導入
 ベスタ、2007 年にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影 | |
| 軌道特性 | |
|---|---|
| 長半径 | 353.343894×10 6 km (2.361956 au) |
| アフェリア | 384.920740×10 6 km (2.573034 au) |
| 近日点 | 321.767047×10 6 km (2.150878 au) |
| 偏心 | 0.089366 |
| 革命の時代 | 1,325.886052 日 (3.63a) |
| 平均軌道速度 | 19.34km/秒 |
| 傾ける | 7.133798° |
| 昇順ノード | 103.918380° |
| 近日点引数 | 150.180148° |
| 平均的な異常 | 341.592016° |
| カテゴリ | 小惑星帯 |
| 身体的特徴 | |
| 寸法 | (560/544/454)±24km |
| 質量 | 2.7×10 20kg |
| 密度 | (3,700±300)kg/ m3 |
| 地表における赤道重力 | 0.22m/ s2 |
| リリース速度 | 0.35km/秒 |
| 自転周期 | 0.2226d (5,342時間) |
| スペクトル分類 | V 型小惑星 |
| 絶対的な大きさ | 3.20 |
| アルベド | 0.4228 |
| 発見 | |
| 発見者 | HW オルバース |
| 日付 | 1807 年 3 月 29 日 |
(4)ベスタとも呼ばれるベスタは、小惑星帯にある小惑星です。 1807 年 3 月 29 日にハインリヒ オルバースによって発見され、4 番目に発見された小惑星で、ローマの女神ベスタにちなんで名付けられました。
平均直径約530 kmのベスタは、ベルト内で 2 番目に大きい (ケレスに次ぐ) 小惑星で、総質量の 9% を占めています。ベスタは、10億年も前に別の小惑星と衝突し、その質量の約 1% を失いました。結果として生じた破片のいくつかは隕石として地球に衝突し、小惑星の組成の重要な情報源となった。ベスタは最も明るい小惑星でもあり、特定の時間帯では肉眼で識別できるほど明るいです。
宗派
ヴェスタという名前は、家の守護者であるローマの女神ヴェスタにちなんで名付けられ、ガウスがオルバースに提案したと言われています。
小惑星の指定には、軌道が確実にわかっている天体に明確な番号を与えることが含まれます。ベスタは、小惑星帯で 4 番目に発見されたメンバーとして、遡及的に 4 という番号が割り当てられました。したがって、その正式な科学的名称は(4) ベスタ、またはおそらく4 ベスタ4となります。
最初に発見された小惑星には天文記号があり、ベスタのそれは or です。
軌道と回転
ベスタは、主小惑星帯内を、長半径2.36 auで、非常にわずかに離心し (0.089)、わずかに傾斜した (7.13°) 軌道で周回します。
ベスタの回転は小惑星としては比較的速く ( 5.342 時間)、順方向に回転し、その北極は赤経20時間32メートル、赤緯 48 度を指し、不確かさは 10 度です。これにより、軸の傾斜は 29° になります。
身体的特徴
質量と寸法
ベスタは、質量の点でベルト内で 2 番目 (セレスの後、パラスの前) の小惑星で、 2.7×10 20 kgです。その体積は（誤差の範囲内で）パラスのものと似ているように見えますが、その密度はより大きいです。
ベスタの形状は、重力平衡状態にある長方形の楕円体の形状に近く、最大の長さはほぼ580 km 、最小の長さは460 kmありますが、その極と中央の頂点にある大きな凹みは、まだ解明されていません。これにより、準惑星とみなすために必要な条件である静水圧平衡状態にあるかどうかを判断することが可能になった。
表面
ベスタの表面の一部の特徴は、ハッブル宇宙望遠鏡やケック望遠鏡などの地上の望遠鏡を使用して解明されています。
顕著な特徴は、小惑星の南極近くを中心とする直径460 kmの巨大なクレーターであり、ベスタの直径の 80% に達します。このクレーターの底は周囲の地形より13 km下に位置し、その縁は上 4 ～ 12 kmの間にあり、クレーターの高さの合計は25 kmです。中央の頂上は火口底から18 km の高さにそびえ立っています。この衝撃によってベスタの総体積の約 1% が掘削され、 V 型小惑星だけでなくベスタ族の小惑星が生成された可能性が高いと推定されています。もしそうなら、長さ10 kmの破片が現代まで生き残っているという事実は、クレーターがせいぜい10 億年前のものであることを示しています。また、 HED 隕石の発生地であるとも考えられています。実際、既知のすべての V 型小惑星は、放出された体積のわずか約 6% しかなく、残りは近くの 3:1カークウッドギャップによって放出されたか、ヤルコフスキー効果や太陽放射の圧力によって破壊された小さな破片です。ハッブル画像の分光分析は、カンラン石のスペクトル特徴が示すように、クレーターがベスタの地殻のいくつかの層を貫通し、おそらくマントルにまで達していることを示しました。興味深いことに、ベスタはそのような衝撃によって完全には断片化されませんでした。
ベスタの表面には、幅約150 km 、深さ7 kmのクレーターが他にもいくつかあります。長さ200 kmの暗黒アルベドのゾーンは、小惑星の発見者に敬意を表して (非公式に)オルバースと名付けられました。この地域はクレーターのように高度地図には表示されず、その性質は不明であり、おそらく古代の玄武岩の噴出物であると考えられます。これは基準点として機能します。経度0° を無視した元の子午線がその中心を通過します。
西半球と東半球では、地形が明らかに異なります。ハッブル画像の予備的なスペクトル分析によると、東半球は古代のレゴリス、クレーターが多く存在するアルベド高地、地殻の深成層を貫通するクレーターを備えたもので構成されているようです。一方、西半球には、おそらく月のマリアの類似体である玄武岩と考えられる暗い地質単位で構成される広い領域があります。
1996 年 5 月にハッブル宇宙望遠鏡によって決定されたベスタの高度の地図。 |
内部構成
ベスタは分化した構造を持ち、ニッケルと鉄の金属核、カンラン石の岩石マントル、および地殻で構成されていると考えられています。考えられるタイムラインは次のとおりです。
- 200万年から300万年かけて堆積が完了します。
- 26 Al の放射能の結果として完全またはほぼ完全に融合し、400 万年から 500 万年以内に金属コアの分離につながります。
- 核融合と対流によるマントルの進行的な結晶化。 600万～700万年後、物質の約80％が結晶化した時点で対流は止まった。
- 連続する噴火中、または一時的なマグマオーシャンの形成中に、玄武岩質溶岩によって残りの溶融物質が押し出されて地殻を形成すること。
- 地殻の内層が結晶化して深成岩が形成される一方、古い玄武岩は新しい表層からの圧力により変成作用を受けます。
- 小惑星の内部のゆっくりとした冷却。
ベスタは、この方法で再表面化したことが知られている唯一の大型小惑星です。しかし、親天体が特定されていない鉄隕石とエイコンドライト隕石の存在は、他の小惑星との衝突によって分裂する前にそのような分化を経た微惑星が他にも存在したことを示している。
ベスタの地殻は、表面から見ると次のように構成されています。
- 石化したレゴリス。角礫岩を含むハワルダイトとユークライトの原料。
- 玄武岩質溶岩流、非蓄積性ユークライトの源。
- 輝石、鳩石、斜長石の深成岩、累積ユークリットの源。
- 二成岩の源である大粒斜方輝石が豊富な深成岩。
V 型小惑星 (他の小惑星との衝突時に放出されたベスタの地殻の破片であると考えられている) のサイズと極クレーターの深さに基づいて、地殻の深さは10 kmと推定されています。