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Vesta (designación de planeta menor: 4 Vesta) es uno de los objetos más grandes del cinturón de asteroides, con un diámetro medio de 525 kilómetros (326 mi). Fue descubierto por el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Matthias Olbers el 29 de marzo de 1807 y lleva el nombre de Vesta, la diosa virgen del hogar y el hogar de la mitología romana.
Se cree que Vesta es el segundo asteroide más grande, tanto en masa como en volumen, después del planeta enano Ceres, aunque en volumen se superpone con la incertidumbre en las medidas de 2 Pallas. Las mediciones le dan un volumen nominal solo un poco mayor que el de Palas (aproximadamente un 5% mayor, que es la magnitud de las incertidumbres en la medición), pero es entre un 25% y un 30% más masivo. Constituye aproximadamente el 9% de la masa del cinturón de asteroides. Vesta es el único protoplaneta rocoso restante conocido (con un interior diferenciado) del tipo que formó los planetas terrestres. Numerosos fragmentos de Vesta fueron expulsados por colisiones hace uno y dos mil millones de años que dejaron dos cráteres enormes que ocuparon gran parte del hemisferio sur de Vesta. Los escombros de estos eventos han caído a la Tierra en forma de meteoritos howardita-eucrita-diogenita (HED), que han sido una rica fuente de información sobre Vesta.
Vesta es el asteroide más brillante visible desde la Tierra. Es regularmente tan brillante como la magnitud 5.1, momento en el cual es débilmente visible a simple vista. Su distancia máxima al Sol es ligeramente mayor que la distancia mínima de Ceres al Sol, aunque su órbita se encuentra completamente dentro de la de Ceres.
La nave espacial Dawn de la NASA entró en órbita alrededor de Vesta el 16 de julio de 2011 para una exploración de un año y dejó la órbita de Vesta el 5 de septiembre de 2012 en ruta hacia su destino final, Ceres. Los investigadores continúan examinando los datos recopilados por Dawn para obtener información adicional sobre la formación y la historia de Vesta.
Historia
Descubrimiento
Heinrich Olbers descubrió Palas en 1802, un año después del descubrimiento de Ceres. Propuso que los dos objetos eran los restos de un planeta destruido. Envió una carta con su propuesta al astrónomo británico William Herschel, sugiriendo que una búsqueda cerca de los lugares donde se cruzaban las órbitas de Ceres y Palas podría revelar más fragmentos. Estas intersecciones orbitales estaban ubicadas en las constelaciones de Cetus y Virgo. Olbers comenzó su búsqueda en 1802 y el 29 de marzo de 1807 descubrió Vesta en la constelación de Virgo, una coincidencia, porque Ceres, Palas y Vesta no son fragmentos de un cuerpo más grande. Debido a que el asteroide Juno había sido descubierto en 1804, esto convirtió a Vesta en el cuarto objeto identificado en la región que ahora se conoce como el cinturón de asteroides. El descubrimiento fue anunciado en una carta dirigida al astrónomo alemán Johann H. Schröter fechada el 31 de marzo. Debido a que Olbers ya tenía crédito por descubrir un planeta (Pallas; en ese momento, los asteroides se consideraban planetas), le dio el honor de nombrar su nuevo descubrimiento al matemático alemán Carl Friedrich Gauss, cuyos cálculos orbitales habían permitido a los astrónomos confirmar la existencia de Ceres, el primer asteroide, y que había calculado la órbita del nuevo planeta en el tiempo notablemente corto de 10 horas. Gauss se decidió por la diosa virgen romana del hogar y el hogar, Vesta.
Nombre y símbolo
Vesta fue el cuarto asteroide descubierto, de ahí el número 4 en su designación formal. El nombre Vesta, o variantes nacionales del mismo, es de uso internacional con dos excepciones: Grecia y China. En griego, el nombre adoptado fue el equivalente helénico de Vesta, Hestia (4 Εστία); en inglés, ese nombre se usa para 46 Hestia (los griegos usan el nombre "Hestia" para ambos, con los números de planetas menores usados para la desambiguación). En chino, Vesta se llama la 'estrella del dios del hogar (dess)', 灶神星 zàoshénxīng, nombrando el asteroide por el papel de Vesta, similar a los nombres chinos de Urano, Neptuno y Plutón.
Sobre su descubrimiento, Vesta fue, como Ceres, Pallas y Juno antes, clasificado como un planeta y dado un símbolo planetario. El símbolo representaba el altar de Vesta con su fuego sagrado y fue diseñado por Gauss. En la concepción de Gauss, ahora obsoleta, esto fue dibujado .svg){kind=small}
. Los símbolos de asteroides se retiraron gradualmente del uso astronómico después de 1852, pero los símbolos de los primeros cuatro asteroides fueron resucitados para la astrología en la década de 1970. La abreviada variante astrológica moderna del símbolo Vesta es .svg){kind=small}
(U+26B6 ⚶).
Después del descubrimiento de Vesta, no se descubrieron más objetos durante 38 años, y durante este tiempo se pensó que el Sistema Solar tenía once planetas. Sin embargo, en 1845 comenzaron a descubrirse nuevos asteroides a un ritmo vertiginoso, y en 1851 había quince, cada uno con su propio símbolo, además de los ocho planetas principales (Neptuno había sido descubierto en 1846). Pronto quedó claro que sería poco práctico seguir inventando nuevos símbolos planetarios indefinidamente, y algunos de los existentes resultaron difíciles de dibujar rápidamente. Ese año, el problema fue abordado por Benjamin Apthorp Gould, quien sugirió numerar los asteroides en su orden de descubrimiento y colocar este número en un disco (círculo) como el símbolo genérico de un asteroide. Así, el cuarto asteroide, Vesta, adquirió el símbolo genérico ④. Esto pronto se combinó con el nombre en una designación oficial de nombre y número, ④ Vesta, a medida que aumentaba el número de planetas menores. En 1858, el círculo se había simplificado a paréntesis, (4) Vesta, que eran más fáciles de escribir. También se utilizaron otros signos de puntuación, como 4) Vesta y 4, Vesta, pero se habían extinguido más o menos por completo en 1949.
Primeras mediciones
Las observaciones fotométricas de Vesta se realizaron en el Observatorio de la Universidad de Harvard entre 1880 y 1882 y en el Observatorio de Toulouse en 1909. Estas y otras observaciones permitieron determinar la tasa de rotación de Vesta en la década de 1950. Sin embargo, las primeras estimaciones de la tasa de rotación se cuestionaron porque la curva de luz incluía variaciones tanto en la forma como en el albedo.
Las primeras estimaciones del diámetro de Vesta oscilaban entre 383 kilómetros (238 mi) en 1825 y 444 km (276 mi). E.C. Pickering produjo un diámetro estimado de 513 ± 17 km (319 ± 11 mi) en 1879, que está cerca del valor moderno para el diámetro medio, pero las estimaciones posteriores variaron desde un mínimo de 390 km (242 mi) hasta un alto de 602 km (374 mi) durante el próximo siglo. Las estimaciones medidas se basaron en fotometría. En 1989, se utilizó la interferometría moteada para medir una dimensión que variaba entre 498 y 548 km (309 y 341 mi) durante el período de rotación. En 1991, se observó una ocultación de la estrella SAO 93228 por parte de Vesta desde múltiples ubicaciones en el este de Estados Unidos y Canadá. Basado en observaciones de 14 sitios diferentes, el mejor ajuste a los datos fue un perfil elíptico con dimensiones de alrededor de 550 km × 462 km (342 mi × 287 mi). Dawn confirmó esta medida. Estas mediciones ayudarán a determinar la historia térmica, el tamaño del núcleo, el papel del agua en la evolución de los asteroides y qué meteoritos encontrados en la Tierra provienen de estos cuerpos, con el objetivo final de comprender las condiciones y procesos presentes en el sistema solar. época más temprana y el papel del contenido de agua y el tamaño en la evolución planetaria.
Vesta se convirtió en el primer asteroide en determinar su masa. Cada 18 años, el asteroide 197 Arete se acerca a 0,04 AU de Vesta. En 1966, basándose en las observaciones de las perturbaciones gravitacionales de Vesta en Arete, Hans G. Hertz estimó la masa de Vesta en (1.20±0.08)×10−10 M☉ (masas solares). Siguieron estimaciones más refinadas, y en 2001 se usaron las perturbaciones de 17 Thetis para calcular la masa de Vesta en (1.31 ±0,02)× 10−10 M☉. Dawn determinó que era 1.3029×10−10 M☉.
Órbita
Vesta orbita el Sol entre Marte y Júpiter, dentro del cinturón de asteroides, con un período de 3,6 años terrestres, específicamente en el cinturón de asteroides interior, interior a la brecha de Kirkwood a 2,50 UA. Su órbita está moderadamente inclinada (i = 7,1°, en comparación con los 7° de Mercurio y los 17° de Plutón) y moderadamente excéntrica (e = 0,09, aproximadamente la misma que para Marte).
Las verdaderas resonancias orbitales entre asteroides se consideran improbables; debido a sus pequeñas masas en relación con sus grandes separaciones, tales relaciones deberían ser muy raras. Sin embargo, Vesta puede capturar otros asteroides en relaciones orbitales resonantes temporales 1: 1 (por períodos de hasta 2 millones de años o más); se han identificado unos cuarenta de estos objetos. Los objetos del tamaño de un decámetro detectados en las proximidades de Vesta por Dawn pueden ser tales cuasi-satélites en lugar de satélites propiamente dichos.
Rotación
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La rotación de Vesta es relativamente rápida para un asteroide (5,342 h) y prograda, con el polo norte apuntando en la dirección de ascensión recta 20 h 32 min, declinación +48° (en la constelación de Cygnus) con una incertidumbre de unos 10°. Esto da una inclinación axial de 29°.
Sistemas de coordenadas
Se utilizan dos sistemas de coordenadas longitudinales para Vesta, con meridianos principales separados por 150°. La IAU estableció un sistema de coordenadas en 1997 basado en fotos del Hubble, con el meridiano principal pasando por el centro de Olbers Regio, una característica oscura de 200 km de ancho. Cuando Dawn llegó a Vesta, los científicos de la misión encontraron que la ubicación del polo supuesta por la IAU estaba desfasada en 10°, de modo que el sistema de coordenadas de la IAU se desplazaba a lo largo de la superficie de Vesta a 0,06° por año. y también que Olbers Regio no era discernible de cerca, por lo que no era adecuado para definir el primer meridiano con la precisión que necesitaban. Corregieron el polo, pero también establecieron un nuevo meridiano principal 4° desde el centro de Claudia, un cráter nítidamente definido de 700 metros de diámetro, que dicen que da como resultado un conjunto más lógico de cuadriláteros cartográficos. Todas las publicaciones de la NASA, incluidas las imágenes y los mapas de Vesta, utilizan el meridiano de Claudia, lo cual es inaceptable para la IAU. El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Coordenadas Cartográficas y Elementos Rotacionales recomendó un sistema de coordenadas, corrigiendo el polo pero rotando la longitud claudiana 150° para coincidir con Olbers Regio. Fue aceptado por la IAU, aunque interrumpe los mapas preparados por el equipo de Dawn, que se habían colocado de modo que no dividieran en dos las principales características de la superficie.
Características físicas
Vesta es el segundo cuerpo más masivo del cinturón de asteroides, aunque solo tiene un 28 % de la masa de Ceres, el cuerpo más masivo. Sin embargo, Vesta es el cuerpo más masivo que se formó en el cinturón de asteroides, ya que se cree que Ceres se formó entre Júpiter y Saturno. La densidad de Vesta es más baja que la de los cuatro planetas terrestres, pero es más alta que la de la mayoría de los asteroides, así como la de todas las lunas del Sistema Solar excepto Io. La superficie de Vesta es aproximadamente la misma que la superficie terrestre de Pakistán, Venezuela, Tanzania o Nigeria; poco menos de 900.000 kilómetros cuadrados (350.000 sq mi; 90 000 000 ha; 220 000 000 acres). Tiene un interior diferenciado. Vesta es solo un poco más grande (525.4±0.2 km) que 2 Pallas (512±3 km) en volumen, pero es un 25 % más masivo.
La forma de Vesta es cercana a un esferoide achatado gravitacionalmente relajado, pero la gran concavidad y la protuberancia en el polo sur (ver 'Características de la superficie' a continuación) se combinan con una masa menor que 5×10 20 kg impidieron que Vesta se considerara automáticamente un planeta enano según la Resolución XXVI 5 de la Unión Astronómica Internacional (IAU). Un análisis de 2012 de la forma y el campo de gravedad de Vesta utilizando datos recopilados por la nave espacial Dawn ha demostrado que Vesta actualmente no está en equilibrio hidrostático.
Se ha estimado que las temperaturas en la superficie se encuentran entre aproximadamente -20 °C (253 K) con el Sol en lo alto, cayendo a aproximadamente -190 °C (83,1 K) en el polo invernal. Las temperaturas diurnas y nocturnas típicas son −60 °C (213 K) y −130 °C (143 K), respectivamente. Esta estimación es para el 6 de mayo de 1996, muy cerca del perihelio, aunque los detalles varían un poco con las estaciones.
Características de la superficie
Antes de la llegada de la nave espacial Dawn, algunas características de la superficie de Vestan ya se habían resuelto utilizando el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres (por ejemplo, el Observatorio Keck). La llegada de Dawn en julio de 2011 reveló la compleja superficie de Vesta en detalle.
Cráteres Rheasilvia y Veneneia
La más destacada de estas características superficiales son dos cráteres enormes, el cráter Rheasilvia de 500 kilómetros (311 mi) de ancho, centrado cerca del polo sur, y el cráter Veneneia de 400 km (249 mi) de ancho. El cráter Rheasilvia es más joven y se superpone al cráter Veneneia. El equipo científico de Dawn nombró al cráter más joven y prominente Rheasilvia, en honor a la madre de Rómulo y Remo y una mítica virgen vestal. Su ancho es el 95% del diámetro medio de Vesta. El cráter tiene unos 19 km (12 mi) de profundidad. Un pico central se eleva 23 km (14 mi) por encima de la parte más baja medida del suelo del cráter y la parte más alta medida del borde del cráter está a 31 km (19 mi) por encima del punto más bajo del suelo del cráter. Se estima que el responsable del impacto excavó alrededor del 1% del volumen de Vesta, y es probable que la familia Vesta y los asteroides tipo V sean producto de esta colisión. Si este es el caso, entonces el hecho de que los fragmentos de 10 km (6,2 mi) hayan sobrevivido al bombardeo hasta el presente indica que el cráter tiene como máximo unos 1 000 millones de años. También sería el sitio de origen de los meteoritos HED. Todos los asteroides de tipo V conocidos tomados en conjunto representan solo alrededor del 6% del volumen expulsado, con el resto presumiblemente en pequeños fragmentos, expulsados al acercarse a la brecha de Kirkwood 3: 1, o perturbados por el efecto Yarkovsky o la presión de radiación. Los análisis espectroscópicos de las imágenes del Hubble han demostrado que este cráter ha penetrado profundamente a través de varias capas distintas de la corteza y posiblemente dentro del manto, como lo indican las firmas espectrales de olivino.
El gran pico en el centro de Rheasilvia tiene entre 20 y 25 km (12–16 mi) de altura y 180 km (112 mi) de ancho, y posiblemente sea el resultado de un impacto a escala planetaria.
Otros cráteres
Varios cráteres antiguos y degradados rivalizan en tamaño con Rheasilvia y Veneneia, aunque ninguno es tan grande. Incluyen Feralia Planitia, que se muestra a la derecha, que tiene 270 km (168 mi) de ancho. Los cráteres más agudos y más recientes se extienden hasta 158 km (98 mi) Varronilla y 196 km (122 mi) Postumia.
"Cráteres de muñecos de nieve"
Los "cráteres del muñeco de nieve" es un nombre informal dado a un grupo de tres cráteres adyacentes en el hemisferio norte de Vesta. Sus nombres oficiales de mayor a menor (de oeste a este) son Marcia, Calpurnia y Minucia. Marcia es la más joven y transversal de Calpurnia. Minucia es la más antigua.
Bebederos
La mayor parte de la región ecuatorial de Vesta está esculpida por una serie de canales paralelos. El más grande se llama Divalia Fossa (10 a 20 kilómetros (6,2 a 12,4 mi) de ancho, 465 kilómetros (289 mi) de largo). A pesar de que Vesta tiene una séptima parte del tamaño de la Luna, Divalia Fossa empequeñece al Gran Cañón. Una segunda serie, inclinada hacia el ecuador, se encuentra más al norte. La mayor de las depresiones del norte se llama Saturnalia Fossa (≈ 40 km de ancho, > 370 km de largo). Se cree que estos canales son graben a gran escala resultantes de los impactos que crearon los cráteres Rheasilvia y Veneneia, respectivamente. Son algunos de los abismos más largos del Sistema Solar, casi tan largos como Ithaca Chasma en Tethys. Los canales pueden ser graben que se formaron después de que otro asteroide chocara con Vesta, un proceso que solo puede ocurrir en un cuerpo que, como Vesta, está diferenciado. La diferenciación de Vesta es una de las razones por las que los científicos lo consideran un protoplaneta.
Composición de la superficie
La información de composición del espectrómetro visible e infrarrojo (VIR), el detector de neutrones y rayos gamma (GRaND) y la cámara de encuadre (FC) indican que la mayor parte de la composición de la superficie de Vesta es consistente con la composición de la meteoritos de howardita, eucrita y diogenita. La región de Rheasilvia es la más rica en diogenita, en consonancia con el material de excavación de impacto que forma Rheasilvia desde lo más profundo de Vesta. La presencia de olivino dentro de la región de Rheasilvia también sería consistente con la excavación de material del manto. Sin embargo, el olivino solo se ha detectado en regiones localizadas del hemisferio norte, no dentro de Rheasilvia. Actualmente se desconoce el origen de este olivino.
Características asociadas con volátiles
Se ha observado terreno picado en cuatro cráteres de Vesta: Marcia, Cornelia, Numisia y Licinia. Se propone que la formación del terreno picado sea la desgasificación del material portador de volátiles calentado por impacto. Junto con el terreno picado, se encuentran barrancos curvilíneos en los cráteres Marcia y Cornelia. Los barrancos curvilíneos terminan en depósitos lobulados, que a veces están cubiertos por terreno picado, y se propone que se formen por el flujo transitorio de agua líquida después de que los depósitos de hielo enterrados se derritieran por el calor de los impactos. También se han detectado materiales hidratados, muchos de los cuales están asociados con áreas de material oscuro. En consecuencia, se cree que el material oscuro está compuesto en gran parte por condrita carbonácea, que fue depositada en la superficie por los impactos. Las condritas carbonáceas son comparativamente ricas en OH ligado mineralógicamente.
Geología
Los científicos pueden acceder a una gran colección de muestras potenciales de Vesta, en forma de más de 1200 meteoritos HED (acondritas de Vestan), que brindan información sobre la estructura y la historia geológica de Vesta. Los estudios de la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA (NASA IRTF) del asteroide (237442) 1999 TA10 sugieren que se originó a mayor profundidad dentro de Vesta que los meteoritos HED.
Se cree que Vesta consiste en un núcleo metálico de hierro y níquel de 214 a 226 km de diámetro, un manto rocoso de olivino que lo recubre, con una corteza superficial. Desde la primera aparición de inclusiones ricas en calcio y aluminio (la primera materia sólida en el Sistema Solar, que se formó hace unos 4567 millones de años), una línea de tiempo probable es la siguiente:
Timeline of the evolution of Vesta 2 a 3 millones de años Accretion completed 4 a 5 millones de años Melting completo o casi completo debido a la desintegración radiactiva de 26Al, que conduce a la separación del núcleo metálico 6 a 7 millones de años Cristalización progresiva de un manto fundido convencedor. La convección se detuvo cuando alrededor del 80% del material había cristalizado Extrusión del material fundido restante para formar la corteza, ya sea como lavas basaltas en erupciones progresivas, o posiblemente formando un océano magma de corta duración. Las capas más profundas de la corteza cristalizan para formar rocas plutónicas, mientras que los basales más antiguos se metamorfosed debido a la presión de capas de superficie más nuevas. Enfriamiento lento del interior
Vesta es el único asteroide intacto conocido que ha resurgido de esta manera. Debido a esto, algunos científicos se refieren a Vesta como un protoplaneta. Sin embargo, la presencia de meteoritos de hierro y clases de meteoritos acondríticos sin cuerpos parentales identificados indica que alguna vez hubo otros planetesimales diferenciados con historias ígneas, que desde entonces han sido destrozados por impactos.
Composición de la corteza Vestán (por profundidad) Un regordete calificado, la fuente de auritos y eucritos vacunados. Corrientes de lava basáltica, fuente de eucritos no acumulados. Piedras plútnicas que consisten en piroxeno, palonita y plagioclasa, la fuente de eucritos cumulados. Piedras plutónicas ricas en ortopyroxeno con grandes tamaños de grano, la fuente de diogenitos.
Con base en los tamaños de los asteroides tipo V (que se cree que son pedazos de la corteza de Vesta expulsados durante grandes impactos) y la profundidad del cráter Rheasilvia (ver más abajo), se cree que la corteza es aproximadamente 10 kilómetros (6 mi) de espesor. Los hallazgos de la nave espacial Dawn han encontrado evidencia de que las depresiones que envuelven a Vesta podrían estar formadas por fallas inducidas por impacto (consulte la sección de depresiones más arriba), lo que significa que Vesta tiene una geología más compleja que otros asteroides. El interior diferenciado de Vesta implica que estaba en equilibrio hidrostático y, por lo tanto, era un planeta enano en el pasado, pero no lo es hoy. Los impactos que crearon los cráteres Rheasilvia y Veneneia ocurrieron cuando Vesta ya no era lo suficientemente cálido y plástico para volver a una forma de equilibrio, distorsionando su forma redondeada y prohibiendo que se clasifique como un planeta enano en la actualidad.
Regolito
La superficie de Vesta está cubierta por un regolito distinto al que se encuentra en la Luna o en asteroides como Itokawa. Esto se debe a que la meteorización espacial actúa de manera diferente. La superficie de Vesta no muestra rastros significativos de hierro en nanofase porque las velocidades de impacto en Vesta son demasiado bajas para hacer que la fusión y vaporización de rocas sea un proceso apreciable. En cambio, la evolución del regolito está dominada por la brecha y la posterior mezcla de componentes brillantes y oscuros. El componente oscuro probablemente se deba a la caída de material carbonoso, mientras que el componente brillante es el suelo basáltico original de Vesta.
Fragmentos
Se sospecha que algunos cuerpos pequeños del Sistema Solar son fragmentos de Vesta causados por impactos. Los asteroides vestianos y los meteoritos HED son ejemplos. Se ha determinado que el asteroide de tipo V 1929 Kollaa tiene una composición similar a la acumulación de meteoritos de eucrita, lo que indica su origen en las profundidades de la corteza de Vesta.
Vesta es actualmente uno de los siete cuerpos del Sistema Solar identificados de los que tenemos muestras físicas, provenientes de varios meteoritos que se sospecha que son fragmentos de Vestan. Se estima que 1 de cada 16 meteoritos se originó en Vesta. Las otras muestras del Sistema Solar identificadas son de la Tierra misma, meteoritos de Marte, meteoritos de la Luna y muestras devueltas de la Luna, el cometa Wild 2 y los asteroides 25143 Itokawa y 162173 Ryugu.
Exploración
Dawn · Tierra· Marte· 4 Vesta · 1 Ceres
Dawn· 4 Vesta
En 1981, se presentó a la Agencia Espacial Europea (ESA) una propuesta para una misión a un asteroide. Denominada Análisis de radar y óptico de gravedad de asteroides (AGORA), esta nave espacial se lanzaría en algún momento entre 1990 y 1994 y realizaría dos sobrevuelos de grandes asteroides. El objetivo preferido para esta misión fue Vesta. AGORA alcanzaría el cinturón de asteroides ya sea por una trayectoria de tirachinas gravitacional más allá de Marte o por medio de un pequeño motor de iones. Sin embargo, la propuesta fue rechazada por la ESA. A continuación, se elaboró una misión conjunta de asteroides de la NASA y la ESA para un Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion (MAOSEP), con uno de los perfiles de misión que incluía una órbita de Vesta. La NASA indicó que no estaban interesados en una misión de asteroides. En cambio, la ESA estableció un estudio tecnológico de una nave espacial con un motor iónico. Otras misiones al cinturón de asteroides fueron propuestas en la década de 1980 por Francia, Alemania, Italia y Estados Unidos, pero ninguna fue aprobada. La exploración de Vesta por sobrevuelo y penetrador de impacto fue el segundo objetivo principal del primer plan de la misión soviética Vesta de objetivos múltiples, desarrollada en cooperación con países europeos para su realización en 1991-1994, pero cancelada debido a la disolución de la Unión Soviética..
A principios de la década de 1990, la NASA inició el Programa Discovery, que pretendía ser una serie de misiones científicas de bajo costo. En 1996, el equipo de estudio del programa recomendó una misión para explorar el cinturón de asteroides utilizando una nave espacial con un motor iónico como una prioridad alta. La financiación de este programa siguió siendo problemática durante varios años, pero en 2004 el vehículo Dawn había pasado su revisión crítica de diseño y la construcción continuó.
Se lanzó el 27 de septiembre de 2007 como la primera misión espacial a Vesta. El 3 de mayo de 2011, Dawn adquirió su primera imagen de orientación a 1,2 millones de kilómetros de Vesta. El 16 de julio de 2011, la NASA confirmó que recibió telemetría de Dawn indicando que la nave espacial entró con éxito en la órbita de Vesta. Estaba programado para orbitar Vesta durante un año, hasta julio de 2012. Dawn's la llegada coincidió con el final del verano en el hemisferio sur de Vesta, con el gran cráter en el polo sur de Vesta (Rheasilvia) a la luz del sol. Debido a que una temporada en Vesta dura once meses, el hemisferio norte, incluidas las fracturas por compresión anticipadas frente al cráter, sería visible para Dawn's antes de que abandonara la órbita. Dawn dejó la órbita alrededor de Vesta el 4 de septiembre de 2012 11:26 p. m. PDT para viajar a Ceres.
NASA/DLR publicó imágenes e información resumida de una órbita de exploración, dos órbitas de gran altitud (60 -70 m/píxel) y una órbita cartográfica de baja altitud (20 m/píxel), incluidos modelos digitales del terreno, videos y atlas Los científicos también utilizaron Dawn para calcular la masa precisa y el campo de gravedad de Vesta. La posterior determinación del componente J2 arrojó una estimación del diámetro del núcleo de unos 220 km suponiendo una densidad de la corteza similar a la del HED.
El público puede acceder a los datos Dawn en el sitio web de UCLA.Observaciones desde la órbita terrestre
Mapas de Albedo y espectral de 4 Vesta, según se determina de las imágenes del Telescopio Espacial Hubble a partir de noviembre de 1994
Elevation map of 4 Vesta, as determined from Hubble Space Telescope images of May 1996
Diagrama de Elevación de 4 Vesta (según las imágenes del Telescopio Espacial Hubble de mayo de 1996) visto desde el sureste, mostrando el cráter Rheasilvia en el polo sur y Feralia Planitia cerca del Ecuador
Vesta visto por el Telescopio Espacial Hubble en mayo de 2007
![The 2006 IAU draft proposal on the definition of a planet listed Vesta as a candidate.[112] Vesta is shown fourth from the left along the bottom row.](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/72/Iau_dozen.jpg/120px-Iau_dozen.jpg)
El proyecto de propuesta de la IAU 2006 sobre la definición de un planeta enumerado Vesta como candidato. Vesta se muestra cuarto de la izquierda en la fila inferior.
![The 2006 IAU draft proposal on the definition of a planet listed Vesta as a candidate.[112] Vesta is shown fourth from the left along the bottom row.](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Iau_dozen.jpg)
Observaciones desde el amanecer
Vesta aparece cuando la nave espacial Dawn se acerca y entra en órbita:
Vesta de 100.000 km
(1 de julio de 2011)
Vesta a partir de 41 km
(9 de julio de 2011)
En órbita a 16.000 km
(17 de julio de 2011)
En órbita a 10.500 km
(18 de julio de 2011)
Hemisferio Norte de 5.200 km
(23 de julio de 2011)
En órbita a 5.200 km
(24 de julio de 2011)
En órbita a 3.700 km
(31 de julio de 2011)
rotación completa
(1 de agosto de 2011)
Imagen gris compuesta
Terrenos con colinas y crestas
(6 de agosto de 2011)
Terreno anillado cerca del terminator
(6 de agosto de 2011)
Criadores de verduras en varios estados de degradación, con tropiezos en la parte inferior
(6 de agosto de 2011)
Cerro tono central en el polo sur de Vesta
(2 de febrero de 2015)
Imágenes en color verdadero
Las imágenes detalladas recuperadas durante las órbitas cartográficas de gran altitud (60–70 m/píxel) y baja altitud (~20 m/píxel) están disponibles en el sitio web de la misión Dawn del JPL/NASA.
Visibilidad
Su tamaño y su superficie inusualmente brillante hacen de Vesta el asteroide más brillante, y ocasionalmente es visible a simple vista desde cielos oscuros (sin contaminación lumínica). En mayo y junio de 2007, Vesta alcanzó una magnitud máxima de +5,4, la más brillante desde 1989. En ese momento, la oposición y el perihelio tenían solo unas pocas semanas de diferencia. Fue aún más brillante en su oposición del 22 de junio de 2018, alcanzando una magnitud de +5,3. Las oposiciones menos favorables a fines del otoño de 2008 en el hemisferio norte todavía tenían a Vesta en una magnitud de +6,5 a +7,3. Incluso cuando esté en conjunción con el Sol, Vesta tendrá una magnitud alrededor de +8.5; por lo tanto, desde un cielo libre de contaminación se puede observar con binoculares incluso en alargamientos mucho más pequeños que la oposición cercana.
2010-2011
En 2010, Vesta alcanzó la oposición en la constelación de Leo en la noche del 17 al 18 de febrero, con una magnitud aproximada de 6,1, un brillo que la hace visible en el rango binocular pero generalmente no a simple vista. Bajo condiciones perfectas de cielo oscuro donde no hay contaminación lumínica, podría ser visible para un observador experimentado sin el uso de un telescopio o binoculares. Vesta volvió a oponerse el 5 de agosto de 2011, en la constelación de Capricornio con una magnitud aproximada de 5,6.
2012–2013
Vesta volvió a estar en oposición el 9 de diciembre de 2012. Según la revista Sky and Telescope, este año Vesta estuvo a unos 6 grados de 1 Ceres durante el invierno de 2012 y la primavera de 2013. Vesta orbita la Sol en 3,63 años y Ceres en 4,6 años, por lo que cada 17,4 años Vesta adelanta a Ceres (el anterior adelantamiento fue en abril de 1996). El 1 de diciembre de 2012, Vesta tenía una magnitud de 6,6, pero había disminuido a 8,4 el 1 de mayo de 2013.
2014
Ceres y Vesta estuvieron a un grado de diferencia en el cielo nocturno en julio de 2014.
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Efemérides
Topógrafo 7
Luz zodiacal