere andere große Krater von etwa 150 km Breite und 7 km Tiefe sind ebenfalls vorhanden. Ein dunkles Merkmal mit einem Durchmesser von etwa 200 km wurde zu Ehren des Entdeckers von Vesta Olbers genannt, aber es erscheint in den Höhenkarten nicht wie ein frischer Krater, und seine Beschaffenheit ist derzeit unbekannt, vielleicht eine alte Basaltfläche. Er dient als Referenzpunkt, wobei der Nullmeridian 0° der Länge so definiert ist, dass er durch sein Zentrum verläuft.

Die östliche und die westliche Hemisphäre weisen deutlich unterschiedliche Geländeformen auf. Aus vorläufigen Spektralanalysen der Bilder des Hubble-Weltraumteleskops geht hervor, dass die östliche Hemisphäre ein stark reflektierendes, stark verkratertes "Hochland"-Gelände mit alten, staubigen Felsen und Kratern aufweist, die in tiefere plutonische Schichten der Kruste vordringen. Andererseits werden große Regionen der westlichen Hemisphäre von dunklen geologischen Einheiten eingenommen, die vermutlich Oberflächenbasalte sind.

Es wird angenommen, dass verschiedene kleine Objekte im Sonnensystem Fragmente der Vesta sind, die durch Kollisionen entstanden sind. Die Asteroiden der Vesta und die HED-Meteoriten sind Beispiele dafür. Beim V-Typ-Asteroiden 1929 Kollaa wurde festgestellt, dass er eine Zusammensetzung hat, die einer Ansammlung von Eukritmeteoriten ähnelt, was auf seinen Ursprung tief in der Kruste der Vesta hinweist.

Da es sich bei einer Reihe von Meteoriten vermutlich um Fragmente von Vesta handelt, ist Vesta derzeit einer von nur fünf identifizierten Körpern des Sonnensystems, für die uns physikalische Proben vorliegen. Die anderen sind Mars, Mond, Komet Wild 2 und die Erde selbst.

Nachweis der Herkunft von HED-Meteoriten

Dies basiert auf Daten der Dawn-Sonde, die Vesta 10 Monate lang im Asteroidengürtel umkreiste.

Vesta ist die Quelle der HED-Meteorite, die etwa 6% aller Meteorite ausmachen, die auf die Erde fallen. Diese Meteorite haben Pyroxen, ein Mineral, das reich an Eisen und Magnesium ist. Dies wurde genau mit den Mineralsignaturen auf der Oberfläche von Vesta, die von Dawns Instrumenten erfasst wurden, abgeglichen.

Seine Größe und ungewöhnlich helle Oberfläche machen Vesta zum hellsten Asteroiden, und er ist gelegentlich mit bloßem Auge am dunklen (nicht lichtverschmutzten) Himmel sichtbar. Kürzlich, im Mai und Juni 2007, erreichte Vesta eine Spitzenamplitude von +5,4, die hellste seit 1989.

Zu dieser Zeit lagen Opposition und Perihel nur wenige Wochen auseinander. Er war in den Sternbildern Ophiuchus und Scorpius sichtbar.

Weniger günstige Oppositionen im Spätherbst in der nördlichen Hemisphäre haben immer noch Vesta in einer Größenordnung von etwa +7,0. Sogar in Konjunktion mit der Sonne wird die Vesta eine Helligkeit von etwa +8,5 haben; daher kann sie von einem schadstofffreien Himmel aus mit einem Fernglas selbst bei viel kleineren Ausdehnungen als in der Nähe der Opposition beobachtet werden.