(4) Vesta — Wikipédia

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(4) Vesta ⚶
Description de cette image, également commentée ci-après
Vesta, vu par Dawn en orbite.
Caractéristiques orbitales
Époque
(JJ 2454200.5)[1]
Établi sur 9 451 observ. couvrant 25743 jours (U = 0)
Demi-grand axe (a) 353 343 894 km[1]
(2,361 956 ua)
Périhélie (q) 321 767 047 km
(2,150 878 ua)
Aphélie (Q) 384 920 740 km[1]
(2,573 034 ua)
Excentricité (e) 0,089 366[1]
Période de révolution (Prév) 1 325,886 052 j[1]
(3,63 a)
Vitesse orbitale moyenne (vorb) 19,34 km/s[réf. nécessaire]
Inclinaison (i) 7,133 798°[1]
Longitude du nœud ascendant (Ω) 103,918 380°[1]
Argument du périhélie (ω) 150,180 148°[1]
Anomalie moyenne (M0) 341,592 016°
Catégorie Astéroïde de la ceinture principale
Caractéristiques physiques
Dimensions (560 × 544 × 454) ± 24 km[2]
Masse (m) 2,7 × 1020 kg[3],[4]
Masse volumique (ρ) (3 700 ± 300) kg/m3[4]
Gravité équatoriale à la surface (g) 0,22 m/s2[5]
Vitesse de libération (vlib) 0,35 km/s[5]
Période de rotation (Prot) 0,222 6 j[1]
(5,342 h)
Classification spectrale Astéroïde de type V[6]
Magnitude absolue (H) 3,20[1]
Albédo (A) 0,422 8[1]

Découverte
Date
Découvert par H. W. Olbers
Nommé d'après Vesta (déesse romaine)
Désignation A807 FA

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(4) Vesta est un astéroïde de la ceinture principale. Il fut le quatrième astéroïde découvert, le par Heinrich Olbers, et porte le nom de la déesse romaine Vesta.

Orbite de (4) Vesta.

Avec un diamètre moyen d'environ 530 km, Vesta est le deuxième plus gros astéroïde de la ceinture principale (après Cérès) et contribue pour 9 % de la masse totale de celle-ci. Ses dimensions ont pu en faire un candidat au statut de planète naine. Vesta a perdu environ 1 % de sa masse lors du choc avec un autre astéroïde il y a moins d'un milliard d'années[7] ; plusieurs des fragments en résultant ont frappé la Terre sous forme de météorites et constituent une source importante de connaissances sur la composition de l'astéroïde[8]. Vesta est également l'astéroïde le plus brillant, suffisamment pour être discernable à l'œil nu à certains moments.

Dénomination[modifier | modifier le code]

Vesta est nommé d'après la déesse romaine Vesta, protectrice des foyers, et aurait été suggéré à Olbers par Gauss.

La désignation des planètes mineures implique de donner aux corps dont l'orbite est connue avec certitude un numéro définitif. Le numéro 4[9] fut donc attribué rétrospectivement à Vesta puisqu'elle est le quatrième membre découvert de la ceinture d'astéroïdes. Sa désignation scientifique officielle complète est donc (4) Vesta[10], ou éventuellement 4 Vesta.

Histoire[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

Vesta fut découverte le par l'astronome allemand Heinrich Olbers, qui avait également découvert Pallas en 1802. Vesta était le quatrième astéroïde à avoir été observé, après Cérès en 1801, Pallas en 1802 et Junon en 1803.

Après la découverte de Vesta, aucun autre astéroïde ne fut découvert pendant 38 ans jusqu'à la découverte d'Astrée en 1845. Pendant cette période, les quatre astéroïdes furent considérés comme des planètes et chacun possédait son propre symbole astronomique. Vesta était originellement représenté par un foyer stylisé  ; d'autres formes employées furent et , et plus tard . La forme moderne est ⚶.

Exploration[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Dawn (sonde spatiale).

La première mission spatiale dédiée à Vesta est la sonde Dawn de la NASA. Lancée le , elle s'est placée en orbite autour de Vesta le . Après la sonde Near-Shoemaker autour de l'astéroïde (433) Éros, Dawn est la deuxième sonde spatiale à entrer en orbite autour d'un astéroïde et la première à en repartir. Le samedi , Dawn a transmis un signal à un laboratoire de la NASA situé à Pasadena en Californie, le Jet Propulsion Laboratory (JPL), confirmant qu'elle était dans l'orbite de Vesta, à environ 188 millions de kilomètres de la Terre. Ensuite, la sonde s'est positionnée sur l'orbite qu'elle visait et s'est satellisée pour étudier de près sa cible[11].

Puis le , elle est partie pour se diriger vers Cérès[12].

Orbite et rotation[modifier | modifier le code]

Vesta orbite à l'intérieur de la ceinture d'astéroïdes principale, avec un demi-grand axe de 2,36 ua, sur une orbite très peu excentrique (0,089) et légèrement inclinée (7,13°).

La rotation de Vesta est relativement rapide pour un astéroïde (5,342 h) et dans le sens direct, son pôle Nord pointant[13] vers l'ascension droite 20h 23m et la déclinaison 41°, avec une incertitude de 3°. L'étoile polaire Nord de Vesta est Sadr, située dans la constellation du Cygne, qui se trouve à environ un degré du pôle céleste (et aux incertitudes de mesure près). Cela lui confère une inclinaison de son axe de 29°[2].

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Masse et dimensions[modifier | modifier le code]

Vesta et Cérès comparés à la Lune.

Vesta est le deuxième astéroïde de la ceinture en matière de masse (après Cérès et avant Pallas), avec 2,7 × 1020 kg[3] (soit 270 millions de milliards de tonnes). Son volume semble similaire à celui de Pallas (aux marges d'erreur près), mais sa masse volumique est plus importante.

La forme de Vesta est proche de celle d'un ellipsoïde oblong en équilibre gravitationnel[2], mesurant presque 580 km dans sa plus grande longueur et 460 km dans sa plus petite, mais la concavité importante située à son pôle, ainsi que son piton central[Quoi ?], n'ont pas permis de déterminer s'il est en équilibre hydrostatique, condition nécessaire pour le considérer comme planète naine.

Géologie[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Liste des formations géologiques de (4) Vesta.

Quelques caractéristiques de la surface de Vesta ont été résolues à l'aide du télescope spatial Hubble et de certains télescopes terrestres, comme les télescopes Keck.

Cratère Rheasilvia[modifier | modifier le code]

La caractéristique prééminente est un énorme cratère de 505 km de diamètre centré près du pôle sud de l'astéroïde[2], atteignant 90 % du diamètre de Vesta. L'équipe scientifique de la sonde spatiale Dawn l'a baptisé Rheasilvia, en l'honneur de Rhéa Silvia, mère de Romulus et Remus et célèbre vestale. Le plancher de ce cratère est situé à 13 km en dessous du terrain avoisinant et son bord entre 4 et 12 km au-dessus, pour une hauteur totale du cratère de 25 km. Un pic central s'élève à 18 km au-dessus du plancher du cratère. On estime que le choc responsable a excavé environ 1 % du volume total de Vesta et a probablement produit les astéroïdes de la famille de Vesta, ainsi que ceux de type V. Si c'est le cas, le fait que des fragments de 10 km de long ont survécu jusqu'à notre époque indique que le cratère est tout au plus vieux d'un milliard d'années[7]. Il serait également le site d'origine des météorites HED. En fait, tous les astéroïdes connus de type V ne regroupent qu'environ 6 % du volume éjecté, le reste étant constitué de petits fragments, éjectés par la lacune de Kirkwood 3:1 proche ou perturbés par l'effet Yarkovsky ou la pression de radiation solaire. Les analyses spectroscopiques des images d'Hubble[7] ont indiqué que le cratère a pénétré plusieurs couches de la croûte de Vesta, peut-être jusqu'au manteau, comme l'indique la signature spectrale de l'olivine. De façon intéressante, Vesta ne fut pas totalement fragmenté par un tel choc.

La surface de Vesta présente également plusieurs autres cratères d'environ 150 km de large et 7 km de profondeur. Une zone d'albédo sombre de 200 km de long a été nommée (de façon informelle) Olbers en hommage au découvreur de l'astéroïde ; cette région n'apparaît pas sur les cartes en altitude comme le ferait un cratère et sa nature est indéterminée, peut-être un ancien épanchement basaltique[14]. Elle sert de point de référence : le méridien origine, définissant la longitude 0°, passe en son centre.

Les hémisphères occidentaux et orientaux présentent des terrains nettement différents. Selon les analyses spectrales préliminaires des images d'Hubble[7], l'hémisphère oriental semble être constitué de régolithe ancien, de hauts-plateaux fortement cratérisés et à albédo élevé, avec des cratères pénétrant les couches plutoniques de la croûte. L'hémisphère occidental, quant à lui, présente de grandes régions constituées d'unités géologiques sombres dont on pense qu'il s'agit de basaltes, peut-être des analogues des maria lunaires.

  • Terrain ancien, très cratérisé.
    Terrain ancien, très cratérisé.
  • Le pôle Sud de Vesta, montrant l'extension du cratère Rheasilvia.
    Le pôle Sud de Vesta, montrant l'extension du cratère Rheasilvia.

« Bonhomme de neige »[modifier | modifier le code]

Le « bonhomme de neige » est un ensemble de 3 cratères tangents par ordre de taille rappelant un bonhomme de neige.

  • « Bonhomme de neige », photographiés par Dawn en 2011, depuis une altitude de 5 200 km, en 2011.
    « Bonhomme de neige », photographiés par Dawn en 2011, depuis une altitude de 5 200 km, en 2011.
  • Image du 6 août 2011.
    Image du .
  • Images détaillées de la formation.
    Images détaillées de la formation.

Zone équatoriale sud[modifier | modifier le code]

La région équatoriale sud de Vesta est caractérisée par une série de sillons concentriques. Ils sont possiblement des fractures de compression provoquées au moment de l'impact qui a créé le cratère Rheasilvia.

Une vue détaillée de la zone équatoriale sud.
  • Diagramme des altitudes de Vesta, vu du sud-est, mettant en évidence le cratère à son pôle Sud. Déterminées par le télescope spatial Hubble en mai 1996.
    Diagramme des altitudes de Vesta, vu du sud-est, mettant en évidence le cratère à son pôle Sud. Déterminées par le télescope spatial Hubble en .
  • Carte des altitudes de Vesta, déterminées par le télescope spatial Hubble en mai 1996.
    Carte des altitudes de Vesta, déterminées par le télescope spatial Hubble en .

Activité géologique[modifier | modifier le code]

Les météorites HED, dont on pense qu'elles proviennent de Vesta, sont des roches magmatiques, et parmi elles les eucrites sont des laves (ou parfois des roches hypovolcaniques) : Vesta est un astéroïde différencié, qui a connu une période de magmatisme et de volcanisme.

Les eucrites les plus jeunes ont un âge de cristallisation d'environ 4,53 Ga : cet âge marque sans doute la fin de l'activité magmatique dans la croûte supérieure de Vesta. Les données paléomagnétiques montrent qu'à cette époque, environ 35 Ma après son accrétion, Vesta avait encore une dynamo active[15].

Composition interne[modifier | modifier le code]

Vesta possède une structure différenciée : en brun, le noyau métallique ; en vert, le manteau rocheux ; en gris, la croûte.

Vesta possède une structure différenciée et serait constitué d'un noyau métallique de nickel et de fer, d'un manteau rocheux d'olivine et d'une croûte. Une chronologie possible de sa formation est la suivante[16],[17],[18] :

  • accrétion terminée après 2 à 3 millions d'années ;
  • fusion complète ou presque complète à la suite de la désintégration radioactive de l'aluminium 26, conduisant à la séparation du noyau métallique en 4 à 5 millions d'années ;
  • cristallisation progressive du manteau en fusion et en convection. La convection s'arrêta lorsque environ 80 % du matériau fut cristallisé, après 6 à 7 millions d'années ;
  • extrusion du matériau fondu restant pour former la croûte, soit par laves basaltiques lors d'éruptions successives, soit lors de la formation d'un éphémère océan de magma ;
  • cristallisation des couches internes de la croûte pour former des roches plutoniques, tandis que les basaltes plus anciens subissent un métamorphisme à cause de la pression exercée par les nouvelles couches de surface ;
  • lent refroidissement de l'intérieur de l'astéroïde.

Vesta est le seul grand astéroïde connu à avoir été resurfacé de cette manière. Cependant, l'existence de météorites de fer et d'achondrites sans objet parent identifié indique qu'il y a eu d'autres planétésimaux ayant subi une telle différenciation avant d'être brisés par des chocs avec d'autres astéroïdes.

La croûte de Vesta serait constituée ainsi, depuis la surface[19] de :

Sur la base de la taille des astéroïdes de type V (supposés être des fragments de la croûte de Vesta, éjectés lors de chocs avec d'autres astéroïdes) et la profondeur du cratère polaire, la profondeur de la croûte est estimée à 10 km. Les données relevées par la sonde Dawn ont permis de confirmer que la géologie de l'astéroïde est complexe : il s'agit bien d'un corps différencié, avec un noyau dense de nickel et de fer dont le diamètre serait compris entre 214 et 226 km (le diamètre de Vesta est de 530 km), un manteau et une croûte.

Fragments[modifier | modifier le code]

Articles détaillés : Famille de Vesta et Météorite HED.

Divers objets du Système solaire sont probablement des fragments de Vesta arrachés lors de collisions, comme les vestoïdes (astéroïdes de la famille de Vesta) ou les météorites HED. Il a été établi que l'astéroïde de type V (1929) Kollaa possède une composition similaire à un amoncellement de météorites de type eucrite, indiquant une origine située loin à l'intérieur de la croûte de Vesta[8].

Puisque plusieurs météorites seraient des fragments de Vesta, cet astéroïde est l'un des six objets du Système solaire dont on possède des échantillons identifiés, les autres étant Mars, la Lune, la comète Wild 2, l’astéroïde Itokawa et bien sûr la Terre.

Visibilité[modifier | modifier le code]

Magnitude de Vesta de 2007 à 2017, comparée à celle d'Uranus.
Vesta, observé à San Francisco le 15 juin 2007.

Étant l'un des plus grands objets de la ceinture d'astéroïdes et possédant une surface inhabituellement brillante, Vesta est l'astéroïde le plus brillant et est parfois visible à l'œil nu sur Terre depuis des endroits dénués de pollution lumineuse. En mai et , Vesta atteint la magnitude apparente +5,4, la plus brillante depuis 1989[20]. À cette époque, l'opposition et le périhélie n'étaient séparés que de quelques semaines.

Lors d'oppositions moins favorables, Vesta atteint tout de même la magnitude +7,0 ; en conjonction, sa magnitude tourne autour de +8,5. Ainsi, depuis une région sans pollution lumineuse, Vesta est constamment observable avec des jumelles[21].

En , Vesta passe à moins de 1° à l'ouest (à gauche) d'Alpha Piscium. Affichant une magnitude de +6,5, il est facilement localisable avec une lunette de 60 mm avec un grossissement de 30 à 50 fois.

La position de Vesta l'amène épisodiquement à être plus brillante qu'Uranus (en tirets sur la courbe ci-contre). Les dernières oppositions passant sous la magnitude +6 ont eu lieu en juin- et .

Vesta dans la culture[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g h i j et k (en) « 4 Vesta », JPL Small-Body Database Browser (consulté le ).
  2. ↑ a b c et d (en) Thomas, Peter C.; Binzel, Richard P.; Gaffey, Michael J.; Zellner, Benjamin H.; Storrs, Alex D.; Wells, Eddie, « Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images », Icarus, vol. 128, no 1,‎ , p. 88-94 (DOI 10.1006/icar.1997.5736, résumé).
  3. ↑ a et b (en) Pitjeva, E. V., « Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers », COSPAR Scientific Assembly, vol. 35,‎ , p. 2014 (résumé).
  4. ↑ a et b (en) Michalak, G., « Determination of asteroid masses --- I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta », Astronomy and Astrophysics, vol. 360,‎ , p. 363-374 (résumé).
  5. ↑ a et b Donnée calculée à partir des paramètres connus.
  6. ↑ « Asteroid Taxonomy », NASA - Planetary Data System (consulté le ).
  7. ↑ a b c et d {{Article astronomique langue=en| | auteur=Binzel, Richard P.; Gaffey, Michael J.; Thomas, Peter C.; Zellner, Benjamin H.; Storrs, Alex D.; Wells, Eddie N. | titre=Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images | revue=Icarus | vol=128 | no=1 | pages=95 | année=07/1997 | doi=10.1006/icar.1997.5734 | bibcode=1997Icar..128...95B }}.
  8. ↑ a et b (en) Kelley, Michael S.; Vilas, Faith; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A., « Quantified mineralogical evidence for a common origin of 1929 Kollaa with 4 Vesta and the HED meteorites », Icarus, vol. 165, no 1,‎ , p. 215 (DOI 10.1016/S0019-1035(03)00149-0, résumé).
  9. ↑ (en) J. L. Hilton, « Discovery of the Asteroids », U.S. Naval Observatory (consulté le ).
  10. ↑ (en) « (4) Vesta », Minor Planet Center (consulté le ).
  11. ↑ « Le détail de la mission de Dawn », NASA.
  12. ↑ « Dawn », The Planetary Society (consulté le ).
  13. ↑ (en) B. A. Archinal, M. F. A’Hearn, E. Bowell, A. Conrad, G. J. Consolmagno, R. Courtin, T. Fukushima, D. Hestroffer, J. L. Hilton and G. A. Krasinsky, et al., « Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements », Celestial Mechanics and Dynamical Astronom, vol. 109, no 2,‎ , p. 101-135 (DOI 10.1007/s10569-010-9320-4).
  14. ↑ (en) Zellner, Benjamin H.; Albrecht, Rudolph; Binzel, Richard P.; Gaffey, Michael J.; Thomas, Peter C.; Storrs, Alex D.; Wells, Eddie N., « Hubble Space Telescope Images of Asteroid Vesta in 1994 », Icarus, vol. 128, no 1,‎ , p. 83 (DOI 10.1006/icar.1997.5735, résumé).
  15. ↑ (en) F. Jourdan, L. Forman, T. Kennedy, G. K. Benedix, E. Eroglu et C. Mayers, « End of magmatism in the upper crust of asteroid 4 Vesta », Meteoritics & Planetary Science, vol. 56, no 3,‎ , p. 619-641 (DOI 10.1111/maps.13640).
  16. ↑ (en) Ghosh, Amitabha; McSween, Harry Y., « A Thermal Model for the Differentiation of Asteroid 4 Vesta, Based on Radiogenic Heating », Icarus, vol. 134, no 2,‎ , p. 187-206 (DOI 10.1006/icar.1998.5956, résumé).
  17. ↑ (en) Righter, Kevin; Drake, Michael J., « A magma ocean on Vesta: Core formation and petrogenesis of eucrites and diogenites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 32, no 6,‎ , p. 929-944 (résumé).
  18. ↑ (en) Drake, Michael J., « The eucrite/Vesta story », Meteoritics & Planetary Science, vol. 36, no 4,‎ , p. 501-513 (résumé).
  19. ↑ (en) Takeda, Hiroshi, « Mineralogical records of early planetary processes on the HED parent body with reference to Vesta », Meteoritics & Planetary Science, vol. 32, no 6,‎ , p. 841-853 (résumé).
  20. ↑ (en) Bryant, Greg, « See Vesta at Its Brightest! », Sky & Telescope (consulté le ).
  21. ↑ (en) Andrew James, « Vesta », sur Southern Astronomical Delights (consulté le ).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]


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