Vesta (Asteroid)

Asteroid (4) Vesta
Eigenschaften des Orbits (Simulation)
Orbittyp	Hauptgürtel-Asteroid
Große Halbachse	2,361 AE
Exzentrizität	0,089
Perihel – Aphel	2,151 – 2,572 AE
Neigung der Bahnebene	7,134°
Siderische Umlaufzeit	3 a 229 d 12 h
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	19,380 km/s
Physikalische Eigenschaften
Durchmesser	560×544×448 km
Masse	2,71×1020 kg
Albedo	0,423
Mittlere Dichte	3,7 g/cm³
Rotationsperiode	5 h 20 min 31 s
Absolute Helligkeit	3,24
Spektralklasse	V-Typ
Geschichte
Entdecker	H. Olbers
Datum der Entdeckung	29. März 1807

(4) Vesta ist mit zirka 516 km mittlerem Durchmesser der zweitgrößte und -massereichste Asteroid im Asteroiden-Hauptgürtel.

Entdeckung

Vesta wurde am 29. März 1807 von Heinrich Olbers in Bremen als vierter Asteroid entdeckt. Nachdem Olbers 1802 bereits Pallas entdeckt und benannt hatte, übertrug er das Recht der Benennung diesmal an Carl Friedrich Gauß, der mit seiner neuen Methode der Bahnbestimmung entscheidend zur Sicherung der neu entdeckten Asteroiden beigetragen hatte. Gauß benannte den Himmelskörper nach Vesta, der römischen Göttin von Heim und Herd, und Schwester von Ceres. ^[1]

Wie der 1801 entdeckte Zwergplanet Ceres und die 1802 sowie 1804 entdeckten Asteroiden Pallas und Juno wurde zunächst auch Vesta als Planet bezeichnet. Da bis zur Entdeckung von Astraea noch mehr als 38 Jahre vergehen sollten, änderte sich daran zunächst auch nichts. Erst als nach etwa 1850 die Zahl der zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, setzen sich für diese Objekte die Bezeichnungen „Kleine Planeten“, „Kleinplaneten“, „Planetoiden“ oder „Asteroiden“ durch.

Umlaufbahn

Vesta bewegt sich zwischen 2,15 AE (Perihel) und 2,57 AE (Aphel) in 3,63 Jahren um die Sonne. Ihre Umlaufbahn ist 7,1° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,089. Ihre Bahn liegt also im inneren Asteroidengürtel.

Die synodische Periode von Vesta liegt bei 504 Tagen.

Beschaffenheit

Größe und Helligkeit

Vesta ist der drittgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel (nach Ceres und Pallas). An Masse wird sie unter den Zwerg- bzw. Kleinplaneten des inneren Sonnensystems ebenfalls nur von Ceres und Pallas übertroffen.

Die Form von Vesta entspricht einem triaxialen Ellipsoid mit den Radien 280 km, 272 km und 227 km (±12 km). ^[2] Für die Masse wurde ein Wert von 1,36±0.05×10^-10 Sonnenmassen (2,71×10²⁰ kg) und eine mittlere Dichte von 3,7±0,3 g/cm ³ publiziert. ^[3] Die Rotationsperiode des Asteroid beträgt etwa 5,342 Stunden.

Vesta besitzt im Vergleich zu anderen Asteroiden eine relativ helle Oberfläche, mit einer Albedo von 0,423. Während der Opposition ist sie zwischen 1,14 AE und 1,59 AE von der Erde entfernt und erreicht eine scheinbare Helligkeit von bis zu 5,5^mag. Sie ist damit der hellste Asteroid am Nachthimmel und kann bei dunklem Himmel ohne Lichtverschmutzung gerade noch mit bloßem Auge gesehen werden.

Zusammensetzung und Oberfläche

Vesta ist ein differenzierter Asteroid mit einer basaltischen Kruste, ultramafischem Mantelgestein und, wie man aus der mittlere Dichte schließen kann, einem Eisen-Nickel-Kern. Vesta hat somit einen ähnlichen Aufbau wie die terrestrischen Planeten, und unterscheidet sich dadurch von allen anderen Asteroiden im Hauptgürtel. ^[4] Die auf der Erde gefundenen Eisenmeteoriten lassen allerdings den Schluss zu, dass es in der Frühzeit des Sonnensystems weitere differenzierte Planetesimale gegeben haben muss, die offenbar durch Kollisionen zerstört wurden, denn die Eisenmeteoriten werden als Bruchstücke der metallischen Kerne dieser Objekte gedeutet.

Farbkodierte Höhenkarte von Vesta.

Auch Vesta muss schwere Kollisionen mit anderen massereichen Körpern erlitten haben. So ist auf Aufnahmen des Hubble Space Teleskops neben mehreren Impaktkratern mit Durchmessern bis zu 150 km ein herausragend großer Krater mit einem Durchmesser von ca. 450 km zu erkennen. Dieser Krater hat eine Tiefe von 8 km (in der nebenstehenden Abbildung blau kodiert), seine Wälle sind zusätzlich zwischen 8 km und 14 km hoch, und in seiner Mitte ragt ein Zentralberg 13 km hoch auf (in der Abbildung rot). ^[5]

Oberflächenkarte und geologische Karte von Vesta.

Mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskopes konnte nicht nur die Form und Größe von Vesta bestimmt werden, sondern es konnten auch helle und dunkle Regionen auf der Oberfläche erkannt werden, sogar eine geologische Karte konnte erstellt werden. Die Oberfläche scheint vollständig aus magmatischen Gesteinen zu bestehen. Die in der geologischen Karte grün dargestellten Regionen werden als zu Basalt erstarrte Lavaflüsse interpretiert, und stellen somit Überreste der ursprünglichen Oberfläche von Vesta dar. Die rötlich kodierten Gebiete bestehen vermutlich aus Intrusivgesteinen, die zunächst unter der Oberfläche abkühlten, später aber durch Impakte freigelegt wurden. ^[6]

Die geologische Aktivität von Vesta geht vermutlich auf die beim radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotopes Al²⁶ freigesetzte Wärme zurück, und dürfte bereits vor etwa 4,4 Milliarden Jahren, also relativ kurz nach der Entstehung des Sonnensystems vor etwa 4,55 Milliarden Jahren, wieder zum Erliegen gekommen sein.

Spektroskopische Beobachtungen am Mauna-Kea-Observatorium haben gezeigt, dass auf der Oberfläche von Vesta auch geringe Mengen von Wasser- oder Hydroxid-haltigen Mineralien existieren. Man geht davon aus, dass dieses Material nach dem Abkühlen des Asteroiden beim Einschlag von Kometen oder kohligen Chondriten aufgebracht wurde. ^[7]

Meteoriten und Vestoide

Der Millbillillie-Meteorit: Ein Eukrit, dessen Ursprung auf Vesta vermutet wird.

Vermutlich ist Vesta auch der Mutterkörper der Meteoriten der HED-Gruppe (Howarite, Eukrite, Diogenite), welche eine Untergruppe der Achondrite bilden und die irdischen magmatischen Gesteinen ähnlich sind. Die Verbindung zwischen den HED-Meteoriten und Vesta wurde hergestellt, weil sich die Spektren dieser Meteoriten und des Asteroiden gleichen. Gestützt wird diese Zuordnung durch die Tatsache, dass alle untersuchten HED-Meteoriten ein Alter von 4,4 - 4,5 Milliarden Jahren aufweisen. Der Mutterkörper dieser Meteoriten kühlte also nach der Entstehung des Sonnensystems rasch ab, was auf einen relativ kleinen Himmelskörper hindeutet, und eine Herkunft von größeren Monden oder Planeten ausschließt. ^[8]

Mit Vesta werden auch die Vestoiden in Verbindung gebracht, eine Klasse von kleineren Asteroiden, welche ebenfalls spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta aufweisen und möglicherweise von dieser weggeschlagen wurden. Vermutlich wurden die Vestoiden vor weniger als einer Milliarde Jahren bei jenem Impakt aus der Kruste von Vesta herausgeschlagen, der den oben beschriebenen, großen Krater geformt hat. ^[9] Die Verteilung der Vestoiden erstreckt sich von der Umlaufbahn von Vesta bis hin zu Regionen im Asteroidengürtel, die Störungen durch den Planeten Jupiter unterliegen. So könnten Bruchstücke von Vesta zu Erdbahnkreuzern werden, und auch HED-Meteoriten könnten so in die Nähe der Erde gebracht worden sein. Ob sie direkt von Vesta stammen oder indirekt über einen Vestoiden ist bisher aber noch unklar. ^[10]

Ausblick

Raumsonde Dawn

Vesta ist das erste Ziel der Raumsonde Dawn, die am 27. September 2007 gestartet wurde, und den Asteroiden im Oktober 2011 erreichen soll. Die Raumsonde wird in eine Umlaufbahn um Vesta einschwenken, und den Planetoiden danach mehrere Monate lang erkunden. Danach wird Dawn weiter zu Ceres fliegen. Man verspricht sich von dieser Mission, Vesta und ihre Beziehung zu den Meteoriten besser charakterisieren zu können. Auch ein Vergleich von Vesta zu den kohlenstoffhaltigen Asteroiden im äußeren Asteroidengürtel, die durch den Zwergplaneten Ceres repräsentiert werden, wird möglich sein.

Sichtbarkeit

Hauptartikel: Vestapositionen bis 2017

Siehe auch

• Liste der Asteroiden

Literatur

1. ↑ L. D. Schmadel, Dictionary of Minor Planet Names, Springer Verlag (5. Auflage, 2003), ISBN 3540002383
2. ↑ P. C. Thomas, R. P. Binzel, M. J. Gaffey, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. Wells: Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images in Icarus, Vol. 128, Issue 1, Seiten 88-94 (07/1997) doi:10.1006/icar.1997.5736
3. ↑ G. Michalak: Determination of asteroid masses - I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta in Astronomy and Astrophysics, Vol. 360, Seiten 363-374 (08/2000) [1]
4. ↑ K.Keil, Geological History of Asteroid 4 Vesta: The “Smallest Terrestrial Planet” in Asteroids III, William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, und Richard P. Binzel, (Editoren), Univ. of Arizona Press (2002), ISBN 0816522812
5. ↑ R.P. Binzel, M. J. Gaffey, P. C. Thomas, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. N. Wells: Vesta: Impact Crater Topography from Hubble Space Telescope WFPC2 Images in Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 29, Seite 973 (American Astronomical Society, DPS meeting #29, 1997) [2]
6. ↑ R. P. Binzel, M. J. Gaffey, P. C. Thomas, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. N. Wells: Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images in Icarus, Vol. 128, Issue 1, Seiten 95-103 (07/1997) doi:10.1006/icar.1997.5734
7. ↑ S. Hasegawa, K. Murakawa, M. Ishiguro, H. Nonaka, N. Takato, C. J. Davis, M. Ueno, T. Hiroi: Evidence of hydrated and/or hydroxylated minerals on the surface of asteroid 4 Vesta in Geophysical Research Letters, Vol. 30, Issue 21 (11/2003) doi:10.1029/2003GL018627
8. ↑ H. Y. Mc. Sween: Meteorites and Their Parent Planets, Cambridge University Press, (2. Auflage, 1999), ISBN 0521583039
9. ↑ E. Asphaug: Impact origin of the Vesta family in Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, No. 6, Seiten 965-980 (11/1997) [3]
10. ↑ F. Migliorini, A. Morbidelli, V. Zappala, B. J. Gladman, M. E. Bailey, A. Cellino: Vesta fragments from v6 and 3:1 resonances: Implications for V-type NEAs and HED meteorites in Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, No. 6, Seiten 903-916 (11/1997) [4]

Weblinks

• Bahndaten von Vesta (Englisch)
• When Did the Asteroids Become Minor Planets? (Englisch)