Vesta

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Il pianeta nano Vesta

Vesta o 4 Vesta è un grande asteroide della Fascia principale, il secondo pianetino più massivo della fascia di asteroidi, con un diametro medio pari a circa 530 chilometri e una massa stimata pari al 12% di quella dell'intera fascia. Le sue dimensioni e la sua superficie insolitamente brillante fanno di Vesta l'asteroide in assoluto più luminoso e talvolta l'unico visibile a occhio nudo dalla Terra (oltre a 1 Ceres, in circostanze visive eccezionali). È anche quello più studiato, grazie alla disponibilità di campioni di roccia sotto forma di meteoriti HED.

Indice

Scoperta

Vesta fu scoperto dall'astronomo tedesco Heinrich Wilhelm Olbers il 29 marzo 1807, dall'osservatorio privato situato al piano superiore della sua casa a Brema (Germania), mentre transitava nella costellazione della Balena. Olbers concesse al grande matematico Carl Friedrich Gauss il piacere di scegliere il nome per il nuovo asteroide, che fu battezzato così in onore della dea romana Vesta.

Dopo la scoperta di Vesta, nessun altro asteroide fu scoperto per 38 anni; il successivo fu 5 Astraea, individuato solo nel 1845. Durante questo tempo, i quattro asteroidi conosciuti furono considerati veri e propri pianeti e fu assegnato a ciascuno di loro un proprio simbolo planetario.

Caratteristiche fisiche

Modello 3D di Vesta

Vesta è il secondo asteroide in ordine di grandezza e il più grande nella Fascia principale interna, situata all'interno della lacuna di Kirkwood a 2,50 AU. Possiede un volume pari a quello di 2 Pallas, ma con una massa significativamente maggiore.

La forma di Vesta sembra essere quella di uno sferoide oblato stabile compresso gravitazionalmente, o "corpo planetario".

La sua rotazione è prograda ed è molto veloce per un asteroide (periodo di rotazione pari a 5,342 ore), con il polo nord che punta in direzione della costellazione del Cigno, ascensione retta 20 h 32 min, declinazione +48° con un'incertezza di circa 10°. Questo comporta un'inclinazione assiale di 29°.

Le temperature sulla sua superficie oscillano in un intervallo compreso fra circa -20 °C con il Sole allo zenit, e circa -190 °C al polo invernale. Tipiche temperature diurne e notturne sono rispettivamente -60 °C e -130 °C. Questa stima era valida per il 6 maggio 1996, in un punto molto vicino al perielio, mentre i dati possono variare di molto con le stagioni.

Geologia

Caso unico fra tutti gli asteroidi, esiste una vasta collezione di campioni di Vesta accessibile agli scienziati sotto forma di olte 200 meteoriti HED. Ciò ha permesso la comprensione della struttura e della storia geologica di questo pianetino.

Agli albori del sistema solare, Vesta era abbastanza caldo da fondere al proprio interno. Questo ha permesso la differenziazione dell'asteroide. Si suppone che Vesta possieda una struttura scalare: un nucleo planetario metallico di ferro e nickel, un mantello roccioso sovrastante di olivina e una crosta superficiale di roccia basaltica.

Dall'apparizione delle inclusioni ricche di calcio e alluminio (la prima materia solida nel Sistema solare, formatasi circa 4570 milioni di anni fa), un'ipotetica timeline è la seguente:

Schema topografico di 4 Vesta visto da sud-est, che mostra il cratere situato al polo sud, come determinato dalle immagini riprese dall'Hubble Space Telescope nel maggio 1996.

Vesta risulta essere l'unico asteroide intatto la cui superficie abbia subito tali processi geologici, ed è quindi anche l'unico a subire una differenziazione planetaria. Tuttavia, la presenza di classi di meteoriti ferrose e acondritiche senza corpi progenitori idenficati indica che originariamente potevano esserci diversi planetesimi differenziati con processi magmatici. Questi corpi si sarebbero frantumati per impatto in famiglie di asteroidi più piccole durante le fasi caotiche dei primi tempi. Si pensa che gli asteroidi ferrosi provengano dai nuclei di tali corpi, gli asteroidi rocciosi dai mantelli e dalle croste.

Si ipotizza che la crosta di Vesta sia composta da (in ordine crescente di profondità):

In base alle dimensioni degli asteroidi di tipo V (che si pensa siano frammenti della crosta di Vesta espulsi in seguito a un enorme impatto) e alla profondità del cratere al polo sud (vedi sotto), si suppone che la crosta sia spessa approssimativamente 10 chilometri.

Caratteristiche superficiali

Mappa topografica di 4 Vesta, come determinata dalle immagini dell'Hubble Space Telescope riprese nel maggio 1996.

Alcune caratteristiche della superficie di Vesta sono state risolte utilizzando il Telescopio Spaziale Hubble e telescopi terrestri, come ad esempio l'Osservatorio Keck.

La caratteristica superficiale più prominente, individuata dal Telescopio Spaziale Hubble nel 1996, è un enorme cratere con un diametro pari a 460 chilometri situato vicino al polo sud dell'asteroide. La sua larghezza è pari all'80% dell'intero diametro di Vesta. Il fondo di questo cratere si trova a circa 13 km sotto il livello superficiale e il suo bordo si eleva di 4-12 chilometri sopra il terreno circostante, con un rilievo superficiale totale di circa 25 chilometri. Un picco centrale si innalza per 18 chilometri dal fondo del cratere. Si è stimato che nell'impatto generatore sia stato asportato circa l'1% dell'intero volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia di asteroidi Vesta e gli asteroidi di tipo V siano i prodotti di questa collisione. Se questo è vero, allora il fatto che siano sopravvissuti al bombardamento fino a oggi frammenti di 10 km appartenenti alle suddette classi indica che il cratere ha soltanto un miliardo di anni di età o meno. Inoltre sarebbe il sito d'origine delle meteoriti HED. Infatti, mettendo insieme tutti gli asteroidi di tipo V conosciuti, si arriverebbe soltanto a circa il 6% del volume asportato, con il resto presumibilmente ridotto in piccoli frammenti, sparpagliati nell'avvicinamento alla lacuna di Kirkwood 3:1, o perturbati dall'effetto Yarkovsky o pressione di radiazione. Alcuni asteroidi della famiglia, come 9969 Braille, sono diventati asteroidi geosecanti (NEO). Analisi spettroscopiche delle immagini riprese dall'Hubble hanno mostrato che questo cratere è penetrato in profondità in diversi strati distinti della crosta e probabilmente ha raggiunto anche il mantello, come indica la presenza di olivina nelle caratteristiche spettrali. È interessante notare che Vesta è rimasto pressoché integro dopo un impatto di tale potenza.

Mappe dello spettro e dell'albedo di 4 Vesta, come determinate dalle immagini dell'Hubble Space Telescope riprese nel novembre 1994.

Sono presenti sulla superficie del pianetino anche diversi altri grandi crateri, larghi 150 km e profondi 7 km. Una zona scura (bassa albedo) con un diametro di 200 km è stata battezzata Olbers in onore dello scopritore di Vesta, ma questa non appare nella mappa topografica come un cratere di recente formazione, e la sua natura è attualmente sconosciuta (si tratta forse di una vecchia superficie basaltica). Questa "macchia" serve da punto di riferimento per definire gli 0° di longitudine; il meridiano fondamentale passa proprio per il suo centro.

Gli emisferi occidentale e orientale mostrano terreni marcatamente differenti. Dalle preliminari analisi spettrali delle immagini del telescopio Hubble, l'emisfero orientale sembra possedere un'elevata albedo, un terreno di antica regolite con altopiani pesantemente craterizzati, e crateri che raggiungono gli strati plutonici più profondi della crosta. D'altra parte, grandi regioni dell'emisfero occidentale sono ricoperte da scuri elementi geologici che si suppone siano basalti superficiali, analoghi forse ai mari lunari.

Ulteriori dettagli

Nel 2001 si è determinato che l'asteroide di tipo V 1929 Kollaa ha una composizione analoga a quella delle meteoriti eucriti cumulate; ciò indica che ha avuto origine negli strati profondi della crosta di Vesta.

Vesta è attualmente uno degli unici quattro corpi identificati del Sistema solare per il quale abbiamo campioni fisici, oltre a Marte, la Luna e la Terra stessa.

La NASA ha approvato una missione chiamata Dawn per visitare Ceres e Vesta; nel 2010-2011 una sonda spaziale entrarà in orbita intorno all'asteroide per nove mesi.

Visibilità dalla Terra

Stazionario, retrogrado Opposizione Distanza dalla
Terra (AU)
Massima
luminosità (mag)
Stationario, progrado Congiunzione con il Sole
19 novembre 2005 6 gennaio 2006 1,55042 6,2 23 febbraio 2006 11 maggio 2005
19 aprile 2007 31 maggio 2007 1,14003 5,4 15 luglio 2007 11 settembre 2006
13 settembre 2008 30 ottobre 2008 1,54136 6,5 20 dicembre 2008 21 febbraio 2008
8 gennaio 2010 18 febbraio 2010 1,40719 6,1 8 aprile 2010 22 giugno 2009
26 giugno 2011 6 agosto 2011 1,22987 5,6 19 settembre 2011 11 novembre 2010
21 ottobre 2012 9 dicembre 2012 1,58942 6,4 28 gennaio 2013 10 aprile 2012
7 marzo 2014 15 aprile 2014 1,21837 5,7 3 giugno 2014 7 agosto 2013
16 agosto 2015 30 settembre 2015 1,43731 6,2 19 novembre 2015 13 gennaio 2015
3 dicembre 2016 19 gennaio 2017 1,51465 6,2 8 marzo 2017 24 maggio 2016
11 maggio 2018 22 giugno 2018 1,14132 5,3 4 agosto 2018 29 settembre 2017
26 settembre 2019 13 novembre 2019 1,57063 6,5 3 gennaio 2020 9 marzo 2019
25 gennaio 2021 6 marzo 2021 1,34751 6,0 24 aprile 2021 6 luglio 2020

Curiosità

Bibliografia

Collegamenti esterni

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