Vesta (planetka)

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)

Aktuální verze z 12. 5. 2013, 00:58

Snímek z oběžné dráhy sondy Dawn (červen 2011)

(4) Vesta je planetka obíhající v hlavním pásu planetek a je co do rozměru třetím největším tělesem této kategorie, co se týče hmotnosti dokonce druhým nejhmotnějším. Jako jediná z planetek může být za mimořádně příznivých okolností viditelná na noční obloze pouhým okem. Podle charakteru oběžné dráhy patří do skupiny I v hlavním pásu. Současně je mateřským tělesem rodiny vestoidů.

Obsah

1 Historie
2 Popis objektu
- 2.1 Vzhled planetky
- 2.2 Geologie planetky
3 Průzkum planetky
4 Původ jména
5 Související články
6 Literatura
7 Externí odkazy

Historie

Planetku objevil 29. března 1807 v Brémách německý astronom Heinrich Wilhelm Olbers. V té době byla ještě považována za planetu a dostala dokonce i grafický symbol (viz vlevo). Ani objev další planetky (5) Astraea o 38 let později na tom nic nezměnil; teprve v 50. letech 19. století, kdy objevů planetek kvapem přibývalo, začala být spolu s ostatními podobnými tělesy považována za pouhou planetku.

Popis objektu

Srovnání velikosti Měsíce s prvními deseti planetkami. Vesta je čtvrtá zleva.

Planetka Vesta patří vzhledem ke své velikosti a relativní blízkosti k Zemi k nejlépe prozkoumaným objektům pásu planetek. Na rozdíl od většiny planetek má velmi vysoké albedo (0,423), což způsobuje, že při blízké opozici, kdy se může přiblížit k Zemi až na 1,14 astronomických jednotek (AU), může dosáhnout maximální možné zdánlivé hvězdné velikosti 5,5^m. Díky tomu je výjimečně na hranici viditelnosti pouhým okem.

Co do velikosti a hmotnosti je největší planetkou ve vnitřní části hlavního pásu planetek, mezi drahou Marsu a Kirkwoodovou mezerou ve vzdálenosti 2,50 AU od Slunce.

Vesta rotuje poměrně rychle kolem své osy; rotační perioda je 5 h 20 min 31 s.

Vzhled planetky

Tvarově se díky rozměrům a hmotnosti dostala do isostáze a její tvar se blíží trojosému elipsoidu. Její rozměry a tvar byly v minulosti zjišťovány na základě zákrytů hvězd tímto tělesem. Podrobné znalosti o vzhledu, včetně rozlišení povrchových útvarů, přinesly až Hubbleův vesmírný dalekohled a nejmodernější pozemní dalekohledy, jako např. Keckův dalekohled na Havajských ostrovech.

Výškový profil Vesty při pohledu od jižního pólu. Černá = nejnižší, bílá = nejvyšší (HST, 1996)

Nejdéle známým útvarem na povrchu Vesty je velká tmavá oblast o velikosti přibližně 200 km, lišicí se od svého okolí významně nižší albedem. Byla na počest objevitele planetky nazvána Olbers. Její geometrický střed slouží jako referenční bod počátku vestografických souřadnic (0º vestografické délky).

Nejvýznamnějším povrchovým útvarem však je velký kráter o průměru 460 km poblíže jižního pólu planetky; jeho průměr tedy představuje asi 80 % rozměru Vesty. Jeho dno se nachází asi 13 km pod úrovní okolního terénu, zatímco jeho valy okolí převyšují o 4 až 12 , tedy maximální převýšení činí až 25 km. Středový vrcholek se tyčí do výše 18 km nad dnem kráteru. Vzhledem k tomu, že nebyl dopady meteoroidů výrazně pozměněn, odhaduje se, že není starší ne 1 miliarda let. Dopad tělesa, kterým byl kráter vytvořen, vymrštil do prostoru asi 1 % materiálu Vesty. Tyto horniny se staly materiálem, z něhož vznikla tělesa Vestiny rodiny, zvané vestoidy a meteoroidy, které na Zemi známe jako HED meteority. Díky jejich analýze máme dobré znalosti o chemii, mineralogii a geologii Vesty. Na povrchu planetky byla identifikována řada dalších kráterů o průměru kolem 150 km a hloubce až 7 km.

Polokoule Vesty se od sebe podstatně liší. Z analýzy snímků, pořízených Hubbleovým kosmickým dalekohledem vyplývá, že východní polokoule je pokryta světlejším materiálem, regolitem a vykazuje velké množství kráterů, zasahujících do hlubších vrstev vyvřelých hornin; jistým způsobem je obdobou „horských“ oblastí na našem Měsíci. Západní polokoule má nižší albedo a připomíná měsíční „moře“; je pravděpodobně tvořena výlevnými bazalty.

Geologie planetky

Výšková mapa Vesty (HST, 1996)

Předpokládá se, že Vesta má díky proběhlé diferenciaci kovové jádro ze železa a niklu, ukryté v olivínovém plášti. Nejvyšší vrstvu tvoří povrchová kůra, kterou směrem do hloubky tvoří čtyři základní vrstvy:

litifikovaný (zpevněný) regolit, z něhož pocházejí howardity a brekciové eukrity. Podle japonských astronomů jsou v regolitu obsaženy i hydratované nebo hydroxylované minerály;
bazaltové lávové výlevy, z nichž pocházejí nekumulované eukrity;
plutonické horniny vzniklé z magmatu tvořené pyroxeny, pigeonity a plagioklasy, z nichž pocházejí kumulované eukrity;
plutonické horniny, bohaté na ortopyroxeny ve velkých zrnech, z nichž pocházejí diogenity.

Podle nejnovějších teorií vývoj Vesty, zahájený před 4,75 miliardami let, pravděpodobně probíhal následujícím způsobem:

vznik Vesty akrecí byl ukončen během prvních 2 až 3 milionů let její existence;
úplné, nebo téměř úplné roztavení nitra planetky v důsledku tepla vznikajícího radioaktivním rozpadem ²⁶Al, vedoucí k oddělení a vzniku kovového jádra, v době 4 až 5 milionů let po vzniku planetky;
postupná krystalizace hornin v roztaveném plášti se silnými konvektivními proudy; konvekce (proudění) ustala, když asi 80 % materiálu zkrystalizovalo asi 6 až 7 mil. let po vzniku Vesty;

Spektrální (nahoře) a albedová mapa Vesty (HST, 1994)

extruze (vytlačení) vzhůru zbylého roztaveného materiálu, který vytvořil kůru planetky a to buď formou postupných erupcí bazaltové lávy, nebo krátkodobým vytvořením magmatického oceánu;
vznik plutonických hornin krystalizací spodních vrstev kůry; starší bazalty metamorfovaly v důsledku tlaku nově vytvořených vyšších vrstev hornin;
postupné chladnutí nitra planetky.

Zdá se, že Vesta je jedinou planetkou, u níž proběhla tato diferenciace a která se dožila současné doby. Existence sideritů (kovových meteoritů) a achondritů však dokazuje, že musely existovat i jiné planetky, u nichž proběhla podobná diferenciace, ale ty byly následnými srážkami zničeny.

Díky výjimečně vysokému albedu a přítomnosti pyroxenu na jejím povrchu je hlavním představitelem planetek chemické klasifikace třídy V.

Průzkum planetky

The media player is loading... Prehravac se nahrava...

NASA – návštěva sondy Dawn u Vesty

Sonda Dawn s Vestou a Cererou
(představa umělce)

Vesta dosud nebyla zblízka zkoumána žádnou pozemskou sondou. 27. září 2007 k ní odstartovala sonda Dawn, která by k planetce měla dorazit v září 2011. Po umístění sondy na oběžné dráze proběhne přibližně roční sledování tělesa, poté se Dawn vydá na průzkum dalšího cíle – trpasličí planety Ceres.

Původ jména

Planetka byla pojmenována podle římské bohyně Vesty, ochránkyně ctnosti, čistoty a domácího krbu. Vesta byla také sestrou Cerery podle níž byla pojmenována první z objevených planetek, (1) Ceres. Na žádost objevitele jméno vybral významný německý matematik C. F. Gauss, který vypracoval matematickou metodu, umožňující stanovit elementy dráhy z menšího počtu pozorování, což bylo důležité právě v případě nově objevených planetek.

Související články

Seznam planetek 1-250

Literatura

KLECZEK, Josip: Velká encyklopedie vesmíru. Praha: Academia, 2002. S. 535. ISBN 80-200-0906-X
SCHMADEL, L. D.: Dictionary of Minor Planet Names, Springer Verlag (5. vyd., 2003), ISBN 3-540-00238-3 (angl.)
THOMAS, P. C. et al.: Impact excavation on asteroid 4 Vesta: Hubble Space Telescope results, Science, Vol. 277, s. 1492 (1997). (angl.)
THOMAS, P. C. et al.: Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images, Icarus, Vol. 128, s. 88 (1997). (angl.)
GHOSH, A., McSWEEN, H. Y.: A Thermal Model for the Differentiation of Asteroid 4 Vesta, Based on Radiogenic Heating, Icarus, Vol. 134, p. 187 (1998). (angl.)
RIGHTER, K., DRAKE, M. J.: A magma ocean on Vesta: Core formation and petrogenesis of eucrites and diogenites, Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, s. 929 (1997). (angl.)
DRAKE, M. J.: The eucrite/Vesta story, Meteoritics & Planetary Science, Vol. 36, s. 501 (2001). (angl.)
TAKEDA, H. Mineralogical records of early planetary processes on the HED parent body with reference to Vesta, Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, s. 841 (1997). (angl.)
MICHALAK, G.: Determination of asteroid masses - I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta Astronomy and Astrophysics, Vol. 360, s. 363-374 (08/2000). (angl.)
BINZEL, R. P. et al.: Vesta: Impact Crater Topography from Hubble Space Telescope WFPC2 Images, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 29, s. 973 (American Astronomical Society, DPS meeting #29, 1997). (angl.)
BINZEL, R. P. et al.: Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images, Icarus, Vol. 128, s. 95 (1997). (angl.)
ZELLNER, B. J. et al.: Hubble Space Telescope Images of Asteroid Vesta in 1994, Icarus, Vol. 128, s. 83 (1997). (angl.)
KELLEY, M. S. et al.: Quantified mineralogical evidence for a common origin of 1929 Kollaa with 4 Vesta and the HED meteorites, Icarus, Vol. 165, s. 215 (2003). (angl.)
KEIL, K.: Geological History of Asteroid 4 Vesta: The Smallest Terrestrial Planet in Asteroids III, William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, and Richard P. Binzel, (Eds), Univ. of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2 (angl.)
HASEGAWA, S. et al.: Evidence of hydrated and/or hydroxylated minerals on the surface of asteroid 4 Vesta, Geophysical Research Letters, Vol. 30, č. 21 (11/2003) (angl.)
McSWEEN, H. Y.: Meteorites and Their Parent Planets, Cambridge University Press, (2. vyd., 1999), ISBN 0-521-58303-9(angl.)
ASPHAUG, E.: Impact origin of the Vesta family, Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, č. 6, s. 965-980 (11/1997) (anglicky)
MIGLIORINI, F. et al: Vesta fragments from v6 and 3:1 resonances: Implications for V-type NEAs and HED meteorites, Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, č. 6, s. 903-916 (11/1997) (anglicky)

Externí odkazy

Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010
Informace o článku. Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. Tento text je dostupný za podmínek Creative Commons 3.0 Unported – creativecommons.org. Originální článek na české Wikipedii