ベスタ（4番小惑星）とは — 直径約530km・肉眼で見える太陽系の明るい小惑星

ベスタは、1807年3月29日、ドイツの天文学者ハインリッヒ・ヴィルヘルム・オルバースによって発見された。オルバースは、著名な数学者であるカール・フリードリヒ・ガウスに、ローマ神話の家庭と炉の女神であるヴェスタにちなんでこの小惑星を命名させた。

1807年にベスタが発見されてから、その後38年間は小惑星が発見されなかった。この間、既知の4つの小惑星は惑星に数えられ、それぞれが独自の惑星記号を持っていました。ヴェスタは通常、様式化された囲炉裏（）で表された。その他のシンボルとしては、「.これらはすべて、オリジナルの .NET を簡略化したものです。

ベスタは、小惑星帯の中で2番目に巨大な天体である。ヴェスタは、表面とは異なる内部構造を持っている。内側メインベルトにあり、距離は約2.50AUです。体積的には2パラスに似ていますが（確定ではありません）、質量はやや大きいです。

ベスタの形状は、自らの重力によって球形に近い形をしているが、大きな凹みや極の塊（後述の「表面の特徴」参照）があるため、IAUで惑星とみなされる基準に合わなかった。いずれにしても、この決議はIAU会員によって否決され、ベスタは今後も小惑星と呼ばれることになる。しかし、ベスタの形状が静力学的平衡によるものであることが説得力を持って明らかになれば、将来的には矮小惑星としてリストアップされる可能性もある。

その自転は小惑星としては速く（5.342時間）、順行性で、北極点は右昇角20時間32分、赤緯+48°の方向を向いており、約10°の不確かさがある。これにより、軸方向の傾きは29°となっている。

地表の気温は、太陽が頭上にあるときは約-20℃で、冬の極地では約-190℃まで下がると考えられています。日中は約-60℃、夜間は約-130℃となる。これは近日点に非常に近い1996年5月6日の推定値であり、詳細は季節によって多少異なる。

Vestaについては、200個以上のHED隕石という科学者が利用可能なサンプルの大規模なコレクションがあり、Vestaの地質学的な歴史や構造を知ることができます。

ベスタは、金属質の鉄ニッケルのコアの上に、岩石質のカンラン石のマントルがあり、表面の地殻があると考えられている。Ca-Alに富む介在物（約4億5,700万年前に形成された太陽系の最初の固体物質）が最初に現れたことから、有力なタイムラインは次のようになる。

• 降着は約200～300万年後に完了。
• Alの²⁶放射性崩壊により完全またはほぼ完全に融解し、約400～500万年後にメタルコアが分離する。
• 対流している溶融マントルの結晶化が進んだもの。対流が停止したのは、物質の約80％が結晶化した約600〜700万年後。
• 残った溶融物を押し出して地殻を形成する。噴火が進むと玄武岩質のラバになるか、あるいは短命なマグマの海を形成する可能性もある。
• 地殻の深い層は結晶化して深成岩を形成し、古い玄武岩は新しい表層の圧力によって変成される。
• ゆっくりとした室内の冷却。

Vestaは、この方法で再浮上した唯一の無傷の小惑星である。しかし、母天体が特定されていない鉄隕石やコンドライト隕石のクラスが存在することは、かつて火成岩の歴史を持つ分化したプラネテスィマルが他にも存在し、それらが衝突によって破壊されたことを示している。

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って、ヴェスティアンの表面の特徴が解明されています。

最も注目すべき表面の特徴は、南極付近にある直径460kmの非常に大きなクレーターです。その幅はベスタの全直径の約80％に相当する。クレーターの底は約13km、縁は4～12kmの高さにあり、表面の凹凸は約25kmです。中央のピークはクレーターの床から18kmの高さにあります。この衝突によって、ベスタの全体積の約1％が吹き飛んだと考えられており、ベスタファミリーと呼ばれる小さな小惑星群は、この衝突の残骸である可能性が高い。そうだとすると、ベスタファミリーの10km程度の破片が現在まで生き残っているということは、このクレーターが約10億年前以下のものであることを意味します。また、HED隕石の本来の起源の場所でもあるだろう。実際には、既知のV型小惑星をすべて合わせても、放出された体積の6％程度にしかならず、残りは小さな破片になっているか、3：1のカークウッドギャップに近づいて放出されたか、放射線の圧力で擾乱されたかのいずれかであると考えられる。ハッブルの画像を分光分析した結果、このクレーターは地殻のいくつかの異なる層を深く貫通しており、カンラン石のスペクトル信号からマントルにも入り込んでいる可能性があることがわかった。興味深いことに、ベスタはこの規模の衝撃によって破壊されたり、再浮上したりしていない。

他にも、幅約150km、深さ約7kmの大きなクレーターがいくつか存在しています。幅約200kmの暗い地形は、ベスタの発見者にちなんでオルバースと名付けられましたが、新鮮なクレーターのように標高図には現れず、その性質は今のところ不明で、おそらく古い玄武岩の表面でしょう。経度0度の本初子午線がその中心を通るように定義されており、基準点となっています。

東半球と西半球では、地形が大きく異なっています。ハッブル宇宙望遠鏡の画像をスペクトル解析した結果、東半球は反射率が高く、クレーターの多い「高地」と呼ばれる地形で、古くて埃っぽい岩石や、地殻の深い深部にあるプルトニック層を探るクレーターが見られます。一方、西半球の大部分は、地表の玄武岩と思われる暗い地質ユニットで占められている。

太陽系のさまざまな小天体は、衝突によって生じたベスタの破片であると考えられています。Vestoid小惑星やHED隕石がその例です。V型小惑星「1929 Kollaa」は、キュムライト・エウクレイト隕石に似た組成を持つことが判明しており、ベスタの地殻の奥深くで生まれたことがわかります。

隕石の中にはベスタの破片と思われるものが多数あるため、ベスタは現在、物理的なサンプルが確認されている、火星、月、ワイルド・2彗星、地球の5つの太陽系天体のうちの1つです。

HEDの隕石の起源を証明

これは、小惑星帯のベスタを10ヶ月間周回した探査機「ドーン」のデータに基づいています。

ベスタは、地球に落下する隕石の約6％を占めるHED隕石の産出地である。これらの隕石には、鉄とマグネシウムを豊富に含む鉱物である輝石が含まれています。これは、Dawnの観測機器が捉えたベスタの表面の鉱物の特徴とぴったり一致しています。

ベスタは、その大きさと表面の明るさから、最も明るい小惑星として知られており、光害のない暗い空では、時折、肉眼で見ることができます。最近では、2007年5月から6月にかけて、1989年以降で最も明るいピーク等級+5.4を記録しました。

当時は、対辺と近日点がわずか数週間しか離れていなかった。おひつじ座とさそり座で見えていました。

北半球の晩秋のあまり良くない対極でも、ベスタは+7.0等くらいになります。また、太陽と重なっていても+8.5等くらいなので、汚染されていない空であれば、対角線付近よりもずっと小さい距離でも双眼鏡で観察することができます。