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4 Vesta

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). [10] Fue descubierto por el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Matthias Olbers el 29 de marzo de 1807 [6] y lleva el nombre de Vesta , la diosa virgen del hogar y el hogar de la mitología romana . [19]

Se cree que Vesta es el segundo asteroide más grande , tanto por masa como por volumen, después del planeta enano Ceres . [20] [21] [22] Las mediciones le dan un volumen nominal solo ligeramente mayor que el de Palas (alrededor de un 5% mayor), pero es entre un 25% y un 30% más masivo. Constituye un estimado del 9% de la masa del cinturón de asteroides . [23] Vesta es el único protoplaneta rocoso restante conocido (con un interior diferenciado ) del tipo que formó los planetas terrestres . [24] [25] [26] Numerosos fragmentos de Vesta fueron expulsados ​​por colisiones hace uno y dos mil millones de años que dejaron dos enormes cráteres que ocupaban gran parte del hemisferio sur de Vesta. [27] [28] Los escombros de estos eventos han caído a la Tierra como meteoritos howardita-eucrita-diogenita (HED) , que han sido una rica fuente de información sobre Vesta. [29] [30] [31]

Vesta es el asteroide más brillante visible desde la Tierra. Su brillo alcanza regularmente una magnitud de 5,1 [18] , momento en el que es apenas visible a simple vista. Su distancia máxima al Sol es ligeramente mayor que la distancia mínima de Ceres al Sol [e] , aunque su órbita se encuentra completamente dentro de la de Ceres. [32]

La sonda espacial Dawn de la NASA entró en órbita alrededor de Vesta el 16 de julio de 2011 para una exploración de un año y abandonó la órbita de Vesta el 5 de septiembre de 2012 [33] en ruta hacia su destino final, Ceres. Los investigadores continúan examinando los datos recopilados por Dawn para obtener más información sobre la formación y la historia de Vesta. [34] [35]

Historia

Descubrimiento

Vesta, Ceres y la Luna con tamaños mostrados a escala.

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 se ubicaban en las constelaciones de Cetus y Virgo . [36] 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 en ser 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. [37] Como 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. [38] [39] Gauss se decidió por la diosa virgen romana del hogar y el hogar, Vesta . [40]

Nombre y símbolo

Vesta fue el cuarto asteroide en ser descubierto, de ahí el número 4 en su designación formal. El nombre Vesta , o sus variantes nacionales, se usa internacionalmente con dos excepciones: Grecia y China. En griego , el nombre adoptado fue el equivalente helénico de Vesta, Hestia ( 4 Εστία ); en español, ese nombre se usa para 46 Hestia (los griegos usan el nombre "Hestia" para ambos, con los números de planeta menor usados ​​para desambiguación). En chino , Vesta es llamada la "estrella del dios del hogar",灶神星 Zàoshénxīng , nombrando al asteroide por el papel de Vesta, similar a los nombres chinos de Urano , Neptuno y Plutón . [f]

Tras su descubrimiento, Vesta fue clasificada como planeta, al igual que Ceres, Palas y Juno antes que ella, y se le asignó un símbolo planetario . El símbolo representaba el altar de Vesta con su fuego sagrado y fue diseñado por Gauss. [41] [42] En la concepción de Gauss, ahora obsoleta, este se dibujabaLa versión de Gauss del símbolo astronómico de Vesta. Su forma está en desarrollo para Unicode 17.0 como U+1F777 🝷 . [43] [44] [g] Los símbolos de asteroides fueron retirados 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 variante astrológica moderna abreviada del símbolo de Vesta esVersión astrológica del símbolo astronómico de Vesta(U+26B6 ⚶ ) . [43] [h]

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. [49] Sin embargo, en 1845, comenzaron a descubrirse nuevos asteroides a un ritmo rápido, y en 1851 había quince, cada uno con su propio símbolo, además de los ocho planetas principales ( Neptuno había sido descubierto en 1846). Pronto se hizo evidente 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 acopló con el nombre en una designación oficial de número-nombre, 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 componer. Otros signos de puntuación, como 4) Vesta y 4, Vesta , también se usaron brevemente, pero habían desaparecido más o menos por completo en 1949. [50]

Mediciones tempranas

La imagen SPHERE se muestra a la izquierda, con una vista sintética derivada de las imágenes de Dawn que se muestra a la derecha para comparación. [51]

Se realizaron observaciones fotométricas de Vesta en el Observatorio de la Universidad de Harvard en 1880-1882 y en el Observatorio de Toulouse en 1909. Estas y otras observaciones permitieron determinar la velocidad de rotación de Vesta en la década de 1950. Sin embargo, las primeras estimaciones de la velocidad de rotación se pusieron en duda porque la curva de luz incluía variaciones tanto en la forma como en el albedo . [52]

Las primeras estimaciones del diámetro de Vesta oscilaban entre 383 kilómetros (238 mi) en 1825, a 444 km (276 mi). EC 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 oscilaron entre un mínimo de 390 km (242 mi) hasta un máximo de 602 km (374 mi) durante el siglo siguiente. Las estimaciones medidas se basaron en fotometría . En 1989, se utilizó interferometría de moteado para medir una dimensión que variaba entre 498 y 548 km (309 y 341 mi) durante el período de rotación. [53] En 1991, se observó una ocultación de la estrella SAO 93228 por Vesta desde múltiples ubicaciones en el este de Estados Unidos y Canadá. Basándose en observaciones de 14 sitios diferentes, el perfil elíptico que mejor se ajustó a los datos fue el de unas dimensiones de unos 550 km × 462 km (342 mi × 287 mi). [54] Dawn confirmó esta medición. [i] 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 proceden de estos cuerpos, con el objetivo final de comprender las condiciones y los procesos presentes en la época más temprana del sistema solar y el papel del contenido de agua y el tamaño en la evolución planetaria. [55]

Vesta se convirtió en el primer asteroide cuya masa se determinó. Cada 18 años, el asteroide 197 Arete se acerca0,04  UA de Vesta. En 1966, basándose en 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 ). [56] Se realizaron estimaciones más refinadas y en 2001 se utilizaron las perturbaciones de 17 Thetis para calcular la masa de Vesta.(1,31 ± 0,02) × 10 −10  M ☉ . [57] Dawn determinó que era1,3029 × 10 −10  M ☉ .

Órbita

Vesta orbita alrededor del Sol entre Marte y Júpiter, dentro del cinturón de asteroides , con un período de 3,6 años terrestres, [6] específicamente en el cinturón de asteroides interior, en el interior de la brecha de Kirkwood a 2,50 UA. Su órbita es moderadamente inclinada ( i = 7,1°, en comparación con los 7° de Mercurio y los 17° de Plutón ) y moderadamente excéntrica ( e = 0,09, aproximadamente lo mismo que para Marte). [6]

Se considera improbable que se produzcan resonancias orbitales verdaderas entre asteroides. Debido a sus pequeñas masas en relación con sus grandes separaciones, dichas relaciones deberían ser muy raras. [58] Sin embargo, Vesta es capaz de capturar otros asteroides en relaciones orbitales resonantes 1:1 temporales (durante períodos de hasta 2 millones de años o más) y se han identificado unos cuarenta objetos de este tipo. [59] Los objetos del tamaño de un decámetro detectados en las proximidades de Vesta por Dawn pueden ser cuasi-satélites en lugar de satélites propiamente dichos. [59]

Rotación

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°. [60]

Sistemas de coordenadas

En Vesta se utilizan dos sistemas de coordenadas longitudinales, 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 formación oscura de 200 km de diámetro. Cuando Dawn llegó a Vesta, los científicos de la misión descubrieron que la ubicación del polo asumida por la IAU estaba desviada en 10°, de modo que el sistema de coordenadas de la IAU se desviaba a través de la superficie de Vesta a un ritmo de 0,06° por año, y también que Olbers Regio no era discernible desde cerca, por lo que no era adecuado para definir el meridiano principal con la precisión que necesitaban. Corrigieron el polo, pero también establecieron un nuevo meridiano principal a 4° del centro de Claudia , un cráter claramente definido de 700 metros de diámetro, lo que, según dicen, da como resultado un conjunto más lógico de cuadrángulos cartográficos. [61] Todas las publicaciones de la NASA, incluidas las imágenes y los mapas de Vesta, utilizan el meridiano de Claudia, que es inaceptable para la UAI. El Grupo de Trabajo de la UAI sobre Coordenadas Cartográficas y Elementos Rotacionales recomendó un sistema de coordenadas que corrige el polo pero rota la longitud de Claudia en 150° para que coincida con la región de Olbers. [62] La UAI lo aceptó, aunque altera los mapas preparados por el equipo de Dawn , que habían sido colocados de manera que no bisecaran ninguna característica importante de la superficie. [61] [63]

Características físicas

Tamaños relativos de los cuatro asteroides más grandes. Vesta es el segundo desde la izquierda.
La masa de 4 Vesta (azul) comparada con otros asteroides grandes: 1 Ceres , 2 Pallas , 10 Hygiea , 704 Interamnia , 15 Eunomia y el resto del Cinturón Principal. La unidad de masa es × 1018 kg. Otros objetos del Sistema Solar con masas bien definidas dentro de un factor de 2 de la masa de Vesta son Varda , Gǃkúnǁʼhòmdímà y Salacia (245, 136 y 492 × 1018 kg. respectivamente). No hay lunas en este rango: las más cercanas, Tetis (Saturno III) y Encélado (Saturno II) , tienen más del doble y menos de la mitad de la masa de Vesta.

Vesta es el segundo cuerpo más masivo del cinturón de asteroides , aunque solo es un 28% tan masivo como Ceres, el cuerpo más masivo. [64] [23] 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 menor que la de los cuatro planetas terrestres , pero es mayor que la de la mayoría de los asteroides, así como todas las lunas del Sistema Solar excepto Ío . La superficie de Vesta es aproximadamente la misma que la superficie terrestre de Pakistán , Venezuela , Tanzania o Nigeria ; un poco menos de 900.000 kilómetros cuadrados (350.000 millas cuadradas; 90.000.000 ha; 220.000.000 acres). Tiene un interior diferenciado. [24] Vesta es solo un poco más grande (525,4 ± 0,2 km [10] ) que 2 Pallas (512 ± 3 km ) de diámetro medio, [65] pero es aproximadamente un 25% más masivo.

La forma de Vesta es cercana a la de un esferoide achatado relajado gravitacionalmente , [60] pero la gran concavidad y protuberancia en el polo sur (ver 'Características de la superficie' a continuación) combinadas con una masa menor a5 × 10 20  kg impidió que Vesta fuera considerado automáticamente un planeta enano según la Resolución XXVI 5 de la Unión Astronómica Internacional (UAI) . [66] Un análisis de 2012 de la forma de Vesta [67] y el campo de gravedad utilizando datos recopilados por la nave espacial Dawn ha demostrado que Vesta actualmente no está en equilibrio hidrostático . [10] [68]

Se ha estimado que las temperaturas en la superficie oscilan entre unos -20 °C (253 K) con el Sol en lo alto, y descienden hasta unos -190 °C (83,1 K) en el polo invernal. Las temperaturas típicas diurnas y nocturnas son -60 °C (213 K) y -130 °C (143 K), respectivamente. Esta estimación corresponde al 6 de mayo de 1996, muy cerca del perihelio , aunque los detalles varían un poco con las estaciones. [16]

Características de la superficie

Antes de la llegada de la nave espacial Dawn , algunas características de la superficie de Vesta ya se habían resuelto utilizando el telescopio espacial Hubble y telescopios terrestres (por ejemplo, el Observatorio Keck ). [69] La llegada de Dawn en julio de 2011 reveló la compleja superficie de Vesta en detalle. [70]

Mapa geológico de Vesta ( proyección de Mollweide ). [71] Las regiones más antiguas y con más cráteres son marrones; las áreas modificadas por los impactos de Veneneia y Rheasilvia son púrpuras (la Formación Saturnalia Fossae, en el norte) [72] y cian claro (la Formación Divalia Fossae, ecuatorial), [71] respectivamente; el interior de la cuenca de impacto de Rheasilvia (en el sur) es azul oscuro, y las áreas vecinas de eyección de Rheasilvia (incluyendo un área dentro de Veneneia) son azul púrpura claro; [73] [74] las áreas modificadas por impactos más recientes o desgaste masivo son amarillas/naranjas o verdes, respectivamente.

Rheasilvia y Veneneia

Hemisferios norte (izquierda) y sur (derecha). Los cráteres "Snowman" se encuentran en la parte superior de la imagen izquierda; Rheasilvia y Veneneia (verde y azul) dominan la derecha. Se ven depresiones paralelas en ambos hemisferios. Los colores de los dos hemisferios no están a escala, [j] y no se muestra la región ecuatorial.
Polo sur de Vesta, que muestra la extensión del cráter Rheasilvia.

Las más prominentes de estas características superficiales son dos enormes cuencas de impacto, Rheasilvia, de 500 kilómetros (311 millas) de ancho, centrada cerca del polo sur; y Veneneia, de 400 kilómetros (249 millas) de ancho. La cuenca de impacto de Rheasilvia es más joven y se superpone a Veneneia. [75] El equipo científico de Dawn nombró al cráter más joven y prominente Rheasilvia , en honor a la madre de Rómulo y Remo y una virgen vestal mítica . [76] Su ancho es el 95% del diámetro medio de Vesta. El cráter tiene unos 19 kilómetros (12 millas) de profundidad. Un pico central se eleva 23 kilómetros (14 millas) por encima de la parte más baja medida del suelo del cráter y la parte más alta medida del borde del cráter está 31 kilómetros (19 millas) por encima del punto más bajo del suelo del cráter. Se estima que el impacto responsable excavó alrededor del 1% del volumen de Vesta, y es probable que la familia Vesta y los asteroides de tipo V sean productos de esta colisión. Si este es el caso, entonces el hecho de que fragmentos de 10 km (6,2 mi) hayan sobrevivido al bombardeo hasta el presente indica que el cráter tiene como máximo solo unos 1.000 millones de años. [77] También sería el lugar de origen de los meteoritos HED . Todos los asteroides de tipo V conocidos tomados en conjunto representan solo alrededor del 6% del volumen expulsado, y 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 en el manto , como lo indican las firmas espectrales de olivino . [60]

El gran pico en el centro de Rheasilvia tiene entre 20 y 25 km (12 a 16 mi) de altura y 180 km (112 mi) de ancho, [75] y posiblemente sea el resultado de un impacto a escala planetaria. [78]

Otros cráteres

El cráter Aelia
Feralia Planitia , una antigua cuenca de impacto degradada o un complejo de cuencas de impacto cerca del ecuador de Vesta (verde y azul). Tiene 270 km (168 mi) de ancho y es anterior a Rheasilvia (verde en la parte inferior).

Varios cráteres antiguos y degradados se acercan en tamaño a Rheasilvia y Veneneia, aunque ninguno es tan grande. Entre ellos se encuentra Feralia Planitia , que se muestra a la derecha, que tiene 270 km (168 mi) de ancho. [79] Los cráteres más recientes y afilados alcanzan los 158 km (98 mi) de Varronilla y los 196 km (122 mi) de Postumia. [80]

El polvo llena algunos cráteres, creando los llamados estanques de polvo . Son un fenómeno en el que se ven bolsas de polvo en cuerpos celestes sin una atmósfera significativa. Se trata de depósitos lisos de polvo acumulados en depresiones en la superficie del cuerpo (como cráteres), que contrastan con el terreno rocoso que los rodea. [81] En la superficie de Vesta, hemos identificado estanques de polvo de tipo 1 (formados a partir de material fundido por impacto) y de tipo 2 (generados electrostáticamente) dentro de 0˚–30°N/S, es decir, la región ecuatorial. Se han identificado 10 cráteres con tales formaciones. [82]

"Cráteres de muñeco de nieve"

Los cráteres de muñeco de nieve son 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 el más joven y atraviesa Calpurnia. Minucia es el más antiguo. [71]

Comederos

La mayor parte de la región ecuatorial de Vesta está esculpida por una serie de depresiones paralelas denominadas Divalia Fossae ; su depresion más larga tiene entre 10 y 20 kilómetros (6,2 y 12,4 millas) de ancho y 465 kilómetros (289 millas) de largo. A pesar de que Vesta tiene un séptimo del tamaño de la Luna, Divalia Fossae empequeñece al Gran Cañón . Una segunda serie, inclinada hacia el ecuador, se encuentra más al norte. Este sistema de depresiones del norte se llama Saturnalia Fossae , y su depresion más grande tiene aproximadamente 40 km de ancho y más de 370 km de largo. Se cree que estas depresiones son fosas 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 Tetis . Las depresiones pueden ser fosas que se formaron después de que otro asteroide colisionara con Vesta, un proceso que solo puede ocurrir en un cuerpo que, como Vesta, está diferenciado. [83] La diferenciación de Vesta es una de las razones por las que los científicos lo consideran un protoplaneta. [84] Alternativamente, se propone que las depresiones pueden ser esculturas radiales creadas por la cráterización secundaria de Rheasilvia. [85]

Composición de la superficie

La información composicional del espectrómetro visible e infrarrojo (VIR), el detector de rayos gamma y neutrones (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 los meteoritos de howardita, eucrita y diogenita. [86] [87] [88] La región de Rheasilvia es la más rica en diogenita, lo que es consistente con el material de excavación de impacto formador de Rheasilvia de las profundidades 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. [34] El origen de este olivino actualmente no está claro. Aunque los astrónomos esperaban que el olivino se originara en el manto de Vesta antes de la llegada del orbitador Dawn , la falta de olivino dentro de las cuencas de impacto de Rheasilvia y Veneneia complica esta visión. Ambas cuencas de impacto excavaron material de Vesta hasta una profundidad de 60 a 100 km, mucho más profunda que el espesor esperado de ~30 a 40 km para la corteza de Vesta. La corteza de Vesta puede ser mucho más gruesa de lo esperado o los violentos eventos de impacto que crearon Rheasilvia y Veneneia pueden haber mezclado suficiente material como para ocultar el olivino de las observaciones. Alternativamente, las observaciones de olivino de Dawn podrían deberse en cambio al aporte de impactadores ricos en olivino, no relacionados con la estructura interna de Vesta. [89]

Características asociadas a los volátiles

Se ha observado terreno picado en cuatro cráteres de Vesta: Marcia, Cornelia, Numisia y Licinia. [90] Se propone que la formación del terreno picado es la desgasificación de 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 formaron por el flujo transitorio de agua líquida después de que los depósitos de hielo enterrados se derritieran por el calor de los impactos. [72] También se han detectado materiales hidratados, muchos de los cuales están asociados con áreas de material oscuro. [91] En consecuencia, se cree que el material oscuro está compuesto en gran parte de condrita carbonácea, que se depositó en la superficie por impactos. Las condritas carbonáceas son comparativamente ricas en OH unido mineralógicamente. [88]

Geología

Esquema en corte del núcleo, el manto y la corteza de Vestan
Meteorito de eucrita

Los científicos tienen acceso a una gran colección de posibles muestras de Vesta, en forma de más de 1200  meteoritos HED ( acondritas de Vesta ), que ofrecen información sobre la historia geológica y la estructura de Vesta. Los estudios del asteroide (237442) 1999 TA 10 realizados por la NASA Infrared Telescope Facility (NASA IRTF) sugieren que se originó a mayor profundidad en Vesta que los meteoritos HED. [25]

Se cree que Vesta está formada por un núcleo metálico de hierro y níquel de 214 a 226 km de diámetro, [10] un manto rocoso de olivino suprayacente , 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 4.567 millones de años), una cronología probable es la siguiente: [92] [93] [94] [95] [96]

Vesta es el único asteroide intacto conocido que ha sido reconstruido de esta manera. Por ello, algunos científicos se refieren a Vesta como un protoplaneta. [97] Sin embargo, la presencia de meteoritos de hierro y clases de meteoritos acondríticos sin cuerpos progenitores identificados indica que alguna vez hubo otros planetesimales diferenciados con historias ígneas , que desde entonces han sido destrozados por impactos. [ cita requerida ]

En base a los tamaños de los asteroides de tipo V (que se cree que son pedazos de la corteza de Vesta expulsados ​​durante grandes impactos), y la profundidad del cráter Rheasilvia (ver abajo), se cree que la corteza tiene aproximadamente 10 kilómetros (6 mi) de espesor. [99] Los hallazgos de la sonda espacial Dawn han encontrado evidencia de que las depresiones que envuelven a Vesta podrían ser fosas formadas por fallas inducidas por impactos (ver la sección de depresiones 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. [75] Los impactos que crearon los cráteres Rheasilvia y Veneneia ocurrieron cuando Vesta ya no estaba lo suficientemente cálido y plástico como para volver a una forma de equilibrio, distorsionando su forma alguna vez redondeada y prohibiendo que sea clasificado como un planeta enano en la actualidad. [ cita requerida ]

Regolito

La superficie de Vesta está cubierta por un regolito distinto del que se encuentra en la Luna o en asteroides como Itokawa . Esto se debe a que la erosión 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 que la fusión y vaporización de la roca sea un proceso apreciable. En cambio, la evolución del regolito está dominada por la brechificación y la posterior mezcla de componentes brillantes y oscuros. [100] El componente oscuro probablemente se deba a la caída de material carbonoso , mientras que el componente brillante es el suelo basáltico original de Vesta. [101]

Fragmentos

Se sospecha que algunos cuerpos pequeños del Sistema Solar son fragmentos de Vesta causados ​​por impactos. Los asteroides de Vesta y los meteoritos HED son ejemplos. Se ha determinado que el asteroide de tipo V 1929 Kollaa tiene una composición similar a la de los meteoritos de eucrita acumulados , lo que indica su origen en las profundidades de la corteza de Vesta. [30]

Vesta es actualmente uno de los ocho cuerpos identificados del Sistema Solar de los que tenemos muestras físicas, procedentes de una serie de meteoritos que se sospecha que son fragmentos de Vesta. Se estima que 1 de cada 16 meteoritos se originó en Vesta. [102] Las otras muestras identificadas del Sistema Solar son de la propia Tierra, meteoritos de Marte , meteoritos de la Luna y muestras traídas de la Luna , el cometa Wild 2 y los asteroides 25143 Itokawa , 162173 Ryugu y 101955 Bennu . [31] [k]

Exploración

Animación de la trayectoria de Dawn desde el 27 de septiembre de 2007 hasta el 5 de octubre de 2018
   Amanecer   ·   Tierra  ·   Marte  ·   4 Vesta  ·   1 Ceres
Primera imagen de asteroides ( Ceres y Vesta) tomada desde Marte . La imagen fue tomada por el rover Curiosity el 20 de abril de 2014.
Animación de la trayectoria de Dawn alrededor de Vesta 4 desde el 15 de julio de 2011 hasta el 10 de septiembre de 2012
   Amanecer  ·   4 Vesta

En 1981, se presentó a la Agencia Espacial Europea (ESA) una propuesta para una misión a asteroides. Esta nave espacial , denominada AGORA (Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis), debía ser lanzada en algún momento entre 1990 y 1994 y realizar dos sobrevuelos de asteroides grandes. El objetivo preferido para esta misión era Vesta. AGORA alcanzaría el cinturón de asteroides mediante una trayectoria gravitacional que pasaría por Marte o por medio de un pequeño motor de iones . Sin embargo, la ESA rechazó la propuesta. Entonces se diseñó una misión conjunta NASA -ESA a asteroides para un Orbitador de Asteroides Múltiples con Propulsión Eléctrica Solar (MAOSEP), con uno de los perfiles de misión que incluía una órbita de Vesta. La NASA indicó que no estaba interesada en una misión a asteroides. En su lugar, la ESA organizó un estudio tecnológico de una nave espacial con un motor de iones. En la década de 1980, Francia, Alemania, Italia y los Estados Unidos propusieron otras misiones al cinturón de asteroides, pero ninguna fue aprobada. [103] La exploración de Vesta mediante un vuelo de aproximación y un penetrador de impacto fue el segundo objetivo principal del primer plan de la misión multiobjetivo soviética Vesta , desarrollada en cooperación con países europeos para su realización entre 1991 y 1994, pero cancelada debido a la disolución de la Unión Soviética .

Concepción del artista de Dawn orbitando Vesta

A principios de los años 1990, la NASA inició el Programa Discovery , que pretendía ser una serie de misiones científicas de bajo coste. En 1996, el equipo de estudio del programa recomendó una misión para explorar el cinturón de asteroides utilizando una nave espacial con un motor de iones como una alta prioridad. La financiación de este programa siguió siendo problemática durante varios años, pero en 2004 el vehículo Dawn había pasado su revisión crítica de diseño [104] y la construcción prosiguió. [ cita requerida ]

Dawn fue lanzada 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. [105] 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. [106] Estaba previsto que orbitara Vesta durante un año, hasta julio de 2012. [107] La ​​llegada de Dawn coincidió con finales de 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 de compresión previstas frente al cráter, se volverían visibles para las cámaras de Dawn antes de que abandonara la órbita. [108] Dawn abandonó la órbita alrededor de Vesta el 4 de septiembre de 2012 a las 11:26 pm PDT para viajar a Ceres . [109]

La NASA y el DLR publicaron imágenes e información resumida de una órbita de estudio, dos órbitas de gran altitud (60–70 m/píxel) y una órbita de mapeo de baja altitud (20 m/píxel), incluidos modelos digitales del terreno, videos y atlas. [110] [111] [112] [113] [114] [115] Los científicos también utilizaron Dawn para calcular la masa y el campo gravitatorio precisos de Vesta. La determinación posterior del componente J 2 arrojó una estimación del diámetro del núcleo de unos 220 km asumiendo una densidad de la corteza similar a la del HED. [110]

El público puede acceder a los datos del amanecer en el sitio web de la UCLA . [116]

Observaciones desde la órbita terrestre

Observaciones deAmanecer

Vesta aparece a la vista cuando la nave espacial Dawn se acerca y entra en órbita:

Imágenes en color verdadero

Las imágenes detalladas recuperadas durante las órbitas de mapeo 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. [118]

Visibilidad

Imagen anotada de la superficie de la Tierra en junio de 2007 con (4) Vesta

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. [119] En ese momento, la oposición y el perihelio estaban separados por solo unas pocas semanas. [120] Fue aún más brillante en su oposición del 22 de junio de 2018, alcanzando una magnitud de +5,3. [121] Las oposiciones menos favorables durante finales del otoño de 2008 en el hemisferio norte todavía tenían a Vesta en una magnitud de entre +6,5 y +7,3. [122] Incluso cuando está en conjunción con el Sol, Vesta tendrá una magnitud de alrededor de +8,5; por lo tanto, desde un cielo libre de contaminación se puede observar con binoculares incluso en elongaciones mucho menores que cerca de la oposición. [122]

2010–2011

En 2010, Vesta alcanzó una oposición en la constelación de Leo en la noche del 17 al 18 de febrero, con una magnitud de aproximadamente 6,1 [123] , un brillo que la hace visible con binoculares, pero generalmente no a simple vista . En condiciones de cielo perfectamente oscuro, donde no hay contaminación lumínica, podría ser visible para un observador experimentado sin el uso de un telescopio o binoculares. Vesta llegó a una oposición nuevamente el 5 de agosto de 2011, en la constelación de Capricornio , con una magnitud de aproximadamente 5,6 [123] [124]

2012–2013

Vesta volvió a estar en oposición el 9 de diciembre de 2012. [125] Según la revista Sky and Telescope , este año Vesta se situó a unos 6 grados de 1 Ceres durante el invierno de 2012 y la primavera de 2013. [126] Vesta orbita el Sol en 3,63 años y Ceres en 4,6 años, por lo que cada 17,4 años Vesta adelanta a Ceres (la anterior fue en abril de 1996). [126] 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. [126]

2014

Conjunción de Ceres y Vesta cerca de la estrella Gamma Virginis el 5 de julio de 2014 en la Constelación de Virgo .

Ceres y Vesta estuvieron a un grado uno del otro en el cielo nocturno en julio de 2014. [126]

Véase también

Notas

  1. ^ Marc Rayman del equipo Dawn del JPL usó "Vestian" (análogo al cognado griego Hestian ) unas cuantas veces en 2010 y principios de 2011 en su Dawn Journal , y la Planetary Society continuó usando esa forma durante algunos años más. [2] La palabra había sido utilizada en otros lugares, por ejemplo en Tsiolkovsky (1960) The call of the cosmos . Sin embargo, por lo demás, el JPL ha utilizado la forma más corta "Vestan". [3] La mayoría de las fuentes impresas modernas también utilizan "Vestan". [4] [5]
    Nótese que la palabra relacionada "Vestalian" se refiere a personas o cosas asociadas con Vesta, como las vírgenes vestales , no a Vesta misma.
  2. ^ Calculado utilizando las dimensiones conocidas asumiendo un elipsoide .
  3. ^ Calculado utilizando (1) el período de rotación conocido (5,342 h) [6] y (2) el radio ecuatorial R eq (285 km) [10] del elipsoide biaxial de mejor ajuste al asteroide 4 Vesta.
  4. ^ ab coordenadas topocéntricas calculadas para la ubicación seleccionada: Greenwich, Reino Unido [14]
  5. ^ El 10 de febrero de 2009, durante el perihelio de Ceres , Ceres estaba más cerca del Sol que Vesta, porque Vesta tiene una distancia de afelio mayor que la distancia de perihelio de Ceres. (10 de febrero de 2009: Vesta 2,56 UA; Ceres 2,54 UA)
  6. ^ 維斯塔wéisītǎ es la aproximación china más cercana a la pronunciación latina westa .
  7. ^ Algunas fuentes contemporáneas a Gauss inventaron formas más elaboradas, comoForma de templo del símbolo astronómico de VestayForma elaborada del símbolo astronómico de Vesta. [45] [46] Una simplificación de este último de c.  1930 ,Simplificación de Koch del símbolo de Vesta, [47] nunca tuvo éxito.
  8. ^ Este símbolo se puede ver en la parte superior de la más elaborada de las formas anteriores,Forma elaborada del símbolo astronómico de VestaData de 1973, cuando comenzó el interés astrológico por los asteroides. [48]
  9. ^ Los datos devueltos incluirán, para ambos asteroides, imágenes de superficie completa, mapeo espectrométrico de superficie completa, abundancias elementales, perfiles topográficos, campos de gravedad y mapeo del magnetismo remanente, si lo hubiera. [55]
  10. ^ es decir, azul en el norte no significa lo mismo que azul en el sur.
  11. ^ Nótese que hay evidencia muy sólida de que 6 Hebe es el cuerpo progenitor de las condritas H , uno de los tipos de meteoritos más comunes.

Referencias

  1. ^ "Vesta". Dictionary.com Unabridged (en línea). nd
  2. ^ "Resultados de la búsqueda". Planetary Society. Archivado desde el original el 27 de julio de 2020. Consultado el 31 de agosto de 2012 .
  3. ^ "Búsqueda – Misión Dawn". JPL. Archivado desde el original el 5 de marzo de 2016.
  4. ^ Meteoritics & planetary science , Volumen 42, números 6-8, 2007; Origen y evolución de la Tierra , National Research Council et al., 2008
  5. ^ Por ejemplo, en Meteoritics & planetary science (volumen 42, números 6-8, 2007) y Origin and evolution of Earth (Consejo Nacional de Investigación et al. , 2008).
  6. ^ abcdefgh «JPL Small-Body Database Browser: 4 Vesta». Archivado desde el original el 26 de septiembre de 2021. Consultado el 1 de junio de 2008 .
  7. ^ Souami, D.; Souchay, J. (julio de 2012). "El plano invariable del sistema solar". Astronomía y Astrofísica . 543 : 11. Bibcode :2012A&A...543A.133S. doi : 10.1051/0004-6361/201219011 . A133.
  8. ^ "Lote de Horizons para 4 Vesta el 26 de diciembre de 2021" (El perihelio se produce cuando el rdot cambia de negativo a positivo). JPL Horizons . Consultado el 26 de septiembre de 2021 .(Época 01-Jul-2021/Fecha sol.: 13-Abr-2021)
  9. ^ "Elementos orbitales propios sintéticos de Vesta AstDyS-2". Departamento de Matemáticas, Universidad de Pisa, Italia . Consultado el 1 de octubre de 2011 .
  10. ^ abcdefghi Russell, CT; et al. (2012). "Amanecer en Vesta: probando el paradigma protoplanetario" (PDF) . Science . 336 (6082): 684–686. Bibcode :2012Sci...336..684R. doi :10.1126/science.1219381. PMID  22582253. S2CID  206540168.
  11. ^ "elipsoide de superficie 286,3x278,6x223,2". Wolfram-Alpha: motor de conocimiento computacional .
  12. ^ Konopliv, AS; et al. (2014). "El campo gravitatorio de Vesta, el polo de espín y el período de rotación, las posiciones de referencia y las efemérides a partir de los datos ópticos y de seguimiento de Dawn". Icarus . 240 : 118–132. Bibcode :2014Icar..240..103K. doi :10.1016/j.icarus.2013.09.005.Copia en PDF
  13. ^ Harris, AW (2006). Warner, BD; Pravec, P. (eds.). "Datos derivados de la curva de luz de asteroides. EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V8.0". Sistema de datos planetarios de la NASA . Archivado desde el original el 9 de abril de 2009. Consultado el 26 de diciembre de 2013 .
  14. ^ "Asteroide 4 Vesta". TheSkyLive . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
  15. ^ ab Tedesco, EF; Noah, PV; Noah, M.; Price, SD (2004). "Infra-Red Astronomy Satellite (IRAS) Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0". Sistema de datos planetarios de la NASA . Archivado desde el original el 9 de abril de 2009. Consultado el 15 de marzo de 2007 .
  16. ^ ab Mueller, TG; Metcalfe, L. (2001). "ISO and Asteroids" (PDF) . Boletín de la ESA . ​​108 : 38. Código Bibliográfico :2001ESABu.108...39M. Archivado (PDF) desde el original el 11 de septiembre de 2005.
  17. ^ Neese, C.; Ed. (2005). "Taxonomía de asteroides EAR-A-5-DDR-TAXONOMY-V5.0". Sistema de datos planetarios de la NASA . Archivado desde el original el 10 de marzo de 2007. Consultado el 25 de diciembre de 2013 .
  18. ^ ab Menzel, Donald H. y Pasachoff, Jay M. (1983). Una guía de campo para las estrellas y los planetas (2.ª ed.). Boston, MA: Houghton Mifflin. pág. 391. ISBN 978-0-395-34835-2.
  19. ^ "En profundidad - 4 Vesta". Exploración del sistema solar de la NASA . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
  20. ^ "Descripción general de la misión Dawn". NASA. Archivado desde el original el 16 de octubre de 2011. Consultado el 14 de agosto de 2011 .
  21. ^ Lang, Kenneth (2011). La guía de Cambridge para el sistema solar . Cambridge University Press. pp. 372, 442. ISBN 9780521198578.
  22. ^ Russell, CT; et al. (2011). "Explorando el planeta terrestre más pequeño: amanecer en Vesta" (PDF) . Resúmenes de la EPSC . Reunión conjunta EPSC-DPS de 2011. Vol. 6. EPSC-DPS2011-97-3. Archivado (PDF) desde el original el 20 de marzo de 2012.
  23. ^ ab Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–186. Bibcode :2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Archivado desde el original (PDF) el 31 de octubre de 2008.
  24. ^ ab Savage, Don; Jones, Tammy y Villard, Ray (19 de abril de 1995). "Asteroide o miniplaneta? Hubble Mapea la Antigua Superficie de Vesta" (Nota de prensa). HubbleSite . Comunicado de prensa STScI-1995-20 . Consultado el 17 de octubre de 2006 .
  25. ^ ab "Una mirada al interior de Vesta". Max-Planck-Gesellschaft . 6 de enero de 2011.
  26. ^ "El asteroide Vesta es la última roca de su tipo". BBC, 11 de mayo de 2012.
  27. ^ Jutzi, M.; E. Asphaug; P. Gillet; J.-A. Barrat; W. Benz (14 de febrero de 2013). "La estructura del asteroide 4 Vesta revelada por modelos a escala planetaria". Nature . 494 (7436): 207–210. Bibcode :2013Natur.494..207J. doi :10.1038/nature11892. PMID  23407535. S2CID  4410838.
  28. ^ Cook, Jia-Rui. "Dawn Reality-Checks Telescope Studies of Asteroids". Archivado desde el original el 2 de mayo de 2014. Consultado el 30 de abril de 2014 .
  29. ^ McSween, HY; RP Binzel; MC De Sanctis; et al. (27 de noviembre de 2013). "Dawn; la conexión Vesta-HED; y el contexto geológico de la eucrita, las diogenitas y las howarditas". Meteorítica y ciencia planetaria . 48 (11): 2090–21–4. Bibcode :2013M&PS...48.2090M. doi :10.1111/maps.12108. S2CID  131100157.
  30. ^ ab Kelley, MS; et al. (2003). "Evidencia mineralógica cuantificada de un origen común de 1929 Kollaa con 4 Vesta y los meteoritos HED". Icarus . 165 (1): 215–218. Bibcode :2003Icar..165..215K. doi :10.1016/S0019-1035(03)00149-0.
  31. ^ ab "Vesta". NASA/JPL. 12 de julio de 2011. Archivado desde el original el 29 de junio de 2011 . Consultado el 30 de julio de 2011 .
  32. ^ "Ceres, Palas, Vesta e Higía". Gravity Simulator. Archivado desde el original el 17 de junio de 2008. Consultado el 31 de mayo de 2008 .
  33. ^ "Misión > Estado de la misión – Misión Dawn". JPL. Archivado desde el original el 11 de mayo de 2013. Consultado el 6 de septiembre de 2012 .
  34. ^ ab Ammannito, E.; MC De Sanctis; E. Palomba; et al. (2013). "Olivino en una ubicación inesperada en la superficie de Vesta". Nature . 504 (7478): 122–125. Bibcode :2013Natur.504..122A. doi :10.1038/nature12665. PMID  24196707. S2CID  4464889.
  35. ^ Cook, Jia-Rui. «Es complicado: Dawn impulsa la reescritura de la historia de Vesta». Archivado desde el original el 2 de mayo de 2014. Consultado el 30 de abril de 2014 .
  36. ^ Littmann, Mark (2004). Planetas más allá: descubriendo el sistema solar exterior . Dover Books on Astronomy. Courier Dover Publications. pág. 21. ISBN 978-0-486-43602-9.
  37. ^ Lynn, WT (febrero de 1907). "El descubrimiento de Vesta". El Observatorio . 30 : 103–105. Código Bibliográfico :1907Obs....30..103L.
  38. ^ Dunnington, Guy Waldo; Gray, Jeremy; Dohse, Fritz-Egbert (2004). Carl Friedrich Gauss: Titán de la ciencia . Asociación Matemática de Estados Unidos. p. 76. ISBN 978-0-88385-547-8.
  39. ^ Rao, KS; Berghe, GV (2003). "Gauss, Ramanujan y las series hipergeométricas revisitadas". Historia Scientiarum . 13 (2): 123–133.
  40. ^ Schmadel, Lutz D. (2003). Diccionario de nombres de planetas menores: preparado en nombre de la Comisión 20 bajo los auspicios de la Unión Astronómica Internacional . Springer. pág. 15. ISBN 978-3-540-00238-3.
  41. ^ von Zach, Franz Xaver (1807). Monatliche correspondz zur beförderung der erd- und himmels-kunde. vol. 15. pág. 507.
  42. ^ Carlini, Francisco (1808). Effemeridi astronomiche di Milano per l'anno 1809.
  43. ^ ab Bala, Gavin Jared; Miller, Kirk (18 de septiembre de 2023). Solicitud Unicode de símbolos históricos de asteroides (PDF) (Informe). Consorcio Unicode . Consultado el 26 de septiembre de 2023 en unicode.org.
  44. ^ "Propuesta de nuevos caracteres". unicode.org . The Pipeline. Consorcio Unicode . Consultado el 6 de noviembre de 2023 .
  45. ^ Oficina de longitudes (1807). Anuario para el año 1808. p. 5.
  46. ^ Canovai, Estanislao; del Ricco, Gaetano (1810). Elementos de física matemática. pag. 149.
  47. ^ Koch, Rudolf (1955) [1930]. El libro de los signos (edición reimpresa). Dover.
  48. ^ Bach, Eleanor (1973). Efemérides de los asteroides: Ceres, Pallas, Juno, Vesta, 1900-2000 . Comunicaciones celestiales.
  49. ^ Wells, David A. (1851). Bliss, George Jr. (ed.). "El planeta Hygiea". Anuario de descubrimientos científicos del año 1850, citado por los archivos de spaceweather.com, 13 de septiembre de 2006. Consultado el 1 de junio de 2008 .
  50. ^ Hilton, James L. ¿Cuándo se convirtieron los asteroides en planetas menores? (Informe). Archivado desde el original el 24 de marzo de 2008, a través del sitio web del Observatorio Naval de los Estados Unidos .en particular la discusión de Gould, BA (1852). "Sobre la notación simbólica de los asteroides". Astronomical Journal . 2 : 80. Bibcode :1852AJ......2...80G. doi :10.1086/100212.y la historia posterior inmediata. Además, la discusión de CJ Cunningham (1988) Introducción a los asteroides explica la parte entre paréntesis.
  51. ^ "Nueva vista de Vesta desde SPHERE" www.eso.org . Consultado el 25 de junio de 2018 .
  52. ^ McFadden, LA; Emerson, G.; Warner, EM; Onukwubiti, U.; Li, J.-Y. "Fotometría de 4 Vesta desde su aparición en 2007". Actas de la 39.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . League City, Texas. Bibcode :2008LPI....39.2546M. 10–14 de marzo de 2008
  53. ^ Hughes, DW (septiembre de 1994). "El desenlace histórico de los diámetros de los primeros cuatro asteroides". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 35 (3): 331. Bibcode :1994QJRAS..35..331H.
  54. ^ Povenmire, H. (septiembre de 2001). "La ocultación del asteroide (4) Vesta el 4 de enero de 1991 de SAO 93228". Meteoritics & Planetary Science . 36 (Suplemento): A165. Bibcode :2001M&PSA..36Q.165P. doi :10.1111/j.1945-5100.2001.tb01534.x.
  55. ^ ab «Dawn-NASA-NSSDCA-Spacecraft-Details». Archivado desde el original el 23 de mayo de 2022. Consultado el 16 de diciembre de 2022 .
  56. ^ Hertz, Hans G. (19 de abril de 1968). "Masa de Vesta". Science . 160 (3825): 299–300. Bibcode :1968Sci...160..299H. doi :10.1126/science.160.3825.299. PMID  17788233. S2CID  2555834.
  57. ^ Kovačević, A. (enero de 2005). "Determinación de la masa de (4) Vesta basada en nuevos acercamientos". Astronomía y Astrofísica . 430 (1): 319–325. Bibcode :2005A&A...430..319K. doi : 10.1051/0004-6361:20035872 .
  58. ^ Christou, AA (2000). «Objetos coorbitales en el cinturón principal de asteroides». Astronomía y astrofísica . 356 : L71–L74. Código Bibliográfico :2000A&A...356L..71C.
  59. ^ ab Christou, AA; Wiegert, P. (enero de 2012). "Una población de asteroides del cinturón principal que co-orbitan con Ceres y Vesta". Icarus . 217 (1): 27–42. arXiv : 1110.4810 . Bibcode :2012Icar..217...27C. doi :10.1016/j.icarus.2011.10.016. ISSN  0019-1035. S2CID  59474402.
  60. ^ abc Thomas, PC; et al. (1997). "Vesta: polo de espín, tamaño y forma a partir de imágenes del HST". Icarus . 128 (1): 88–94. Bibcode :1997Icar..128...88T. doi : 10.1006/icar.1997.5736 .
  61. ^ ab Hand, Eric (2012). "Las misiones espaciales desencadenan guerras de mapas". Nature . 488 (7412): 442–443. Bibcode :2012Natur.488..442H. doi : 10.1038/488442a . PMID  22914145.
  62. ^ "Sistema de coordenadas IAU WGCCRE para Vesta | Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS". Astrogeology.usgs.gov. 15 de noviembre de 2013. Consultado el 25 de junio de 2014 .
  63. ^ Li, Jian-Yang; Mafi, Joseph N. "Sistemas de coordenadas fijas del cuerpo para el asteroide (4) Vesta" (PDF) . Sistema de datos planetarios . Archivado (PDF) desde el original el 6 de noviembre de 2015.
  64. ^ Baer, ​​James; Chesley, Steven R. (2008). "Masas astrométricas de 21 asteroides y efemérides integradas de asteroides". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 100 (1): 27–42. Código Bibliográfico :2008CeMDA.100...27B. doi : 10.1007/s10569-007-9103-8 .
  65. ^ Carry, B.; et al. (2009). "Propiedades físicas de (2) Pallas". Icarus . 205 (2): 460–472. arXiv : 0912.3626v1 . Código Bibliográfico :2010Icar..205..460C. doi :10.1016/j.icarus.2009.08.007. S2CID  119194526.
  66. ^ "El borrador de la definición de "planeta" y "plutones" de la UAI". UAI. Agosto de 2006. Archivado desde el original el 9 de enero de 2010. Consultado el 16 de diciembre de 2009 .(XXVI)
  67. ^ Fu, RR; Hager, BH; Ermakov, AI; Zuber, MT (2013). "Relajación viscosa temprana del asteroide Vesta e implicaciones para la desintegración impulsada por el impacto tardío" (PDF) . 44.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (1719): 2115. Bibcode :2013LPI....44.2115F. Archivado (PDF) desde el original el 26 de julio de 2014.
  68. ^ Asmar, SW; Konopliv, AS; Park, RS; et al. (2012). "El campo gravitatorio de Vesta y sus implicaciones para la estructura interior" (PDF) . 43.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (1659): 2600. Bibcode :2012LPI....43.2600A. Archivado (PDF) desde el original el 20 de octubre de 2013.
  69. ^ Zellner, NEB ; Gibbard, S.; de Pater, I.; et al. (2005). "Imágenes en infrarrojo cercano del asteroide 4 Vesta" (PDF) . Icarus . 177 (1): 190–195. Bibcode :2005Icar..177..190Z. doi :10.1016/j.icarus.2005.03.024. Archivado desde el original (PDF) el 23 de noviembre de 2008.
  70. ^ Jaumann, R.; et al. (2012). "Forma y morfología de Vesta". Science . 336 (6082): 687–690. Bibcode :2012Sci...336..687J. doi :10.1126/science.1219122. PMID  22582254. S2CID  206540010.
  71. ^ abc Williams, DA; Yingst, RA; Garry, WB (diciembre de 2014). "Introducción: el mapeo geológico de Vesta". Icarus . 244 : 1–12. Bibcode :2014Icar..244....1W. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.001. hdl : 2286/RI28071 .
    — Williams, DA; et al. (diciembre de 2014). "La geología del cuadrángulo Marcia del asteroide Vesta: evaluación de los efectos de cráteres grandes y jóvenes". Icarus . 244 : 74–88. Bibcode :2014Icar..244...74W. doi :10.1016/j.icarus.2014.01.033. hdl : 2286/RI28061 . S2CID  5505009.
  72. ^ ab Scully, JEC; Yin, A.; Russell, CT; et al. (Diciembre de 2014). "Geomorfología y geología estructural de Saturnalia Fossae y estructuras adyacentes en el hemisferio norte de Vesta". Ícaro . 244 : 23–40. Código Bib : 2014Icar..244...23S. doi :10.1016/j.icarus.2014.01.013. hdl : 2286/RI28070 . Archivado (PDF) desde el original el 21 de julio de 2018.
    — Scully, JEC; et al. (2014). "Guías subcurvilíneas interpretadas como evidencia de flujo de agua transitorio en Vesta" (PDF) . 45.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (1777): 1796. Bibcode :2014LPI....45.1796S.
  73. ^ Schäfer, M.; Nathues, A.; Williams, DA; et al. (diciembre de 2014). "Huella del impacto de Rheasilvia en Vesta: mapeo geológico de los cuadrángulos Gegania y Lucaria" (PDF) . Icarus . 244 : 60–73. Bibcode :2014Icar..244...60S. doi :10.1016/j.icarus.2014.06.026. hdl : 2286/RI28060 . Archivado desde el original (PDF) el 28 de abril de 2019 . Consultado el 24 de septiembre de 2019 .
  74. ^ Kneissl, T.; Schmedemann, N.; Reddy, V.; et al. (diciembre de 2014). "Morfología y edades de formación de cráteres post-Rheasilvia de tamaño medio: geología del cuadrángulo Tuccia, Vesta". Icarus . 244 : 133–157. Bibcode :2014Icar..244..133K. doi :10.1016/j.icarus.2014.02.012. hdl : 2286/RI28058 .
  75. ^ abc Schenk, P.; et al. (2012). "Las cuencas de impacto gigantes geológicamente recientes en el polo sur de Vesta". Science . 336 (6082): 694–697. Bibcode :2012Sci...336..694S. doi :10.1126/science.1223272. PMID  22582256. S2CID  206541950.
  76. ^ "Rheasilvia – La supermisteriosa cuenca del Polo Sur en Vesta recibe su nombre de la madre romana de Rómulo y Remo". Universe Today . 21 de septiembre de 2011 . Consultado el 23 de septiembre de 2011 .
  77. ^ Binzel, RP; et al. (1997). "Mapeo geológico de Vesta a partir de imágenes del telescopio espacial Hubble de 1994". Icarus . 128 (1): 95–103. Bibcode :1997Icar..128...95B. doi : 10.1006/icar.1997.5734 .
  78. ^ Karimi, S; Dombard, AJ (2016). "Sobre la posibilidad de deformación viscoelástica de los grandes cráteres polares del sur y la verdadera deriva polar en el asteroide Vesta". Revista de investigación geofísica . 121 (9): 1786–1797. Código Bibliográfico :2016JGRE..121.1786K. doi : 10.1002/2016JE005064 .
  79. ^ Garry, WB; Sykes, M.; Buczkowski, DL; et al. (marzo de 2012). Mapeo geológico del cuadrángulo Av-10 Oppia del asteroide 4 Vesta (PDF) . 43.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, celebrada del 19 al 23 de marzo de 2012 en The Woodlands, Texas. id.2315. Bibcode :2012LPI....43.2315G. Contribución LPI n.º 1659. Archivado (PDF) desde el original el 24 de abril de 2014.
    — Garry, WB; Sykes, M.; Buczkowski, DL; et al. (abril de 2012). "Mapeo geológico del cuadrángulo Av-10 Oppia del asteroide 4 Vesta" (PDF) . Geophysical Research Abstracts . Asamblea General de la EGU de 2012, celebrada del 22 al 27 de abril de 2012 en Viena, Austria. Vol. 14. pág. 5711. Código Bibliográfico :2012EGUGA..14.5711G. EGU2012-5711-1. Archivado (PDF) desde el original el 8 de abril de 2014.
  80. ^ "Resultados de la búsqueda de nomenclatura / Objetivo: VESTA / Tipo de entidad: Cráter, cráteres". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . UAI.
  81. ^ Beatty, J. Kelly (25 de junio de 2004). "La desconcertante superficie de Eros". Sky and Telescope . Consultado el 18 de octubre de 2023 , a través de skyandtelescope.org. Para sorpresa de los geólogos, el asteroide Eros tiene más de 250 "estanques" que se cree que contienen depósitos compactados de polvo finamente molido.
  82. ^ Parekh, R.; Otto, KA; Matz, KD; Jaumann, R.; Krohn, K.; Roatsch, T.; et al. (28 de febrero de 2022) [1 de noviembre de 2021]. "Formación de depósitos de eyecciones y estanques de polvo en el asteroide Vesta". Revista de investigación geofísica : planetas . 126 (11): e2021JE006873. doi : 10.1029/2021JE006873 . Consultado el 18 de octubre de 2023 , a través de agupubs.onlinelibrary.
  83. ^ Buczkowski, DL; Raymond, CA; Williams, DA; et al. (2012). "Fosas a gran escala en Vesta: una firma de la tectónica planetaria". Geophysical Research Letters . 39 (18): L18205. Código Bibliográfico :2012GeoRL..3918205B. doi : 10.1029/2012GL052959 .
  84. ^ "Las depresiones de asteroides sugieren un planeta atrofiado" (Nota de prensa). American Geophysical Union. 26 de septiembre de 2012. AGU Release No. 12-42. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2012 . Consultado el 25 de noviembre de 2012 .
  85. ^ Hirata, N. (2023). "Cratereación secundaria de Rheasilvia como posible origen de las depresiones ecuatoriales de Vesta" . Consultado el 4 de marzo de 2024 .
  86. ^ De Sanctis, MC; et al. (2012). "Caracterización espectroscópica de la mineralogía y su diversidad en Vesta". Science . 336 (6082): 697–700. Bibcode :2012Sci...336..697D. doi :10.1126/science.1219270. PMID  22582257. S2CID  11645621.
  87. ^ Prettyman, TH; et al. (2012). "El mapeo elemental realizado por Dawn revela H exógeno en el regolito de Vesta". Science . 338 (6104): 242–246. Bibcode :2012Sci...338..242P. doi :10.1126/science.1225354. PMID  22997135. S2CID  206542798.
  88. ^ ab Reddy, V.; et al. (2012). "Heterogeneidad del color y el albedo de Vesta desde Dawn". Science . 336 (6082): 700–704. Bibcode :2012Sci...336..700R. doi :10.1126/science.1219088. PMID  22582258. S2CID  1326996.
  89. ^ Palomba, E.; Longobardo, A.; De Sanctis, MC; et al. (Septiembre de 2015). "Detección de nuevas localizaciones ricas en olivino en Vesta". Ícaro . 258 : 120-134. Código Bib : 2015Icar..258..120P. doi :10.1016/j.icarus.2015.06.011.
  90. ^ Denevi, BW; et al. (2012). "Terreno con hoyos en Vesta e implicaciones para la presencia de volátiles". Science . 338 (6104): 246–249. Bibcode :2012Sci...338..246D. CiteSeerX 10.1.1.656.1476 . doi :10.1126/science.1225374. PMID  22997131. S2CID  22892716. 
  91. ^ De Sanctis, MC; et al. (2012). "Detección de materiales hidratados generalizados en Vesta mediante el espectrómetro de imágenes vir a bordo de la misión Thedawn". The Astrophysical Journal Letters . 758 (2): L36. Bibcode :2012ApJ...758L..36D. doi : 10.1088/2041-8205/758/2/L36 .
  92. ^ Ghosh, A.; McSween, HY (1998). "Un modelo térmico para la diferenciación del asteroide 4 Vesta, basado en calentamiento radiogénico". Icarus . 134 (2): 187–206. Bibcode :1998Icar..134..187G. doi :10.1006/icar.1998.5956.
  93. ^ Righter, K.; Drake, MJ (1997). "Un océano de magma en Vesta: Formación del núcleo y petrogénesis de eucritas y diogenitas". Meteorítica y ciencia planetaria . 32 (6): 929–944. Bibcode :1997M&PS...32..929R. doi : 10.1111/j.1945-5100.1997.tb01582.x . S2CID  128684062.
  94. ^ Drake, MJ (2001). "La historia de Eucrite/Vesta". Meteorítica y ciencia planetaria . 36 (4): 501–513. Bibcode :2001M&PS...36..501D. doi :10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. S2CID  128394153.
  95. ^ Sahijpal, S.; Soni, P.; Gagan, G. (2007). "Simulaciones numéricas de la diferenciación de planetesimales en acreción con 26Al y 60Fe como fuentes de calor". Meteorítica y ciencia planetaria . 42 (9): 1529–1548. Bibcode :2007M&PS...42.1529S. doi : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00589.x . S2CID  55463404.
  96. ^ Gupta, G.; Sahijpal, S. (2010). "Diferenciación de Vesta y los cuerpos progenitores de otras acondritas". J. Geophys. Res. Planets . 115 (E8): E08001. Código Bibliográfico :2010JGRE..115.8001G. doi :10.1029/2009JE003525. S2CID  129905814.
  97. ^ Cook, Jia-Rui C. (29 de marzo de 2011). «When Is an Asteroid Not an Asteroid?» [¿Cuándo un asteroide no es un asteroide?]. NASA/JPL. Archivado desde el original el 29 de junio de 2011. Consultado el 30 de julio de 2011 .
  98. ^ Takeda, H. (1997). "Registros mineralógicos de procesos planetarios tempranos en el cuerpo progenitor HED con referencia a Vesta". Meteorítica y ciencia planetaria . 32 (6): 841–853. Bibcode :1997M&PS...32..841T. doi : 10.1111/j.1945-5100.1997.tb01574.x .
  99. ^ Yamaguchi, A.; Taylor, GJ; Keil, K. (1995). "Historia metamórfica de la corteza eucrítica de 4 Vesta". Meteoritical Society . 30 (5): 603. Código Bibliográfico :1995Metic..30..603Y.
  100. ^ Pieters, CM; Ammannito, E.; Blewett, DT; et al. (2012). "Meteorización espacial distintiva en Vesta a partir de procesos de mezcla de regolitos". Nature . 491 (7422): 79–82. Bibcode :2012Natur.491...79P. doi :10.1038/nature11534. PMID  23128227. S2CID  4407636.
  101. ^ McCord, TB; Li, J. -Y.; Combe, J. -P.; et al. (2012). "Material oscuro en Vesta a partir de la caída de material carbonoso rico en volátiles". Nature . 491 (7422): 83–86. Bibcode :2012Natur.491...83M. doi :10.1038/nature11561. PMID  23128228. S2CID  2058249.
  102. ^ Rayman, Marc (8 de abril de 2015). Now Appearing At a Dwarf Planet Near You: NASA's Dawn Mission to the Asteroid Belt (Discurso). Conferencias de astronomía de Silicon Valley. Foothill College, Los Altos, CA. Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2021. Consultado el 7 de julio de 2018 .
  103. ^ Ulivi, Paolo; Harland, David (2008). Exploración robótica del sistema solar: pausa y renovación, 1983-1996 . Springer Praxis Books in Space Exploration. Springer. págs. 117-125. ISBN 978-0-387-78904-0.
  104. ^ Russell, CT; Capaccioni, F.; Coradini, A.; et al. (octubre de 2007). "Dawn Mission to Vesta and Ceres" (PDF) . Tierra, Luna y Planetas . 101 (1–2): 65–91. Bibcode :2007EM&P..101...65R. doi :10.1007/s11038-007-9151-9. S2CID  46423305. Archivado (PDF) desde el original el 27 de septiembre de 2011 . Consultado el 13 de junio de 2011 .
  105. ^ Cook, Jia-Rui C.; Brown, Dwayne C. (11 de mayo de 2011). «La sonda Dawn de la NASA capta la primera imagen de un asteroide que se acerca». NASA/JPL. Archivado desde el original el 29 de enero de 2012. Consultado el 14 de mayo de 2011 .
  106. ^ Vega, Priscilla; Brown, Dwayne (16 de julio de 2011). «La nave espacial Dawn de la NASA entra en órbita alrededor del asteroide Vesta». NASA . Archivado desde el original el 19 de junio de 2012 . Consultado el 17 de julio de 2011 .
  107. ^ Cronología de la misión Dawn Archivado el 19 de octubre de 2013 en Wayback Machine
  108. ^ Investigación para la educación y el aprendizaje en el centro del continente: McREL (27 de septiembre de 2010). "Dawn Mission: Mission". Dawn Journal . Consultado el 29 de marzo de 2011 .
  109. ^ "Dawn ha abandonado el asteroide gigante Vesta". NASA JPL . NASA. 5 de septiembre de 2012 . Consultado el 5 de septiembre de 2012 .
  110. ^ ab Russell, CT; et al. (2013). "Dawn completa su misión en 4 Vesta". Meteoritics & Planetary Science . 48 (11): 2076–2089. Bibcode :2013M&PS...48.2076R. doi : 10.1111/maps.12091 .
  111. ^ Roatsch, Thomas; et al. (2012). "Atlas de alta resolución de la órbita de mapeo de gran altitud de Vesta (HAMO) derivado de imágenes de la cámara Dawn". Ciencia planetaria y espacial . 73 (1): 283–286. Código Bibliográfico :2012P&SS...73..283R. doi :10.1016/j.pss.2012.08.021.
  112. ^ Roatsch, Thomas; et al. (2013). "Atlas de la órbita de baja altitud de Vesta de alta resolución derivado de imágenes de la cámara Dawn Framing". Ciencia planetaria y espacial . 85 : 293–298. Código Bibliográfico :2013P&SS...85..293R. doi :10.1016/j.pss.2013.06.024.
  113. ^ "El viaje de la NASA por encima de Vesta". Vídeo del Instituto de Investigación Planetaria del DLR con imágenes del JPL de la NASA . NASA. 16 de septiembre de 2011. Archivado desde el original el 22 de abril de 2021. Consultado el 18 de septiembre de 2011 .
  114. ^ "Sitio público de productos Dawn del DLR". Archivado desde el original el 16 de octubre de 2015.
  115. ^ "Amanecer de la NASA".
  116. ^ "Dawn Public Data". Dawn [sitio web] . Univ. California, Los Ángeles . Consultado el 6 de marzo de 2015 .
  117. ^ Gingerich, Owen (2006). "El camino hacia la definición de los planetas" (PDF) . Dissertatio cum Nuncio Sidereo Ill . Tertia. Vol. VIII, núm. 16. págs. 4-5. Archivado (PDF) desde el original el 15 de marzo de 2015. Consultado el 13 de marzo de 2007 .
  118. ^ "Sitio web de la Misión Dawn del JPL/NASA".
  119. ^ Bryant, Greg (2007). "Sky & Telescope: See Vesta at Its Brightest!" (Cielo y telescopio: ¡Vea a Vesta en su máximo esplendor!) . Consultado el 7 de mayo de 2007 .
  120. ^ "Vesta Finder". Sky & Telescope. Archivado desde el original el 12 de junio de 2007. Consultado el 7 de mayo de 2007 .
  121. ^ Harrington, Philip S. (21 de octubre de 2010). Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs (Desafío cósmico: la lista definitiva de observaciones para aficionados ). Cambridge University Press. pág. 75. ISBN 9781139493680.
  122. ^ ab James, Andrew (2008). "Vesta". Southern Astronomical Delights . Consultado el 6 de noviembre de 2008 .
  123. ^ ab Yeomans, Donald K.; Chamberlin, Alan B. "Horizons Ephemeris". JPL Solar System Dynamics . Consultado el 9 de enero de 2010 .
  124. ^ "Elementos y efemérides de (4) Vesta". Minor Planet Center. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
  125. ^ "Especial Astronomía 2012". Nightskyonline.info. Archivado desde el original el 20 de abril de 2012. Consultado el 23 de noviembre de 2012 .
  126. ^ abcd T. Flanders – Ceres y Vesta: julio de 2012 – abril de 2013 – Sky & Telescope.

Bibliografía

Enlaces externos

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Este vídeo explora el paisaje, la historia y las características planetarias de Vesta.