4 เวสต้า

เวสตา (ชื่อรองดาวเคราะห์ : 4 เวสตา ) เป็นหนึ่งในวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อยโดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย525 กิโลเมตร (326 ไมล์) [9]มันถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์เยอรมันเฮ็นวิลเฮล์แมทเธีย Olbersบน 29 มีนาคม 1807 [7]และเป็นชื่อหลังจากที่เวสต้า , เทพธิดาบริสุทธิ์ของที่บ้านและครอบครัวจากเทพนิยายโรมัน

4 เวสต้า
ภาพสีของ Vesta ถ่ายโดย Dawn
การค้นพบ
ค้นพบโดยไฮน์ริชวิลเฮล์มโอลเบอร์ส
วันที่ค้นพบ29 มีนาคม 2350
การกำหนด
(4) เวสต้า
การออกเสียง/ วี ɛ s T ə / [1]
การตั้งชื่อตาม
เวสต้า
สายพานหลัก ( ตระกูลเวสต้า )
คำคุณศัพท์
  • เวสทัน
  • เวสเตียน[a]
ลักษณะการโคจร[7]
พ. 9 ธันวาคม 2557 ( JD  2457000.5)
Aphelion2.57138 AU (384.673 กรัม)
เพอริเฮลิออน2.15221 AU (321.966 กรัม)
2.36179 AU (353.319 กรัม)
ความเยื้องศูนย์0.08874
3.63  ปี (1 325 .75 ง )
19.34 กม. / วินาที
20.86384 °
ความโน้มเอียง7.14043 °ถึงสุริยุปราคา
5.58 °ถึงระนาบคงที่[6]
103.85136 °
151.19853 °
ดาวเทียมไม่มี
องค์ประกอบการโคจรที่เหมาะสม[8]
2.36151  AU
0.098758
6.39234 °
99.1888  องศา  / ปี
3.62944 ปี
(1325.654 )
ภาวะแทรกซ้อนของ perihelion
36.8729 (2343 ปี)  arcsec  / yr
พรีเซสชั่นของ โหนดจากน้อยไปมาก
−39.5979 (2182 ปี)  arcsec  / ปี
ลักษณะทางกายภาพ
ขนาด572.6  กม. × 557.2  กม. × 446.4  กม. [9]
เส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย
525.4 ± 0.2 กม. [9]
แฟบ0.2204
(8.66 ± 0.2) × 10 5  กม. 2 [b] [10]
ปริมาณ(7.46 ± 0.3) × 10 7  กม. 3 [b] [11]
มวล(2.590 76 ± 0.000 01 ) × 10 20  กก. [9]
3.456 ± 0.035  ก. / ซม. 3 [9]
0.25 ม. / วินาที2
0.025 
0.36 กม. / วินาที
0.2226 วัน (5.342 ชม.) [7] [12]
ความเร็วในการหมุนของเส้นศูนย์สูตร
93.1 ม. / วินาที[c]
การขึ้นไปทางขวาของขั้วโลกเหนือ
20 ชม. 32 นาที[ ต้องการอ้างอิง ]
การลดลงของขั้วเหนือ
48 ° [ ต้องการอ้างอิง ]
0.423 [13]
อุณหภูมินาที: 75  K (−198 ° C)
สูงสุด: 250 K (−23 ° C) [14]
วี[7] [15]
5.1 [16]ถึง 8.48
3.20 [7] [13]
0.70″ ถึง 0.22″

Vesta เป็นดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่เป็นอันดับสองทั้งโดยมวลและโดยปริมาตรหลังจากที่ดาวเคราะห์แคระ Ceres [17] [18] [19]มันถือว่าเป็นประมาณ 9% ของมวลของแถบดาวเคราะห์น้อย [20]มีขนาดใหญ่กว่า2 Pallasเพียงเล็กน้อย(ประมาณ 5% โดยปริมาตร) แต่มีขนาดใหญ่กว่า25% ถึง 30% Vesta เป็นหินที่รู้จักกันเท่านั้นที่เหลือprotoplanet (ที่มีการตกแต่งภายในที่แตกต่าง ) ของชนิดที่เกิดขึ้นดาวเคราะห์โลก [21] [22] [23]ชิ้นส่วนของเวสตาจำนวนมากถูกขับออกมาจากการชนกันเมื่อหนึ่งและสองพันล้านปีก่อนซึ่งทำให้หลุมอุกกาบาตขนาดมหึมาสองแห่งซึ่งครอบครองพื้นที่ซีกโลกใต้ของเวสตา [24] [25]เศษซากจากเหตุการณ์เหล่านี้ได้ตกลงมายังโลกในฐานะอุกกาบาต howardite - eucrite - diogenite (HED)ซึ่งเป็นแหล่งข้อมูลมากมายเกี่ยวกับเวสตา [26] [27] [28]

เวสตาเป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุดที่มองเห็นได้จากโลก มีความสว่างสม่ำเสมอเท่ากับขนาด 5.1, [16]ซึ่งบางครั้งก็มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจาง ๆ ระยะห่างสูงสุดจากดวงอาทิตย์มากกว่าระยะทางต่ำสุดของเซเรสจากดวงอาทิตย์เล็กน้อย[d]แม้ว่าวงโคจรของมันจะอยู่ภายในเซเรสทั้งหมดก็ตาม [29]

ยานอวกาศดอว์นของนาซ่าเข้าสู่วงโคจรรอบเวสตาเมื่อวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2554 เพื่อการสำรวจเป็นเวลาหนึ่งปีและออกจากวงโคจรของเวสตาในวันที่ 5 กันยายน พ.ศ. 2555 [30]ระหว่างทางไปยังจุดหมายปลายทางสุดท้ายคือเซเรส นักวิจัยยังคงตรวจสอบข้อมูลที่เก็บรวบรวมโดยDawnเพื่อรับข้อมูลเชิงลึกเพิ่มเติมเกี่ยวกับรูปแบบและประวัติของ Vesta [31] [32]

ขนาดสัมพัทธ์ของดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดสี่ดวง เวสต้าอยู่ที่สองจากซ้าย

การค้นพบ

เวสตา เซเรสและ ดวงจันทร์พร้อมขนาดที่แสดงตามมาตราส่วน

เฮ็น Olbers ค้นพบPallasใน 1802 ปีหลังจากการค้นพบของเซเรส เขาเสนอว่าวัตถุทั้งสองมีเศษของที่ดาวเคราะห์ทำลาย เขาส่งจดหมายพร้อมข้อเสนอไปยังวิลเลียมเฮอร์เชลนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษโดยบอกว่าการค้นหาใกล้สถานที่ที่วงโคจรของเซเรสและพัลลาสตัดกันอาจเผยให้เห็นเศษชิ้นส่วนมากขึ้น เหล่านี้แยกวงโคจรอยู่ในกลุ่มดาวของCetusและราศีกันย์ [33] Olbers เริ่มการค้นหาของเขาในปี 1802 และในวันที่ 29 มีนาคม 1807 เขาได้ค้นพบ Vesta ในกลุ่มดาว Virgo ซึ่งเป็นเรื่องบังเอิญเพราะ Ceres, Pallas และ Vesta ไม่ใช่ชิ้นส่วนของร่างกายที่ใหญ่กว่า เพราะดาวเคราะห์น้อยJunoได้รับการค้นพบในปี 1804 นี้ทำ Vesta วัตถุที่สี่ที่จะระบุในภูมิภาคที่เป็นที่รู้จักกันในขณะนี้เป็นแถบดาวเคราะห์น้อย การค้นพบนี้ได้รับการประกาศในจดหมายที่ส่งถึงนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันJohann H. Schröterลงวันที่ 31 มีนาคม [34]เนื่องจากโอลเบอร์สมีเครดิตในการค้นพบดาวเคราะห์อยู่แล้ว (พัลลาสในเวลานั้นดาวเคราะห์น้อยถือเป็นดาวเคราะห์) เขาจึงให้เกียรติในการตั้งชื่อการค้นพบใหม่ของเขาให้กับคาร์ลฟรีดริชเกาส์นักคณิตศาสตร์ชาวเยอรมันซึ่งการคำนวณวงโคจรช่วยให้นักดาราศาสตร์ เพื่อยืนยันการมีอยู่ของ Ceres ซึ่งเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกและเป็นผู้คำนวณวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงใหม่ในเวลาอันสั้น 10 ชั่วโมงอย่างน่าทึ่ง [35] [36]เกาส์ตัดสินใจเลือกเทพีพรหมจารีแห่งบ้านและเตาไฟของโรมันเวสตา [37]

ชื่อ

เวสตาเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 4 ที่ถูกค้นพบด้วยเหตุนี้จึงเป็นเลข 4 ในการกำหนดอย่างเป็นทางการ ชื่อVestaหรือชื่อย่อของประเทศดังกล่าวใช้ในระดับสากลโดยมีข้อยกเว้นสองประการคือกรีซและจีน ในภาษากรีกชื่อที่นำมาใช้คือ Hellenic เทียบเท่ากับ Vesta, Hestia ( 4 Εστία ); ในภาษาอังกฤษชื่อนี้ใช้สำหรับ46 เฮสเทีย (ชาวกรีกใช้ชื่อ "เฮสเทีย" สำหรับทั้งคู่โดยใช้ตัวเลขดาวเคราะห์รองที่ใช้ในการทำให้เข้าใจผิด) ในจีน , เวสต้าที่เรียกว่า 'เตาพระเจ้า (กลัด) ดาว'灶神星 zàoshénxīngตั้งชื่อดาวเคราะห์น้อยสำหรับบทบาทของเวสต้ามากกว่าแท้จริง transliterating ชื่อของเธอเป็นภาษาจีนเป็นที่ทำกับหน่วยงานอื่น ๆ ที่ค้นพบในครั้งที่ทันสมัยรวมถึงดาวยูเรนัส , ดาวเนปจูนและดาวพลูโต [e]

จากการค้นพบของเวสต้าเป็นเช่นเซเรส, Pallas และจูโนก่อนที่มันจะจัดเป็นดาวเคราะห์และได้รับสัญลักษณ์ของดาวเคราะห์ สัญลักษณ์แสดงถึงแท่นบูชาของเวสตาด้วยไฟศักดิ์สิทธิ์และออกแบบโดยเกาส์ [38] [39]ในความคิดของเกาส์สิ่งนี้ถูกวาดขึ้น; ในรูปแบบที่ทันสมัยก็คือ. [f]

หลังจากการค้นพบ Vesta ไม่มีการค้นพบวัตถุใด ๆ อีกเลยเป็นเวลา 38 ปีและระบบสุริยะคิดว่ามีดาวเคราะห์สิบเอ็ดดวง [42]อย่างไรก็ตามในปีพ. ศ. 2388 ดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่เริ่มถูกค้นพบอย่างรวดเร็วและในปีพ. ศ. 2394 มีสิบห้าดวงแต่ละดวงมีสัญลักษณ์ของตัวเองนอกเหนือจากดาวเคราะห์หลักแปดดวง ( ดาวเนปจูนถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2389) ในไม่ช้าก็เห็นได้ชัดว่ามันจะเป็นไปไม่ได้ที่จะประดิษฐ์สัญลักษณ์ดาวเคราะห์ใหม่ ๆ ต่อไปอย่างไม่มีกำหนดและสัญลักษณ์ที่มีอยู่บางตัวก็พิสูจน์ได้ยากที่จะวาดได้อย่างรวดเร็ว ในปีนั้นปัญหาได้รับการแก้ไขโดยBenjamin Apthorp Gouldผู้แนะนำให้นับเลขดาวเคราะห์น้อยตามลำดับการค้นพบและวางตัวเลขนี้ไว้ในดิสก์ (วงกลม) เป็นสัญลักษณ์ทั่วไปของดาวเคราะห์น้อย ดังนั้นดาวเคราะห์น้อยดวงที่สี่ Vesta จึงได้รับสัญลักษณ์ทั่วไป④ ในไม่ช้าสิ่งนี้ก็ถูกรวมเข้ากับชื่อในการกำหนดหมายเลขอย่างเป็นทางการ - ชื่อเวสตาเมื่อจำนวนดาวเคราะห์รองเพิ่มขึ้น ในปีพ. ศ. 2401 วงกลมได้ถูกทำให้ง่ายขึ้นเป็นวงเล็บ(4) Vestaซึ่งง่ายต่อการเรียงพิมพ์ เครื่องหมายวรรคตอนอื่น ๆ เช่น4) เวสต้าและ4 เวสต้าก็ใช้ แต่มีมากหรือน้อยอย่างสมบูรณ์เสียชีวิตออกมาจากปี 1949 [43]วันนี้ทั้งเวสต้าหรือมากกว่าปรกติ4 Vestaถูกนำมาใช้

การวัดในช่วงต้น

ภาพSPHEREแสดงทางด้านซ้ายโดยมีมุมมองสังเคราะห์ที่ได้มาจาก ภาพDawn ที่แสดงทางด้านขวาเพื่อเปรียบเทียบ [44]

การสังเกตโฟโตเมตริกของ Vesta เกิดขึ้นที่Harvard College Observatoryในปี 1880–1882 และที่Observatoire de Toulouseในปี 1909 การสังเกตการณ์เหล่านี้และอื่น ๆ ทำให้อัตราการหมุนของ Vesta ถูกกำหนดโดยปี 1950 อย่างไรก็ตามการประมาณการในช่วงต้นของอัตราการหมุนเข้ามาในคำถามเพราะกราฟแสงรวมถึงรูปแบบทั้งรูปร่างและอัลเบโด้ [45]

การประมาณการขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของ Vesta ในช่วงต้นอยู่ระหว่าง 383 (238) ในปี 1825 ถึง 444 กม. (276 ไมล์) EC Pickeringผลิตเส้นผ่านศูนย์กลางโดยประมาณ 513 ± 17 กม. (319 ± 11 ไมล์) ในปีพ. ศ. 2422 ซึ่งใกล้เคียงกับค่าที่ทันสมัยสำหรับเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย แต่ค่าประมาณที่ตามมาอยู่ในช่วงตั้งแต่ต่ำสุด 390 กม. (242 ไมล์) จนถึง a สูง 602 กม. (374 ไมล์) ในศตวรรษหน้า ประมาณการวัดอยู่บนพื้นฐานของเสลี่ยง ในปี 1989 มีการใช้speckle interferometryเพื่อวัดขนาดที่แตกต่างกันระหว่าง 498 ถึง 548 กม. (309 และ 341 ไมล์) ในช่วงเวลาการหมุน [46]ในปี 1991 มีการแอบแฝงของดาวSAO 93228โดย Vesta เป็นข้อสังเกตจากหลายสถานที่ในภาคตะวันออกของประเทศสหรัฐอเมริกาและแคนาดา จากการสังเกตจากไซต์ต่างๆ 14 แห่งสิ่งที่เหมาะสมที่สุดสำหรับข้อมูลคือรูปไข่ที่มีขนาดประมาณ 550 กม. × 462 กม. (342 ไมล์× 287 ไมล์) [47] รุ่งอรุณยืนยันการวัดผลนี้

เวสตากลายเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่มีการกำหนดมวล ทุกๆ 18 ปีดาวเคราะห์น้อย197 Areteเข้าใกล้ภายใน0.04  AUของ Vesta ในปีพ. ศ. 2509 จากการสังเกตการรบกวนแรงโน้มถ่วงของอาเรตของเวสตาฮันส์จีเฮิร์ทซ์ประมาณมวลของเวสต้าที่(1.20 ± 0.08) × 10 −10  M ☉ ( มวลแสงอาทิตย์ ) [48]การประมาณค่าที่ละเอียดขึ้นตามมาและในปี 2544 การก่อกวนของ17 Thetisถูกนำมาใช้เพื่อคำนวณมวลของเวสต้าที่จะ(1.31 ± 0.02) × 10 −10  ม . [49] รุ่งอรุณกำหนดให้เป็น1.3029 × 10 −10  ม .

เวสตาโคจรรอบดวงอาทิตย์ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีภายในแถบดาวเคราะห์น้อยโดยมีระยะเวลา 3.6 ปีโลก[7]โดยเฉพาะในแถบดาวเคราะห์น้อยชั้นในภายในถึงช่องว่างเคิร์กวูดที่ 2.50 AU วงโคจรของมันเอียงพอสมควร ( i = 7.1 °เทียบกับ 7 °สำหรับดาวพุธและ 17 °สำหรับดาวพลูโต ) และเบี้ยวปานกลาง( e = 0.09 ซึ่งใกล้เคียงกับดาวอังคาร) [7]

การสั่นพ้องของวงโคจรที่แท้จริงระหว่างดาวเคราะห์น้อยถือว่าไม่น่าเป็นไปได้ เนื่องจากมวลขนาดเล็กเมื่อเทียบกับการแยกขนาดใหญ่ความสัมพันธ์ดังกล่าวน่าจะหายากมาก [50]อย่างไรก็ตามเวสตาสามารถจับดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นเข้าสู่ความสัมพันธ์ของวงโคจรแบบเรโซแนนซ์แบบชั่วคราว 1: 1 (สำหรับระยะเวลานานถึง 2 ล้านปีขึ้นไป); มีการระบุวัตถุดังกล่าวประมาณสี่สิบชิ้น [51]วัตถุขนาด Decameter ที่ตรวจพบในบริเวณใกล้เคียงกับ Vesta by Dawnอาจเป็นดาวเทียมเสมือนมากกว่าดาวเทียมที่เหมาะสม [51]

Olbers Regio (พื้นที่มืด) กำหนดเส้นลมปราณสำคัญในระบบพิกัด IAU ภาพนี้แสดงให้เห็นใน ภาพของเวสต้าของฮับเบิลเนื่องจากไม่สามารถมองเห็นได้ในภาพรุ่งอรุณที่มีรายละเอียดมากกว่า นี้
ปล่องภูเขาไฟ Claudia (ระบุด้วยลูกศรที่ด้านล่างของภาพระยะใกล้ทางด้านขวา) กำหนดเส้นลมปราณสำคัญใน ระบบพิกัดDawn / NASA

การหมุนของเวสต้าค่อนข้างรวดเร็วสำหรับดาวเคราะห์น้อย (5.342 ต่อชั่วโมง) และprogradeกับชี้ขั้วโลกเหนือในทิศทางของขวาขึ้น 20 ชั่วโมง 32 นาทีปฏิเสธ + 48 ° (ในกลุ่มดาวหงส์ ) กับความไม่แน่นอนประมาณ 10 ° สิ่งนี้ให้ความเอียงตามแนวแกน 29 ° [52]

มีระบบพิกัดตามยาวสองระบบที่ใช้สำหรับเวสต้าโดยมีเส้นเมอริเดียนที่สำคัญคั่นด้วย 150 ° IAUจัดตั้งระบบการประสานงานในปี 1997 ขึ้นอยู่กับฮับเบิลภาพถ่ายกับการทำงานเที่ยงวันสำคัญผ่านทางศูนย์ของOlbers Regioคุณลักษณะมืด 200 กิโลเมตรข้าม เมื่อรุ่งอรุณมาถึงเวสตานักวิทยาศาสตร์เผยแผ่พบว่าตำแหน่งของเสาที่ IAU สันนิษฐานนั้นดับลง 10 °ดังนั้นระบบพิกัด IAU จึงลอยข้ามพื้นผิวเวสต้าที่ 0.06 °ต่อปีและยังไม่มีโอลเบอร์สเรจิโอ มองเห็นได้จากระยะใกล้ดังนั้นจึงไม่เพียงพอที่จะกำหนดเส้นเมริเดียนที่สำคัญด้วยความแม่นยำที่พวกเขาต้องการ พวกเขาแก้ไขเสา แต่ยังสร้างเส้นเมริเดียนไพรม์ใหม่ 4 °จากใจกลางClaudiaซึ่งเป็นปล่องภูเขาไฟที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน 700 เมตรซึ่งพวกเขากล่าวว่าส่งผลให้เกิดการทำแผนที่รูปสี่เหลี่ยมที่มีเหตุผลมากขึ้น [53]สิ่งพิมพ์ทั้งหมดของ NASA รวมถึงรูปภาพและแผนที่ของ Vesta ใช้เส้นเมริเดียน Claudian ซึ่ง IAU ไม่สามารถยอมรับได้ คณะทำงาน IAU เกี่ยวกับพิกัดการทำแผนที่และองค์ประกอบการหมุนแนะนำระบบพิกัดแก้ไขเสา แต่หมุนลองจิจูดคลอเดียน 150 °เพื่อให้ตรงกับ Olbers Regio [54]ได้รับการยอมรับจาก IAU แม้ว่ามันจะขัดขวางแผนที่ที่เตรียมโดยทีมDawnซึ่งได้รับการจัดตำแหน่งดังนั้นพวกเขาจะไม่แบ่งพื้นผิวที่สำคัญใด ๆ [53] [55]

ภาพ Composite greyscale ของ Vesta ถ่ายโดย Dawn
IAU 2006 ร่างพระราชบัญญัติในความหมายของดาวเคราะห์ที่ระบุไว้ Vesta เป็นผู้สมัคร [56]เวสต้าแสดงที่สี่จากทางซ้ายตามแถวล่างสุด

เวสต้าเป็นตัวที่สองมากที่สุดขนาดใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อย , [57]แม้เพียง 28% เป็นใหญ่เป็นเซเรส [20]ความหนาแน่นของเวสต้าคือต่ำกว่าสี่ดาวเคราะห์โลกแต่สูงกว่าที่ของดาวเคราะห์น้อยที่สุดและทั้งหมดของดวงจันทร์ในระบบสุริยะยกเว้นไอโอ พื้นที่ผิวของเวสตาใกล้เคียงกับของปากีสถานหรือเท็กซัสและนอร์ทแคโรไลนารวมกัน (ประมาณ 800,000 ตารางกิโลเมตร) [g]มีการตกแต่งภายในที่แตกต่าง [21]เวสต้ามีขนาดใหญ่กว่าเล็กน้อยเท่านั้น (525.4 ± 0.2 กม. [9] ) มากกว่า2 พัลลาส (512 ± 3 กม. ) ในปริมาณ[58]แต่มีมวลมากกว่าประมาณ 25%

รูปร่างของเวสต้าอยู่ใกล้กับที่ผ่อนคลายแรงโน้มถ่วงรูปไข่ spheroid , [52]แต่เว้าขนาดใหญ่และยื่นออกมาที่เสาภาคใต้ (ดู ' คุณสมบัติพื้นผิว ' ด้านล่าง) รวมกับมวลน้อยกว่า5 × 10 20  กก.กีดกันเวสต้าจากการถูกพิจารณาโดยอัตโนมัติว่าเป็นดาวเคราะห์แคระภายใต้International Astronomical Union (IAU) ความละเอียด XXVI 5 . [59] 2012 การวิเคราะห์ของเวสต้ารูปร่าง[60]และสนามแรงโน้มถ่วงโดยใช้ข้อมูลที่รวบรวมโดยรุ่งอรุณยานอวกาศได้แสดงให้เห็นว่าเวสต้าอยู่ในขณะนี้ไม่ได้อยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต [9] [61]

อุณหภูมิบนพื้นผิวได้รับการประเมินว่าอยู่ระหว่างประมาณ −20 ° C โดยมีดวงอาทิตย์อยู่เหนือศีรษะโดยลดลงเหลือประมาณ −190 ° C ที่ขั้วโลกในฤดูหนาว อุณหภูมิโดยทั่วไปในตอนกลางวันและกลางคืนอยู่ที่ −60 ° C และ −130 ° C ตามลำดับ ค่าประมาณนี้สำหรับวันที่ 6 พฤษภาคม พ.ศ. 2539 ใกล้กับperihelionแม้ว่ารายละเอียดจะแตกต่างกันไปบ้างตามฤดูกาล [14]

แผนที่ทางธรณีวิทยาของเวสตา[62]
พื้นที่ที่เก่าแก่ที่สุดและมีลังหนักเป็นสีน้ำตาล พื้นที่แก้ไขโดย Veneneiaและ Rheasilviaผลกระทบที่มีสีม่วง (เอิกเกริก Fossae Formation ในทิศตะวันตกเฉียงเหนือ) [63]และฟ้าแสง (คน Divalia Fossae Formation, เส้นศูนย์สูตร) [62]ตามลำดับ ภายในอ่างกระทบ Rheasilvia (ทางทิศใต้) เป็นสีน้ำเงินเข้มและบริเวณใกล้เคียงของ Rheasilvia ejecta (รวมถึงพื้นที่ภายใน Veneneia) เป็นสีม่วงอ่อน - น้ำเงิน [64] [65]พื้นที่ที่แก้ไขโดยผลกระทบล่าสุดหรือการสูญเสียจำนวนมากเป็นสีเหลือง / ส้มหรือเขียวตามลำดับ

ซีกเหนือ (ซ้าย) และซีกใต้ (ขวา) หลุมอุกกาบาต 'Snowman' อยู่ที่ด้านบนของภาพด้านซ้าย Rheasilvia และ Veneneia (สีเขียวและสีน้ำเงิน) ครองทางขวา รางคู่ขนานมีให้เห็นในทั้งสองอย่าง สีของซีกโลกทั้งสองจะไม่ปรับขนาด [h]และไม่แสดงบริเวณเส้นศูนย์สูตร
ขั้วโลกใต้ของเวสตาแสดงขอบเขตของหลุมอุกกาบาต Rheasilvia

ก่อนการมาถึงของยานอวกาศDawnลักษณะพื้นผิวบางอย่างของ Vestan ได้รับการแก้ไขแล้วโดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน (เช่นหอดูดาวเค็ก ) [66]การมาถึงของรุ่งอรุณในเดือนกรกฎาคม 2554 เผยให้เห็นพื้นผิวที่ซับซ้อนของเวสต้าโดยละเอียด [67]

หลุมอุกกาบาต Rheasilvia และ Veneneia

ลักษณะที่โดดเด่นที่สุดของพื้นผิวเหล่านี้คือหลุมอุกกาบาตขนาดมหึมาสองแห่งคือหลุมอุกกาบาต Rheasilvia กว้าง 500 กิโลเมตร (311 ไมล์) มีศูนย์กลางอยู่ใกล้ขั้วโลกใต้และปล่องภูเขาไฟเวนีเนียกว้าง 400 กม. (249 ไมล์) ปล่องภูเขาไฟ Rheasilvia มีอายุน้อยกว่าและอยู่เหนือปล่องภูเขาไฟ Veneneia [68]รุ่งอรุณทีมนักวิทยาศาสตร์ชื่อน้องปล่องโดดเด่นมากขึ้นRheasilviaหลังจากที่แม่ของโรมูลัสและรีมัสและตำนานบริสุทธิ์เวสทัล [69]ความกว้าง 95% ของเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยของเวสต้า ปล่องภูเขาไฟมีความลึกประมาณ 19 กม. (12 ไมล์) ยอดเขากลางสูงขึ้น 23 กม. (14 ไมล์) เหนือส่วนที่ต่ำที่สุดที่วัดได้ของพื้นปล่องและส่วนที่วัดได้สูงสุดของขอบปล่องภูเขาไฟอยู่เหนือจุดต่ำสุดของพื้นปล่องภูเขาไฟ 31 กม. (19 ไมล์) คาดว่าผลกระทบที่เกิดจากการขุดค้นพบประมาณ 1% ของปริมาตรของเวสต้าและมีแนวโน้มว่าดาวเคราะห์น้อยตระกูลเวสต้าและดาวเคราะห์น้อยประเภท Vเป็นผลมาจากการชนครั้งนี้ หากเป็นเช่นนั้นความจริงที่ว่าชิ้นส่วน 10 กม. (6.2 ไมล์) รอดพ้นจากการทิ้งระเบิดจนถึงปัจจุบันบ่งชี้ว่าปล่องภูเขาไฟมีอายุมากที่สุดเพียงประมาณ 1 พันล้านปีเท่านั้น [70]นอกจากนี้ยังจะเป็นที่ตั้งของแหล่งที่มาของอุกกาบาต HED ทั้งหมดที่รู้จักดาวเคราะห์น้อยประเภท V นำมารวมกันคิดเป็นสัดส่วนเพียงประมาณ 6% ของปริมาณการพุ่งออกมาด้วยส่วนที่เหลือคงจะทั้งในชิ้นส่วนเล็ก ๆ พุ่งออกมาจากใกล้ 3: 1  ช่องว่าง Kirkwoodหรือตกอกตกใจไปโดยผล Yarkovskyหรือความดันรังสี สเปกโทรสโกการวิเคราะห์ของภาพที่ฮับเบิลได้แสดงให้เห็นว่าปล่องนี้ได้เจาะลึกผ่านชั้นแตกต่างกันหลายของเปลือกโลกและอาจเข้าไปในเสื้อคลุมตามที่ระบุโดยลายเซ็นสเปกตรัมของฟันม้าโอลิ [52]

ยอดเขาขนาดใหญ่ที่ใจกลาง Rheasilvia มีความสูง 20 ถึง 25 กม. (12–16 ไมล์) และกว้าง 180 กม. (112 ไมล์) [68]และอาจเป็นผลมาจากผลกระทบระดับดาวเคราะห์ [71]

หลุมอุกกาบาตอื่น ๆ

Aelia Crater
Feralia Planitia ปล่องภูเขาไฟเก่าที่เสื่อมโทรมใกล้เส้นศูนย์สูตรของเวสตา (สีเขียวและสีน้ำเงิน) อยู่ห่างออกไป 270 กม. (168 ไมล์) และอยู่เหนือ Rheasilvia (สีเขียวที่ด้านล่าง)

หลุมอุกกาบาตเก่าแก่หลายแห่งที่เสื่อมโทรมเป็นคู่แข่งกับ Rheasilvia และ Veneneia ในขนาดแม้ว่าจะไม่มีขนาดใหญ่มากนักก็ตาม ได้แก่Feralia Planitiaซึ่งแสดงทางขวาซึ่งอยู่ห่างออกไป 270 กม. (168 ไมล์) [72]หลุมอุกกาบาตที่คมชัดยิ่งขึ้นล่าสุดมีระยะสูงถึง 158 กม. (98 ไมล์) Varronilla และ 196 กม. (122 ไมล์) Postumia [73]

"หลุมอุกกาบาตตุ๊กตาหิมะ"

"หลุมอุกกาบาตมนุษย์หิมะ" เป็นชื่อที่ไม่เป็นทางการซึ่งตั้งให้กับกลุ่มของหลุมอุกกาบาตที่อยู่ติดกันสามแห่งในซีกโลกเหนือของเวสตา ชื่อทางการของพวกเขาจากใหญ่ที่สุดไปเล็กที่สุด (ตะวันตกไปตะวันออก) คือมาร์เซียคาลเปอร์เนียและมินูเซีย มาร์เซียเป็นคาลเปอร์เนียที่อายุน้อยที่สุด มินูเซียมีอายุมากที่สุด [62]

หลุมอุกกาบาต "มนุษย์หิมะ" โดย Dawnจาก 5,200 กม. (3,200 ไมล์) ในปี 2554
ภาพโดยละเอียดของหลุมอุกกาบาต "มนุษย์หิมะ"

ราง

ส่วนใหญ่ของบริเวณเส้นศูนย์สูตรของเวสตาถูกสร้างขึ้นโดยชุดรางคู่ขนาน ที่ใหญ่ที่สุดมีชื่อว่าDivalia Fossa (กว้าง 10-20 กม. ยาว 465 กม.) แม้จะมีความจริงที่ว่าเวสต้าเป็นหนึ่งในเจ็ดขนาดของดวงจันทร์ Divalia Fossa แคระแกรนด์แคนยอน พบชุดที่สองซึ่งเอียงไปทางเส้นศูนย์สูตรอยู่ไกลออกไปทางเหนือ รางน้ำทางตอนเหนือที่ใหญ่ที่สุดมีชื่อว่าSaturnalia Fossa (กว้าง≈ 40 กม. ยาว> 370 กม.) ร่องเหล่านี้จะคิดว่าจะเป็นขนาดใหญ่ผิวที่เกิดจากผลกระทบที่สร้าง Rheasilvia และ Veneneia หลุมตามลำดับ พวกเขาคือบางส่วนของเหวที่ยาวที่สุดในระบบสุริยะ , ยาวเกือบเท่าIthaca Chasmaในเทธิส รางน้ำอาจเกิดขึ้นหลังจากดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นชนกับเวสต้าซึ่งเป็นกระบวนการที่สามารถเกิดขึ้นได้เฉพาะในร่างกายที่เหมือนกับเวสต้าเท่านั้นที่แตกต่างออกไป [74]ความแตกต่างของเวสตาเป็นสาเหตุหนึ่งที่นักวิทยาศาสตร์พิจารณาว่ามันเป็นดาวเคราะห์นอกระบบ [75]

ส่วนหนึ่งของ Divalia Fossa โดยมีรางคู่ขนานกันไปทางทิศเหนือและทิศใต้
มุมมองที่สร้างขึ้นโดยคอมพิวเตอร์ของส่วนหนึ่งของ Divalia Fossa

องค์ประกอบพื้นผิว

ข้อมูลองค์ประกอบจากสเปกโตรมิเตอร์ที่มองเห็นได้และอินฟราเรด (VIR), เครื่องตรวจจับรังสีแกมมาและนิวตรอน (GRaND) ​​และกล้องเฟรม (FC) ทั้งหมดนี้บ่งชี้ว่าองค์ประกอบพื้นผิวส่วนใหญ่ของเวสต้าสอดคล้องกับองค์ประกอบของฮาวาร์ไดต์, ยูไครต์ และอุกกาบาตไดโอจีไนต์ [76] [77] [78]ภูมิภาค Rheasilvia อุดมไปด้วยไดโอจีไนต์มากที่สุดซึ่งสอดคล้องกับวัสดุขุดเจาะผลกระทบที่ก่อตัวของเรซิลเวียจากส่วนลึกลงไปในเวสตา การปรากฏตัวของโอลิวีนในภูมิภาค Rheasilvia ก็จะสอดคล้องกับการขุดพบวัสดุคลุม อย่างไรก็ตามโอลิวีนได้รับการตรวจพบเฉพาะในพื้นที่ที่มีการแปลของซีกโลกเหนือไม่ใช่ใน Rheasilvia [31]ปัจจุบันยังไม่ทราบที่มาของโอลิวีนนี้

คุณสมบัติที่เกี่ยวข้องกับ volatiles

มีการสังเกตภูมิประเทศที่เป็นหลุมเป็นหลุมเป็นบ่อสี่แห่งบนเวสตา ได้แก่ มาร์เซียคอร์เนเลียนูมิเซียและลิจิเนีย [79]การก่อตัวของภูมิประเทศที่เป็นหลุมจะถูกเสนอให้ทำการ degassing ของวัสดุแบริ่งระเหยที่ได้รับความร้อนจากแรงกระแทก นอกจากภูมิประเทศที่เป็นหลุมแล้วยังพบนกนางนวลโค้งในหลุมอุกกาบาตมาร์เซียและคอร์เนเลีย นกนางนวลเส้นโค้งจะสิ้นสุดลงในเงินฝากของก้อนกลมซึ่งบางครั้งถูกปกคลุมด้วยภูมิประเทศที่เป็นหลุมและได้รับการเสนอให้ก่อตัวโดยการไหลของน้ำเหลวชั่วคราวหลังจากที่คราบน้ำแข็งที่ฝังอยู่ถูกละลายโดยความร้อนของผลกระทบ [63]นอกจากนี้ยังตรวจพบวัสดุไฮเดรตซึ่งหลายชนิดเกี่ยวข้องกับพื้นที่ของวัสดุสีเข้ม [80]ดังนั้นวัสดุสีเข้มจึงถูกคิดว่าส่วนใหญ่ประกอบด้วยคาร์บอเนต chondrite ซึ่งถูกทับถมบนพื้นผิวโดยการกระแทก Carbonaceous chondrites ค่อนข้างอุดมไปด้วย OH ที่มีแร่ธาตุ [78]

แผนผังที่ตัดออกไปของแกน Vestan เสื้อคลุมและเปลือกโลก
อุกกาบาต Eucrite

มีกลุ่มตัวอย่างที่เป็นไปได้จำนวนมากจากเวสตาที่นักวิทยาศาสตร์สามารถเข้าถึงได้ในรูปแบบของอุกกาบาต HEDกว่า 1200 ชิ้น  (Vestan achondrites ) ซึ่งให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับประวัติและโครงสร้างทางธรณีวิทยาของเวสตา NASA Infrared Telescope Facility (NASA IRTF) การศึกษาดาวเคราะห์น้อย(237442) 1999 TA 10ชี้ให้เห็นว่ามันเกิดจากภายใน Vesta ที่ลึกกว่าอุกกาบาต HED [22]

Vesta เป็นความคิดที่ประกอบด้วยโลหะเหล็กนิกเกิลหลัก 214-226 กม. ในเส้นผ่าศูนย์กลาง[9]วางหินฟันม้าโอลิ เสื้อคลุมที่มีพื้นผิวเปลือกโลก จากการปรากฏตัวครั้งแรกของการรวมตัวที่อุดมด้วยแคลเซียม - อลูมิเนียม (สสารของแข็งชนิดแรกในระบบสุริยะก่อตัวเมื่อประมาณ 4.567 พันล้านปีก่อน) เส้นเวลาที่น่าจะเป็นดังนี้: [81] [82] [83] [84] [ 85]

เส้นเวลาวิวัฒนาการของ Vesta
2–3 ล้านปี การสะสมเสร็จสมบูรณ์
4–5 ล้านปี การหลอมที่สมบูรณ์หรือเกือบสมบูรณ์เนื่องจากการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสี26 Alซึ่งนำไปสู่การแยกแกนโลหะ
6–7 ล้านปี ตกผลึกก้าวหน้าของconvectingหลอมเหลวเสื้อคลุม การพาความร้อนหยุดลงเมื่อประมาณ 80% ของวัสดุตกผลึก
การอัดขึ้นรูปของวัสดุหลอมเหลวที่เหลืออยู่เพื่อสร้างเปลือกโลกไม่ว่าจะเป็นลาวาบะซอลต์ ในการปะทุแบบก้าวหน้าหรืออาจก่อตัวเป็นมหาสมุทรแมกมาที่มีอายุสั้น
ชั้นที่ลึกลงไปของเปลือกโลกจะตกผลึกจนกลายเป็นหินพลูโตนิกในขณะที่หินบะซอลต์ที่มีอายุมากจะเกิดการเปลี่ยนแปลงเนื่องจากความกดดันของชั้นผิวใหม่
ภายในระบายความร้อนได้ช้า

เวสตาเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ยังคงสภาพสมบูรณ์เพียงดวงเดียวที่มีการปรากฏตัวอีกครั้งในลักษณะนี้ ด้วยเหตุนี้นักวิทยาศาสตร์บางคนจึงเรียกเวสตาว่าเป็นดาวเคราะห์นอกระบบ [86]แต่การปรากฏตัวของอุกกาบาตเหล็กและชั้นเรียนอุกกาบาต achondritic โดยไม่ต้องระบุศพผู้ปกครองระบุว่ามีเคยมีความแตกต่างอื่น ๆดาวเคราะห์กับหินอัคนีประวัติศาสตร์ที่ได้รับตั้งแต่ทำลายโดยผลกระทบ

องค์ประกอบของเปลือกโลก Vestan (ตามความลึก) [87]
lithified regolith , แหล่งที่มาของhowarditesและbrecciated eucrites
ทุรกันดาร ลาวาไหลแหล่งที่มาของการไม่สะสมeucrites
หิน plutonic ประกอบด้วยไพรอกซีน , pigeoniteและplagioclaseแหล่งที่มาของสะสมeucrites
plutonic หินที่อุดมไปด้วยorthopyroxeneที่มีขนาดเม็ดขนาดใหญ่แหล่งที่มาของdiogenites

บนพื้นฐานของขนาดของดาวเคราะห์น้อยประเภท V (คิดว่าเป็นชิ้นส่วนของเปลือกโลกของเวสตาที่พุ่งออกมาในช่วงที่มีผลกระทบขนาดใหญ่) และความลึกของหลุมอุกกาบาต Rheasilvia (ดูด้านล่าง) เปลือกโลกมีความหนาประมาณ 10 กิโลเมตร (6 ไมล์) . [88]การค้นพบจากยานอวกาศดอว์นพบหลักฐานว่ารางที่ล้อมรอบเวสตาอาจเกิดขึ้นจากความผิดพลาดที่เกิดจากแรงกระแทก (ดูส่วนรางด้านบน) ซึ่งหมายความว่าเวสตามีธรณีวิทยาที่ซับซ้อนมากกว่าดาวเคราะห์น้อยอื่น ๆ การตกแต่งภายในที่แตกต่างของเวสต้าแสดงให้เห็นว่ามันอยู่ในสภาวะสมดุลไฮโดรสแตติกและเป็นดาวเคราะห์แคระในอดีต แต่ไม่ใช่ในปัจจุบัน [68]ผลกระทบที่ก่อให้เกิดหลุมอุกกาบาต Rheasilvia และ Veneneia เกิดขึ้นเมื่อ Vesta ไม่อุ่นและเป็นพลาสติกอีกต่อไปพอที่จะกลับสู่รูปทรงสมดุลบิดเบือนรูปร่างที่เคยกลมและห้ามไม่ให้จัดเป็นดาวเคราะห์แคระในปัจจุบัน

ตะกอนฝุ่นหิน

พื้นผิวของเวสต้าถูกปกคลุมด้วยregolithแตกต่างจากที่พบบนดวงจันทร์หรือดาวเคราะห์น้อยเช่นItokawa เนื่องจากการผุกร่อนของอวกาศทำหน้าที่แตกต่างกัน พื้นผิวของ Vesta ไม่แสดงร่องรอยที่มีนัยสำคัญของเหล็กนาโนเฟสเนื่องจากความเร็วในการกระแทกบนเวสต้าต่ำเกินไปที่จะทำให้หินละลายและกลายเป็นไอเป็นกระบวนการที่เห็นได้ชัด แต่วิวัฒนาการ regolith ถูกครอบงำโดยbrecciationและต่อมาผสมสว่างและความมืดส่วนประกอบ [89]องค์ประกอบที่มืดอาจเป็นเพราะ Infall ของคาร์บอนวัสดุในขณะที่องค์ประกอบที่สดใสเป็นต้นฉบับ Vesta ดินบะซอลต์ [90]

ร่างกายของระบบสุริยะขนาดเล็กบางแห่งถูกสงสัยว่าเป็นชิ้นส่วนของ Vesta ที่เกิดจากผลกระทบ Vestianดาวเคราะห์น้อยและอุกกาบาต HEDเป็นตัวอย่าง ดาวเคราะห์น้อยประเภท V 1929 Kollaaได้รับการพิจารณาให้มีองค์ประกอบคล้ายกับการสะสมeucriteอุกกาบาตแสดงให้เห็นที่มาของมันลึกภายในเปลือกโลกเวสต้า [27]

ปัจจุบันเวสตาเป็นหนึ่งในหกร่างของระบบสุริยะที่เรามีตัวอย่างทางกายภาพซึ่งมาจากอุกกาบาตจำนวนหนึ่งที่สงสัยว่าเป็นชิ้นส่วนของเวสทัน คาดว่า 1 ใน 16 อุกกาบาตเกิดจากเวสตา [91]อื่น ๆ ที่ระบุตัวอย่างระบบพลังงานแสงอาทิตย์จากโลกตัวเองอุกกาบาตจากดาวอังคาร , อุกกาบาตจากดวงจันทร์และตัวอย่างกลับมาจากดวงจันทร์ , ดาวหางป่า 2และดาวเคราะห์น้อย25143 อิโตคาวา [28] [i]

นิเมชั่นของ รุ่งอรุณ'sวิถีจาก 27 กันยายน 2007 ที่จะ 5 ตุลาคม 2018
   รุ่งอรุณ   ·  โลก  ·  ดาวอังคาร  ·  4 เวสต้า  ·  1 เซเรส
ภาพแรกของ ดาวเคราะห์น้อย ( เซเรสและ Vesta) นำมาจาก ดาวอังคาร ภาพนี้จัดทำโดย Curiosity roverเมื่อวันที่ 20 เมษายน 2557
Animation of Dawn 's trajectory รอบ 4 Vesta ตั้งแต่วันที่ 15 กรกฎาคม 2554 ถึง 10 กันยายน 2555
   รุ่งอรุณ  ·  4 เวสต้า

ในปี 1981 มีการยื่นข้อเสนอสำหรับภารกิจดาวเคราะห์น้อยไปยังEuropean Space Agency (ESA) ยานอวกาศนี้ใช้ชื่อว่าAsteroidal Gravity Optical and Radar Analysis ( AGORA ) ยานอวกาศลำนี้จะเปิดตัวในช่วงปี 1990–1994 และทำการบินของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่สองดวง เป้าหมายที่ต้องการสำหรับภารกิจนี้คือเวสต้า AGORA จะมาถึงแถบดาวเคราะห์น้อยทั้งโดยแรงโน้มถ่วงหนังสติ๊กวิถีที่ผ่านมาดาวอังคารหรือโดยวิธีการของขนาดเล็กเครื่องยนต์ไอออน อย่างไรก็ตามข้อเสนอดังกล่าวถูกปฏิเสธโดย ESA จากนั้นภารกิจของดาวเคราะห์น้อยNASA –ESA ร่วมกันได้ถูกร่างขึ้นสำหรับวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยหลายดวงที่มีระบบขับเคลื่อนด้วยพลังงานแสงอาทิตย์ ( MAOSEP ) โดยมีหนึ่งในรูปแบบภารกิจรวมถึงวงโคจรของเวสต้า NASA ระบุว่าพวกเขาไม่สนใจภารกิจเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อย ESA ได้จัดตั้งการศึกษาทางเทคโนโลยีของยานอวกาศที่มีไดรฟ์ไอออนแทน ภารกิจอื่น ๆ ของแถบดาวเคราะห์น้อยได้รับการเสนอในทศวรรษที่ 1980 โดยฝรั่งเศสเยอรมนีอิตาลีและสหรัฐอเมริกา แต่ไม่มีใครได้รับการอนุมัติ [92] การสำรวจเวสตาโดยการบินโดยการบินและส่งผลกระทบทะลุทะลวงเป็นเป้าหมายหลักที่สองของแผนแรกของภารกิจเวสตาของสหภาพโซเวียตที่พัฒนาขึ้นโดยความร่วมมือกับประเทศในยุโรปเพื่อให้บรรลุผลในปี พ.ศ. 2534-2537 แต่ถูกยกเลิกเนื่องจากการสลายตัวของ สหภาพโซเวียต

ความคิดของศิลปินเกี่ยวกับ รุ่งอรุณที่โคจรรอบเวสต้า

ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 NASA ได้ริเริ่มโครงการ Discovery Programซึ่งมีวัตถุประสงค์เพื่อเป็นชุดภารกิจทางวิทยาศาสตร์ที่มีต้นทุนต่ำ ในปีพ. ศ. 2539 ทีมศึกษาของโครงการได้แนะนำภารกิจในการสำรวจแถบดาวเคราะห์น้อยโดยใช้ยานอวกาศที่มีเครื่องยนต์ไอออนเป็นลำดับความสำคัญสูง เงินทุนสำหรับโครงการนี้ยังคงมีปัญหาอยู่เป็นเวลาหลายปี แต่ในปี 2547 ยานยนต์ดอว์นได้ผ่านการทบทวนการออกแบบที่สำคัญ[93]และการก่อสร้างก็ดำเนินต่อไป

เปิดตัวเมื่อวันที่ 27 กันยายน พ.ศ. 2550 โดยเป็นภารกิจแรกของเวสตา เมื่อวันที่ 3 พฤษภาคม 2554 Dawnได้รับภาพเป้าหมายแรก 1.2 ล้านกิโลเมตรจากเวสต้า [94]เมื่อวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2554 องค์การนาซ่ายืนยันว่าได้รับการตรวจวัดระยะไกลจากรุ่งอรุณซึ่งบ่งชี้ว่ายานอวกาศเข้าสู่วงโคจรของเวสตาได้สำเร็จ [95]มีกำหนดโคจรรอบเวสตาเป็นเวลาหนึ่งปีจนถึงเดือนกรกฎาคม 2555 [96] การ มาถึงของรุ่งอรุณตรงกับปลายฤดูร้อนในซีกโลกใต้ของเวสตาโดยมีปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ที่ขั้วโลกใต้ของเวสตา ( Rheasilvia ) ในแสงแดด เนื่องจากฤดูกาลบน Vesta กินเวลาสิบเอ็ดเดือนซีกโลกเหนือรวมทั้งรอยแตกจากการบีบอัดที่คาดว่าจะเกิดขึ้นตรงข้ามปล่องภูเขาไฟจึงสามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องของDawnก่อนที่มันจะออกจากวงโคจร [97]รุ่งอรุณซ้ายวงโคจรรอบ Vesta ใน 4 กันยายน 2012 23:26 PDTที่จะเดินทางไปยังเซเรส [98]

NASA / DLR เผยแพร่ภาพและข้อมูลสรุปจากวงโคจรสำรวจวงโคจรระดับความสูง 2 วง (60–70 ม. / พิกเซล) และวงโคจรทำแผนที่ระดับความสูงต่ำ (20 ม. / พิกเซล) รวมถึงแบบจำลองภูมิประเทศวิดีโอและแผนที่แบบดิจิทัล [99] [100] [101] [102] [103] [104]นักวิทยาศาสตร์ยังใช้Dawnเพื่อคำนวณมวลและสนามแรงโน้มถ่วงที่แม่นยำของเวสตา การกำหนดส่วนประกอบJ 2 ในภายหลังให้ผลโดยประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางแกนกลางประมาณ 220 กม. โดยสมมติว่ามีความหนาแน่นของเปลือกโลกใกล้เคียงกับของ HED [99]

บุคคลทั่วไปสามารถเข้าถึงข้อมูลDawnได้ที่เว็บไซต์UCLA [105]

การสังเกตจากวงโคจรของโลก

ข้อสังเกตจากรุ่งอรุณ

Vesta เข้ามาในมุมมองเมื่อยานอวกาศDawnเข้าใกล้และเข้าสู่วงโคจร:

ภาพสีจริง

รายละเอียดภาพที่ดึงมาในช่วงระดับสูง (60-70 m / พิกเซล) และระดับความสูงต่ำ (~ 20 m / พิกเซล) วงโคจรทำแผนที่ที่มีอยู่บนเว็บไซต์ของรุ่งอรุณภารกิจของ JPL

ภาพประกอบจากพื้นผิวโลกในเดือนมิถุนายน 2550 พร้อมด้วย (4) Vesta

ขนาดและพื้นผิวที่สว่างผิดปกติทำให้ Vesta เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุดและบางครั้งก็สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจากท้องฟ้าที่มืดมิด (โดยไม่มีมลภาวะทางแสง ) ในเดือนพฤษภาคมและมิถุนายน 2007 Vesta ถึงจุดสูงสุดที่ขนาดของ 5.4, ความสว่างตั้งแต่ปี 1989 [106]ในขณะที่ฝ่ายค้านและใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดเพียงไม่กี่สัปดาห์ที่ผ่านมาออกจากกัน [107]ยังคงสว่างกว่าเมื่อวันที่ 22 มิถุนายน 2018 โดยมีขนาดถึง +5.3 [108]ฝ่ายตรงข้ามที่ไม่ค่อยดีนักในช่วงปลายฤดูใบไม้ร่วงปี 2008 ในซีกโลกเหนือยังคงมี Vesta ที่ขนาดตั้งแต่ +6.5 ถึง +7.3 [109]แม้เมื่อร่วมกับดวงอาทิตย์เวสต้าจะมีขนาดประมาณ +8.5; ดังนั้นจากท้องฟ้าที่ปราศจากมลภาวะจึงสามารถสังเกตเห็นได้ด้วยกล้องส่องทางไกลแม้ในส่วนที่ยืดออกจะเล็กกว่าบริเวณใกล้เคียงมากก็ตาม [109]

พ.ศ. 2553–2554

ในปี 2010 เวสต้าถึงความขัดแย้งในกลุ่มดาวของสิงห์ในคืนวันที่ 17-18 กุมภาพันธ์นี้ที่เกี่ยวกับขนาด 6.1 [110]ความสว่างที่ทำให้มองเห็นได้ในช่วงสองตา แต่โดยทั่วไปไม่ได้สำหรับที่ตาเปล่า ภายใต้สภาพท้องฟ้าที่มืดสนิทซึ่งไม่มีมลพิษทางแสงทั้งหมดผู้สังเกตการณ์ที่มีประสบการณ์อาจมองเห็นได้โดยไม่ต้องใช้กล้องโทรทรรศน์หรือกล้องส่องทางไกล Vesta กลับมาคัดค้านอีกครั้งในวันที่ 5 สิงหาคม 2011 ในกลุ่มดาวCapricornusที่ขนาดประมาณ 5.6 [110] [111]

พ.ศ. 2555–2556

เวสตาเป็นฝ่ายค้านอีกครั้งในวันที่ 9 ธันวาคม 2555 [112]อ้างอิงจากนิตยสารSky and Telescopeปีนี้เวสตาอยู่ในระดับประมาณ 6 องศาของ1 เซเรสในช่วงฤดูหนาวปี 2555 และฤดูใบไม้ผลิปี 2556 [113]เวสตาโคจรรอบดวงอาทิตย์ในรอบ 3.63 ปี และเซเรสใน 4.6 ปีดังนั้นทุก ๆ 17.4 ปีเวสต้าแซงเซเรส (การแซงครั้งก่อนคือในเดือนเมษายน พ.ศ. 2539) [113]ในวันที่ 1 ธันวาคม พ.ศ. 2555 เวสตามีขนาด 6.6 แต่ลดลงเหลือ 8.4 ภายในวันที่ 1 พฤษภาคม พ.ศ. 2556 [113]

2557

ร่วมของเซเรสและเวสต้าใกล้ดาว แกมมา Virginisใน 5 กรกฎาคม 2014 ใน Constellationของ ราศีกันย์

เซเรสและเวสตาอยู่ในระดับเดียวกันบนท้องฟ้ายามค่ำคืนในเดือนกรกฎาคม 2014 [113]

  1. ^ มาร์ค Rayman ของ JPLรุ่งอรุณทีมใช้ "Vestian" (คล้ายกับสายเลือดกรีก Hestian ) ไม่กี่ครั้งในปี 2010 และต้นปี 2011 ของเขาในรุ่งอรุณวารสารและดาวเคราะห์สังคมยังคงใช้รูปแบบที่ไม่กี่ปีที่ผ่านมา [2]คำว่าได้รับการใช้ที่อื่นเช่นใน Tsiolkovsky (1960)สายของจักรวาล อย่างไรก็ตาม JPL จะใช้รูปแบบที่สั้นกว่า "Vestan" [3]แหล่งพิมพ์ที่ทันสมัยส่วนใหญ่ยังใช้ "Vestan" [4] [5]
    โปรดทราบว่าคำที่เกี่ยวข้อง "Vestalian" หมายถึงบุคคลหรือสิ่งที่เกี่ยวข้องกับเวสตาเช่นหญิงพรหมจารีเวสตาไม่ใช่เวสตาเอง
  2. ^ จากการคำนวณโดยใช้มิติที่รู้จักกันสมมติว่าทรงรี
  3. ^ คำนวณโดยใช้ (1) ระยะเวลาการหมุนที่ทราบ (5.342 ชม.) [7]และ (2) รัศมีเส้นศูนย์สูตร R eq (285 กิโลเมตร) [9]ของวงรีสองแกนที่เหมาะสมที่สุดกับดาวเคราะห์น้อย 4 เวสตา
  4. ^ เมื่อวันที่ 10 กุมภาพันธ์ 2009 ในระหว่างเซเรสใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด , เซเรสอยู่ใกล้กับดวงอาทิตย์มากกว่า Vesta เพราะ Vesta มีเฟรเลียนมากขึ้นกว่าระยะห่างระยะใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของเซเรส (10 กุมภาพันธ์ 2552: Vesta 2.56 AU; Ceres 2.54 AU)
  5. ^ 維斯塔wéisītǎกับปิดบัง īเป็นประมาณจีนใกล้เคียงที่สุดของการออกเสียงภาษาละตินWesta
  6. ^ แหล่งอื่น ๆ ที่ร่วมสมัยกับเกาส์ใช้รูปแบบสัญลักษณ์ที่ซับซ้อนมากขึ้น. [40] [41]
  7. ^ หรือเวเนซุเอลาหรือแทนซาเนีย; ค่อนข้างใหญ่กว่าเท็กซัสและสิบเท่าของสหราชอาณาจักร
  8. ^ นั่นคือสีน้ำเงินทางตอนเหนือไม่ได้หมายถึงสิ่งเดียวกับสีน้ำเงินในภาคใต้
  9. ^ โปรดทราบว่ามีหลักฐานที่ชัดเจนมากว่า 6 Hebeเป็นตัวแม่ของ H- chondritesซึ่งเป็นอุกกาบาตชนิดหนึ่งที่พบมากที่สุด

  1. ^ "เวสตา" . Dictionary.comครบถ้วน สุ่มบ้าน
  2. ^ "ผลการค้นหา" Planetary Society.
  3. ^ "ค้นหา - ภารกิจรุ่งอรุณ" . JPL. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 5 มีนาคม 2559.
  4. ^ Meteoritics & Planetary Science , เล่มที่ 42, ฉบับที่ 6–8, 2007; กำเนิดและวิวัฒนาการของโลก , National Research Council et al., 2008
  5. ^ เช่นใน Meteoritics & Planetary Science (เล่มที่ 42, ฉบับที่ 6–8, 2007) และกำเนิดและวิวัฒนาการของโลก (National Research Council et al. , 2008)
  6. ^ Souami, D.; Souchay, J. (กรกฎาคม 2555). "ระนาบคงที่ของระบบสุริยะ" . ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 543 : 11. Bibcode : 2012A & A ... 543A.133S . ดอย : 10.1051 / 0004-6361 / 201219011 . A133.
  7. ^ a b c d e f g h "JPL ขนาดเล็กร่างกายฐานข้อมูลเบราว์เซอร์: 4 เวสต้า" สืบค้นเมื่อ1 มิถุนายน 2551 .
  8. ^ "AstDyS-2 Vesta Synthetic Proper Orbital Elements" . ภาควิชาคณิตศาสตร์มหาวิทยาลัยปิซา, อิตาลี สืบค้นเมื่อ1 ตุลาคม 2554 .
  9. ^ a b c d e f g h i รัสเซล, CT; และคณะ (2555). "รุ่งอรุณที่ Vesta: การทดสอบ Protoplanetary กระบวนทัศน์" (PDF) วิทยาศาสตร์ . 336 (6082): 684–686 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 336..684R . ดอย : 10.1126 / science.1219381 . PMID  22582253 S2CID  206540168 เก็บจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 27 กุมภาพันธ์ 2019 สำเนา PDF
  10. ^ "พื้นผิวที่ทรงรี 286.3x278.6x223.2" วุลแฟรมอัลฟา: การคำนวณความรู้ของเครื่องยนต์
  11. ^ "ปริมาณการรี 286.3x278.6x223.2" วุลแฟรมอัลฟา: การคำนวณความรู้ของเครื่องยนต์
  12. ^ แฮร์ริส, AW (2549). วอร์เนอร์ BD; Pravec, P. (eds.). "ดาวเคราะห์น้อย Lightcurve ข้อมูลที่ได้รับ. EAR-A-5-DDR มา-LIGHTCURVE-V8.0" นาซาระบบข้อมูลดาวเคราะห์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 9 เมษายน 2552 . สืบค้นเมื่อ26 ธันวาคม 2556 .
  13. ^ เทเดสโก, EF; โนอาห์พีวี; โนอาห์ม.; ราคา, SD (2004). "อินฟราเรดดาราศาสตร์ดาวเทียม (IRAS) การสำรวจดาวเคราะห์น้อย IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0" . นาซาระบบข้อมูลดาวเคราะห์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 9 เมษายน 2552 . สืบค้นเมื่อ15 มีนาคม 2550 .
  14. ^ มูลเลอร์ TG; เมทคาล์ฟ, L. (2001). "ISO และดาวเคราะห์น้อย" (PDF) อีเอสเอ Bulletin 108 : 38.
  15. ^ นีส, ค.; เอ็ด. (2548). "ดาวเคราะห์น้อยอนุกรมวิธาน EAR-A-5-DDR-อนุกรมวิธาน-V5.0" นาซาระบบข้อมูลดาวเคราะห์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 10 มีนาคม 2550 . สืบค้นเมื่อ25 ธันวาคม 2556 .
  16. ^ Menzel, Donald H. & Pasachoff, Jay M. (1983). คู่มือภาคสนามเกี่ยวกับดวงดาวและดาวเคราะห์ (ฉบับที่ 2) บอสตันแมสซาชูเซตส์: Houghton Mifflin น. 391 . ISBN 978-0-395-34835-2.
  17. ^ "ภาพรวมภารกิจรุ่งอรุณ" . นาซ่า. สืบค้นเมื่อ14 สิงหาคม 2554 .
  18. ^ แลงเคนเน็ ธ (2554). เคมบริดจ์คู่มือระบบสุริยะ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า  372 , 442
  19. ^ รัสเซล, CT; และคณะ (2554). "การสำรวจดาวเคราะห์คล้ายโลกที่เล็กที่สุด: รุ่งอรุณที่เวสต้า" (PDF) EPSC บทคัดย่อ การประชุมร่วม EPSC-DPS ประจำปี 2554 6 . EPSC-DPS2011-97-3.
  20. ^ Pitjeva, EV (2548). "ความแม่นยำสูง Ephemerides ดาวเคราะห์-EPM และการกำหนดค่าคงที่บางดาราศาสตร์" (PDF) การวิจัยระบบสุริยะ . 39 (3): 176–186. Bibcode : 2005SoSyR..39..176 ป . ดอย : 10.1007 / s11208-005-0033-2 . S2CID  120467483 สืบค้นจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อวันที่ 31 ตุลาคม 2551
  21. ^ โหดดอน; Jones, Tammy & Villard, Ray (19 เมษายน 1995) "Asteroid or Mini-Planet? Hubble Maps the Ancient Surface of Vesta" (ข่าวประชาสัมพันธ์) ไซต์ฮับเบิข่าวประชาสัมพันธ์สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ-1995-1920 สืบค้นเมื่อ17 ตุลาคม 2549 .
  22. ^ "มองเข้าไปภายในเวสต้า" Max-Planck-Gesellschaft 6 มกราคม 2554.
  23. ^ "ดาวเคราะห์น้อยเวสต้าคือ 'สุดท้ายของชนิด' ร็อค" BBC, 11 พฤษภาคม 2555
  24. ^ จุ๊ตซี่, ม.; อี Asphaug; พีกิลเล็ต; ญ. - อ. บาร์รัต; ว. เบนซ์ (14 กุมภาพันธ์ 2556). "โครงสร้างของดาวเคราะห์น้อย 4 เวสต้าที่เปิดเผยโดยแบบจำลองขนาดดาวเคราะห์" ธรรมชาติ . 494 (7436): 207–210 Bibcode : 2013Natur.494..207J . ดอย : 10.1038 / nature11892 . PMID  23407535 S2CID  4410838
  25. ^ กุ๊กเจี๋ย - รุ่ย. "รุ่งอรุณความเป็นจริงการตรวจสอบกล้องโทรทรรศน์ศึกษาของดาวเคราะห์น้อย" สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2 พฤษภาคม 2557 . สืบค้นเมื่อ30 เมษายน 2557 .
  26. ^ McSween, HY; RP บินเซล; MC De Sanctis; และคณะ (27 พฤศจิกายน 2556). "รุ่งอรุณ; การเชื่อมต่อ Vesta-HED และบริบททางธรณีวิทยาสำหรับ eucrite, diogenites และ howardites" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 48 (11): 2090–21–4. Bibcode : 2013M & PS ... 48.2090M . ดอย : 10.1111 / maps.12108 .
  27. ^ ตวัด MS; และคณะ (2546). "หลักฐานแร่วัดเป็นแหล่งกำเนิด 1929 Kollaa 4 Vesta และอุกกาบาต HED ว่า" อิคารัส . 165 (1): 215–218 Bibcode : 2003Icar..165..215K . ดอย : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00149-0 .
  28. ^ "เวสต้า" . NASA / JPL. 12 กรกฎาคม 2554. สืบค้นเมื่อ 29 มิถุนายน 2554 . สืบค้นเมื่อ30 กรกฎาคม 2554 .
  29. ^ "เซเรสพาลาเวสต้าและ Hygiea" เครื่องจำลองแรงโน้มถ่วง สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 17 มิถุนายน 2551 . สืบค้นเมื่อ31 พฤษภาคม 2551 .
  30. ^ "ภารกิจ> ภารกิจสถานะ - รุ่งอรุณภารกิจ" JPL. ที่เก็บถาวรจากเดิมเมื่อวันที่ 17 พฤษภาคม 2013 สืบค้นเมื่อ6 กันยายน 2555 .
  31. ^ อัมมันนิโต้อี.; MC De Sanctis; อีปาลอมบา; และคณะ (2556). "โอลิวีนอยู่ในตำแหน่งที่ไม่คาดคิดบนพื้นผิวของเวสต้า". ธรรมชาติ . 504 (7478): 122–125 Bibcode : 2013Natur.504..122A . ดอย : 10.1038 / nature12665 . PMID  24196707 S2CID  4464889
  32. ^ กุ๊กเจี๋ย - รุ่ย. "มันซับซ้อน: Dawn Spurs เขียนเรื่องราวของ Vestaขึ้นมาใหม่" สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2 พฤษภาคม 2557 . สืบค้นเมื่อ30 เมษายน 2557 .
  33. ^ Littmann, Mark (2004). ดาวเคราะห์นอกเหนือ: การค้นพบนอกระบบสุริยะ โดเวอร์หนังสือเกี่ยวกับดาราศาสตร์ สิ่งพิมพ์ Courier Dover น. 21 . ISBN 978-0-486-43602-9.
  34. ^ ลินน์ WT (กุมภาพันธ์ 2450) "การค้นพบเวสต้า". หอดูดาว . 30 : 103–105 รหัสไปรษณีย์ : 1907Obs .... 30..103L .
  35. ^ ดันนิงตัน, กายวัลโด; เกรย์เจเรมี; Dohse, Fritz-Egbert (2004). คาร์ลฟรีดริชเกา ส์ : ไททันวิทยาศาสตร์ สมาคมคณิตศาสตร์แห่งอเมริกา น. 76 . ISBN 978-0-88385-547-8.
  36. ^ ราว, KS; Berghe, GV (2003). "Gauss, Ramanujan และ Hypergeometric Series Revisited" Historia Scientiarum 13 (2): 123–133
  37. ^ Schmadel, Lutz D. (2003). พจนานุกรมชื่อดาวเคราะห์น้อย: เตรียมในนามของคณะกรรมการ 20 ภายใต้การอุปถัมภ์ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล สปริงเกอร์. น. 15 . ISBN 978-3-540-00238-3.
  38. ^ ฟอนซัค Franz Xaver (1807) Monatliche correspondenz ซูbeförderungเดอร์ erd- คาดไม่ถึง himmels-Kunde 15 . น. 507.
  39. ^ คาร์ลินีฟรานเชสโก (1808) Effemeridi astronomiche di Milano ต่อชาว Anno 1809
  40. ^ สำนัก des longitude (1807) Annuaire pour l'an 1808 . น. 5.
  41. ^ คาโนไว, สตานิสเลา; del-Ricco, Gaetano (1810) Elementi di Fisica matematica น. 149.
  42. ^ เวลส์เดวิดเอ. (1851). Bliss, George Jr. (ed.). "ดาวเคราะห์ Hygiea" . ประจำปีการค้นพบทางวิทยาศาสตร์สำหรับปี 1850 ที่ยกมาโดย spaceweather.com เก็บ 2006/09/13 สืบค้นเมื่อ1 มิถุนายน 2551 .
  43. ^ ฮิลตันเจมส์แอล เมื่อไหร่ที่ดาวเคราะห์น้อยกลายเป็นดาวเคราะห์รอง? (รายงาน). สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 24 มีนาคม 2551 - ผ่านทางเว็บไซต์US Naval Observatory โดยเฉพาะการอภิปรายของ โกลด์, BA (1852). "บนสัญกรณ์สัญลักษณ์ของดาวเคราะห์น้อย" วารสารดาราศาสตร์ . 2 : 80. ดอย : 10.1086 / 100212 .และประวัติที่ตามมาทันที นอกจากนี้การอภิปรายของ CJ Cunningham (1988) Introduction to Asteroids ยังอธิบายถึงส่วนของวงเล็บ
  44. ^ "New SPHERE ดูของเวสต้า" www.eso.org . สืบค้นเมื่อ25 มิถุนายน 2561 .
  45. ^ McFadden, LA; Emerson, G.; วอร์เนอร์ EM; อนุกวูบิติ, ยู; หลี่จ. - ย. "โฟโตเมตรีของ 4 เวสต้าจากการปรากฏตัวในปี 2550" Proceedings, 39th Lunar and Planetary Science Conference . ลีกซิตีเท็กซัส รหัสไปรษณีย์ : 2008LPI .... 39.2546M . 10–14 มีนาคม 2551
  46. ^ Hughes, DW (กันยายน 1994) "การเปิดเผยทางประวัติศาสตร์ของเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์น้อยสี่ดวงแรก" ไตรมาสวารสารสมาคมดาราศาสตร์ 35 (3): 331. Bibcode : 1994QJRAS..35..331H .
  47. ^ Povenmire, H. (กันยายน 2544). "4 มกราคม 2534 การปรากฏของ SAO 93228 โดยดาวเคราะห์น้อย (4) เวสตา" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 36 (เสริม): A165. Bibcode : 2001M & PSA..36Q.165P . ดอย : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01534.x .
  48. ^ Hertz, Hans G. (19 เมษายน 2511). “ มวลเวสตา”. วิทยาศาสตร์ . 160 (3825): 299–300 Bibcode : 1968Sci ... 160..299H . ดอย : 10.1126 / science.160.3825.299 . PMID  17788233 S2CID  2555834
  49. ^ Kovačević, A. (มกราคม 2548). "การหามวลของ (4) เวสต้าตามแนวทางการปิดใหม่" . ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 430 (1): 319–325 รหัสไปรษณีย์ : 2005A & A ... 430..319K . ดอย : 10.1051 / 0004-6361: 20035872 .
  50. ^ คริสโต AA (2000). "วัตถุร่วมโคจรในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 356 : L71 – L74 รหัสไปรษณีย์ : 2000A & A ... 356L..71C .
  51. ^ คริสโต AA; Wiegert, P. (มกราคม 2555). "ประชากรของดาวเคราะห์น้อยแถบหลักที่โคจรร่วมกับเซเรสและเวสตา" อิคารัส . 217 (1): 27–42. arXiv : 1110.4810 Bibcode : 2012Icar..217 ... 27C . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2011.10.016 . ISSN  0019-1035 S2CID  59474402
  52. ^ โทมัสพีซี; และคณะ (2540). "Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images" อิคารัส . 128 (1): 88–94 Bibcode : 1997Icar..128 ... 88T . ดอย : 10.1006 / icar.1997.5736 .
  53. ^ มือ, เอริค (2012). "ภารกิจอวกาศเรียกสงครามแผนที่" ธรรมชาติ . 488 (7412): 442–443 Bibcode : 2012Natur.488..442H . ดอย : 10.1038 / 488442 ก . PMID  22914145
  54. ^ "ระบบพิกัด IAU WGCCRE สำหรับ Vesta | USGS Astrogeology Science Center" . Astrogeology.usgs.gov. 15 พฤศจิกายน 2556 . สืบค้นเมื่อ25 มิถุนายน 2557 .
  55. ^ หลี่เจี้ยน - หยาง; Mafi โจเซฟเอ็น"ร่างกายคงประสานงานระบบสำหรับดาวเคราะห์น้อย (4) เวสต้า" (PDF) ระบบข้อมูลดาวเคราะห์
  56. ^ Gingerich, Owen (2549). "เส้นทางสู่การกำหนดดาวเคราะห์" (PDF) Dissertatio cum Nuncio Sidereo Ill . Tertia. ฉบับ. VIII เลขที่ 16. PP. 4-5 สืบค้นเมื่อ13 มีนาคม 2550 .
  57. ^ เยอร์เจมส์; เชสลีย์สตีเวนอาร์. (2008). "มวลชน astrometric 21 ดาวเคราะห์น้อยและบูรณา ephemeris ดาวเคราะห์น้อย" ฟ้า Mechanics และพลังดาราศาสตร์ 100 (1): 27–42. รหัสไปรษณีย์ : 2008CeMDA.100 ... 27B . ดอย : 10.1007 / s10569-007-9103-8 .
  58. ^ พก.; และคณะ (2552). "คุณสมบัติทางกายภาพของ (2) Pallas". อิคารัส . 205 (2): 460–472 arXiv : 0912.3626v1 . Bibcode : 2010Icar..205..460C . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2009.08.007 . S2CID  119194526
  59. ^ "นิยามร่าง IAU ของ 'ดาวเคราะห์' และ 'plutons ' " IAU สิงหาคม 2549. สืบค้นเมื่อวันที่ 9 มกราคม 2553 . สืบค้นเมื่อ16 ธันวาคม 2552 . (XXVI)
  60. ^ ฟู, RR; ฮาเกอร์, BH; เออมาคอฟ, ไอ; ซูเบอร์, มอนแทนา (2013). "การพักผ่อนในช่วงต้นหนืดของดาวเคราะห์น้อยเวสต้าและความหมายสำหรับ Despinning ปลายผลกระทบขับเคลื่อน" (PDF) การประชุมวิทยาศาสตร์ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ครั้งที่ 44 (1719): 2115. Bibcode : 2013LPI .... 44.2115F .
  61. ^ อัสมาร์, SW; โคโนพลิฟ, AS; Park, RS; และคณะ (2555). "สนามแรงโน้มถ่วงของเวสต้าและผลกระทบต่อโครงสร้างภายใน" (PDF) การประชุมวิทยาศาสตร์ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ครั้งที่ 43 (1659): 2600. Bibcode : 2012LPI .... 43.2600A .
  62. ^ วิลเลียมส์ DA; Yingst, RA; Garry, WB (ธันวาคม 2014). "บทนำ: การทำแผนที่ทางธรณีวิทยาของเวสตา" อิคารัส . 244 : 1–12. Bibcode : 2014Icar..244 .... 1 ว . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2014.03.001 . hdl : 2286 / RI28071 .
    - วิลเลียมส์ DA; และคณะ (ธันวาคม 2557). "ธรณีวิทยาของรูปสี่เหลี่ยมจตุรัสมาร์เซียของดาวเคราะห์น้อยเวสตา: การประเมินผลกระทบของหลุมอุกกาบาตขนาดเล็กขนาดใหญ่" อิคารัส . 244 : 74–88 รหัส : 2014Icar..244 ... 74W . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2014.01.033 . hdl : 2286 / RI28061 .
  63. ^ สกัลลี JEC; หยินก.; รัสเซล, CT; และคณะ (ธันวาคม 2557). "ธรณีสัณฐานวิทยาและธรณีวิทยาโครงสร้างของเอิกเกริก Fossae และโครงสร้างที่อยู่ติดกันในซีกโลกเหนือของเวสต้า" (PDF) อิคารัส . 244 : 23–40. Bibcode : 2014Icar..244 ... 23S . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2014.01.013 . hdl : 2286 / RI28070 .
    - สกัลลี JEC; และคณะ (2557). "ตำบลโค้งลำห้วยตีความว่าเป็นหลักฐานสำหรับการไหลของน้ำชั่วคราวในเวสต้า" (PDF) การประชุมวิทยาศาสตร์ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ครั้งที่ 45 (1777) : 1796. Bibcode : 2014LPI .... 45.1796S .
  64. ^ เชเฟอร์, ม.; นาฑี, ก.; วิลเลียมส์ DA; และคณะ (ธันวาคม 2557). "สำนักพิมพ์ของผลกระทบ Rheasilvia ในเวสต้า - ทำแผนที่ทางธรณีวิทยาของเอนกประสงค์ Gegania และ Lucaria" (PDF) อิคารัส . 244 : 60–73 Bibcode : 2014Icar..244 ... 60S . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2014.06.026 . hdl : 2286 / RI28060 .
  65. ^ Kneissl, T.; Schmedemann, น.; เรดดี้, โวลต์; และคณะ (ธันวาคม 2557). "สัณฐานวิทยาและอายุการก่อตัวของหลุมอุกกาบาตหลังเรซิลเวียขนาดกลาง - ธรณีวิทยาของรูปสี่เหลี่ยมทุคเซียเวสตา" อิคารัส . 244 : 133–157 Bibcode : 2014Icar..244..133K . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2014.02.012 . hdl : 2286 / RI28058 .
  66. ^ เซลเนอร์, NEB; กิบบาร์ด, S.; เดอพาเทอร์ I .; และคณะ (2548). "การถ่ายภาพใกล้-IR ของดาวเคราะห์น้อยเวสต้า 4" (PDF) อิคารัส . 177 (1): 190–195 Bibcode : 2005Icar..177..190Z . ดอย : 10.1016 / j.icarus.2005.03.024 . สืบค้นจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 23 พฤศจิกายน 2551.
  67. ^ Jaumann, R.; และคณะ (2555). "รูปร่างและสัณฐานวิทยาของเวสต้า". วิทยาศาสตร์ . 336 (6082): 687–690 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 336..687J . ดอย : 10.1126 / science.1219122 . PMID  22582254 . S2CID 2065400  10 .
  68. ^ เชงค์พี; และคณะ (2555). "อ่างผลกระทบขนาดยักษ์ล่าสุดทางธรณีวิทยาที่ขั้วโลกใต้ของเวสตา" วิทยาศาสตร์ . 336 (6082): 694–697 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 336..694S . ดอย : 10.1126 / science.1223272 . PMID  22582256 S2CID  206541950
  69. ^ "Rheasilvia - ซูเปอร์ลึกลับขั้วโลกใต้ลุ่มน้ำที่เวสต้าเป็นชื่อหลังจากที่โรมูลัสและรีมัสโรมันแม่" จักรวาลวันนี้ . 21 กันยายน 2554 . สืบค้นเมื่อ23 กันยายน 2554 .
  70. ^ บินเซล, RP; และคณะ (2540). "การทำแผนที่ทางธรณีวิทยาของเวสตาจากภาพกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลปี 1994" อิคารัส . 128 (1): 95–103 รหัสไปรษณีย์ : 1997Icar..128 ... 95B . ดอย : 10.1006 / icar.1997.5734 .
  71. ^ คาริมิ, S; Dombard, AJ (2016). "ในความเป็นไปได้ของการเสียรูป viscoelastic ขนาดใหญ่หลุมอุกกาบาตขั้วโลกใต้และขั้วโลกเดินอย่างแท้จริงบนดาวเคราะห์น้อยเวสต้า" วารสารวิจัยธรณีฟิสิกส์ . 121 (9): พ.ศ. 2329–1797 Bibcode : 2016JGRE..121.1786K . ดอย : 10.1002 / 2016JE005064 .
  72. ^ แกร์รี่, WB; Sykes, ม.; Buczkowski, DL; และคณะ (มีนาคม 2555). แร่แมปของ AV-10 Oppia Quadrangle ของดาวเคราะห์น้อยเวสต้า 4 (PDF) การประชุมวิทยาศาสตร์ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ครั้งที่ 43 ซึ่งจัดขึ้นระหว่างวันที่ 19–23 มีนาคม 2555 ที่ The Woodlands รัฐเท็กซัส id.2315 รหัสไปรษณีย์ : 2012LPI .... 43.2315G . ผลงาน LPI หมายเลข 1659
    - แกร์รี่, WB; Sykes, ม.; Buczkowski, DL; และคณะ (เมษายน 2555). "แร่แมปของ AV-10 Oppia Quadrangle ของดาวเคราะห์น้อยเวสต้า 4" (PDF) บทคัดย่อการวิจัยธรณีฟิสิกส์ . EGU General Assembly 2012 ซึ่งจัดขึ้น 22–27 เมษายน 2555 ณ กรุงเวียนนาประเทศออสเตรีย 14 . น. 5711. Bibcode : 2012EGUGA..14.5711G . EGU2012-5711-1.
  73. ^ "ผลการค้นหาศัพท์ / เป้าหมาย: VESTA / ประเภทคุณสมบัติ: ปล่องหลุมอุกกาบาต" Gazetteer of Planetary Nomenclature . IAU
  74. ^ Buczkowski, DL; เรย์มอนด์แคลิฟอร์เนีย; วิลเลียมส์ DA; และคณะ (2555). "ร่องขนาดใหญ่ในเวสต้า: เป็นลายเซ็นของเปลือกโลกดาวเคราะห์" จดหมายวิจัยธรณีฟิสิกส์ . 39 (18): L18205. Bibcode : 2012GeoRL..3918205B . ดอย : 10.1029 / 2555GL052959 .
  75. ^ "รางของดาวเคราะห์น้อยแนะนำดาวเคราะห์แคระแกรน" (ข่าวประชาสัมพันธ์) สหภาพธรณีฟิสิกส์อเมริกัน 26 กันยายน 2555. AGU Release No. 12-42. ที่เก็บถาวรจากเดิมเมื่อวันที่ 29 กันยายน 2012 สืบค้นเมื่อ25 พฤศจิกายน 2555 .
  76. ^ เดอแซงทิส MC; และคณะ (2555). "คุณลักษณะเฉพาะทางสเปกโทรสโกปีของแร่วิทยาและความหลากหลายของมันในเวสตา" วิทยาศาสตร์ . 336 (6082): 697–700 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 336..697D . ดอย : 10.1126 / science.1219270 . PMID  22582257 S2CID  11645621 .
  77. ^ พริตตี้แมน TH; และคณะ (2555). "การทำแผนที่ธาตุโดยรุ่งอรุณเผยให้เห็น Exogenic H ใน Regolith ของ Vesta" วิทยาศาสตร์ . 338 (6104): 242–246 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 338..242P . ดอย : 10.1126 / science.1225354 . PMID  22997135 S2CID  206542798
  78. ^ เรดดี้, โวลต์; และคณะ (2555). "สีและความแตกต่างของอัลเบโดของเวสต้าตั้งแต่รุ่งอรุณ". วิทยาศาสตร์ . 336 (6082): 700–704 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 336..700R . ดอย : 10.1126 / science.1219088 . PMID  22582258 . S2CID  1326996
  79. ^ Denevi, BW; และคณะ (2555). "ภูมิประเทศที่เป็นหลุมเป็นบ่อบนเวสต้าและผลกระทบของการมีอยู่ของภูเขาไฟ". วิทยาศาสตร์ . 338 (6104): 246–249 รหัสไปรษณีย์ : 2012Sci ... 338..246D . CiteSeerX  10.1.1.656.1476 ดอย : 10.1126 / science.1225374 . PMID  22997131 S2CID  22892716 .
  80. ^ เดอแซงทิส MC; และคณะ (2555). "การตรวจหาอย่างกว้างขวางวัสดุไฮเดรในเวสต้าโดย vir Imaging Spectrometer ในคณะกรรมการ Thedawnmission" Astrophysical Journal Letters 758 (2): L36. รหัสไปรษณีย์ : 2012ApJ ... 758L..36D . ดอย : 10.1088 / 2041-8205 / 758/2 / L36 .
  81. ^ กอช, ก.; McSween, HY (1998). "แบบจำลองความร้อนสำหรับความแตกต่างของดาวเคราะห์น้อย 4 เวสต้าโดยอาศัยการทำความร้อนด้วยรังสี" อิคารัส . 134 (2): 187–206 Bibcode : 1998Icar..134..187G . ดอย : 10.1006 / icar.1998.5956 .
  82. ^ Righter, K.; Drake, MJ (1997). "มหาสมุทรแมกมาบนเวสต้า: การก่อตัวของแกนกลางและการเกิดปิโตรเจนของยูไครต์และไดโอจีไนต์" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 32 (6): 929–944 รหัสไปรษณีย์ : 1997M & PS ... 32..929R . ดอย : 10.1111 / j.1945-5100.1997.tb01582.x .
  83. ^ Drake, MJ (2001). "เรื่องยูไครต์ / เวสต้า" . Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 36 (4): 501–513 Bibcode : 2001M & PS ... 36..501D . ดอย : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  84. ^ ซาฮิปาล, ส.; ซอนนี, ป.; กาแกน, G. (2007). "แบบจำลองเชิงตัวเลขของความแตกต่างของดาวเคราะห์สะสมมวลสารที่มี26อัลและ60เฟเป็นแหล่งความร้อน" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 42 (9): 1529–1548 Bibcode : 2007M & PS ... 42.1529S . ดอย : 10.1111 / j.1945-5100.2007.tb00589.x . S2CID  5546340 4.
  85. ^ คุปตะช.; ซาฮิปาล, S. (2010). "ความแตกต่างของเวสตาและร่างแม่ของ achondrites อื่น ๆ " . เจ. Res. ดาวเคราะห์ 115 (E8): E08001 รหัสไปรษณีย์ : 2010JGRE..11508001G . ดอย : 10.1029 / 2552JE003525 .
  86. ^ Cook, Jia-Rui C. (29 มีนาคม 2554). "เมื่อใดที่ดาวเคราะห์น้อยไม่ใช่ดาวเคราะห์น้อย" . NASA / JPL. สืบค้นเมื่อ 29 มิถุนายน 2554 . สืบค้นเมื่อ30 กรกฎาคม 2554 .
  87. ^ ทาเคดะ, H. (1997). "บันทึกแร่ของกระบวนการของดาวเคราะห์ในช่วงต้นของร่างกายของผู้ปกครอง HED มีการอ้างอิงถึงเวสต้า" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 32 (6): 841–853 Bibcode : 1997M & PS ... 32..841T . ดอย : 10.1111 / j.1945-5100.1997.tb01574.x .
  88. ^ ยามากุจิ, อ.; เทย์เลอร์ GJ; คีล, K. (1995). "ประวัติศาสตร์การเปลี่ยนแปลงของเปลือกโลกยุค 4 เวสตา". สมาคมอุตุนิยมวิทยา . 30 (5) : 603. Bibcode : 1995Metic..30..603Y .
  89. ^ ปีเตอร์, ซม.; อัมมันนิโต้อี.; Blewett, DT; และคณะ (2555). "พื้นที่ที่โดดเด่นผุกร่อนบน Vesta จากกระบวนการผสม Regolith" ธรรมชาติ . 491 (7422): 79–82 รหัสไปรษณีย์ : 2012Natur.491 ... 79P . ดอย : 10.1038 / nature11534 . PMID  23128227 S2CID  4407636
  90. ^ McCord, TB; หลี่เจ -Y .; คอมบ์, J. -P.; และคณะ (2555). "วัสดุสีเข้มบน Vesta จากก้นวัสดุที่อุดมด้วยสารระเหยคาร์บอเนเชียส" ธรรมชาติ . 491 (7422): 83–86 รหัสไปรษณีย์ : 2012Natur.491 ... 83M . ดอย : 10.1038 / nature11561 . PMID  23128228 S2CID  2058249
  91. ^ Rayman, Marc (8 เมษายน 2558). ปรากฏขึ้นที่ดาวเคราะห์แคระใกล้ตัวคุณแล้ว: ภารกิจรุ่งอรุณของนาซ่าสู่แถบดาวเคราะห์น้อย (เสียงพูด) การบรรยายดาราศาสตร์ของซิลิคอนวัลเลย์ วิทยาลัยตีน, Los Altos, CA สืบค้นเมื่อ7 กรกฎาคม 2561 .
  92. ^ อูลิวี, เปาโล; ฮาร์แลนด์เดวิด (2008). หุ่นยนต์สำรวจของระบบพลังงานแสงอาทิตย์: Hiatus และฟื้นฟู 1983-1996 หนังสือ Springer Praxis ในการสำรวจอวกาศ สปริงเกอร์. หน้า 117–125 ISBN 978-0-387-78904-0.
  93. ^ รัสเซล, CT; คาปาชิโอนี, F.; โคราดินี, ก.; และคณะ (ตุลาคม 2550). "รุ่งอรุณภารกิจเวสต้าและเซเรส" (PDF) โลกดวงจันทร์และดาวเคราะห์ 101 (1–2): 65–91 รหัสไปรษณีย์ : 2007EM & P..101 ... 65R . ดอย : 10.1007 / s11038-007-9151-9 . S2CID  46423305 สืบค้นเมื่อ13 มิถุนายน 2554 .
  94. ^ กุ๊กเจี๋ยรุ่ยซี; Brown, Dwayne C. (11 พฤษภาคม 2554). "ของนาซาภาพรุ่งอรุณจับครั้งแรกของใกล้ดาวเคราะห์น้อย" NASA / JPL . สืบค้นเมื่อ14 พฤษภาคม 2554 .
  95. ^ เวก้า, พริสซิลลา; บราวน์ดเวย์น (16 กรกฎาคม 2554). "ของนาซารุ่งอรุณยานอวกาศเข้าสู่วงโคจรรอบดาวเคราะห์น้อยเวสต้า" นาซ่า. สืบค้นเมื่อ17 กรกฎาคม 2554 .
  96. ^ ไทม์ไลน์ภารกิจรุ่งอรุณ เก็บถาวร 19 ตุลาคม 2013 ที่ Wayback Machine
  97. ^ การวิจัยกลางทวีปเพื่อการศึกษาและการเรียนรู้: McREL (27 กันยายน 2553). "ภารกิจรุ่งอรุณ: ภารกิจ" . วารสารรุ่งอรุณ. สืบค้นเมื่อ29 มีนาคม 2554 .
  98. ^ "รุ่งอรุณได้ Departed ยักษ์ดาวเคราะห์น้อยเวสต้า" NASA JPL . นาซ่า. 5 กันยายน 2555 . สืบค้นเมื่อ5 กันยายน 2555 .
  99. ^ รัสเซล, CT; และคณะ (2556). "รุ่งอรุณเสร็จสิ้นภารกิจที่ 4 เวสต้า" Meteoritics และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ 48 (11): 2076–2089 รหัสไปรษณีย์ : 2013M & PS ... 48.2076R . ดอย : 10.1111 / maps.12091 .
  100. ^ รอทช์, โทมัส; และคณะ (2555). "แผนที่ความละเอียดสูง Vesta High Altitude Mapping Orbit (HAMO) ที่ได้มาจากภาพจากกล้อง Dawn framing" วิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์และอวกาศ . 73 (1): 283–286 รหัสไปรษณีย์ : 2012P & SS ... 73..283R . ดอย : 10.1016 / j.pss.2012.08.021 .
  101. ^ รอทช์, โทมัส; และคณะ (2556). "แผนที่ความละเอียดสูง Vesta Low Altitude Mapping Orbit ที่ได้มาจากภาพ Dawn Framing Camera" วิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์และอวกาศ . 85 : 293–298 รหัสไปรษณีย์ : 2013P & SS ... 85..293R . ดอย : 10.1016 / j.pss.2013.06.024 .
  102. ^ "การเดินทางของนาซ่าเหนือเวสตา" . DLR สถาบันวิดีโอดาวเคราะห์วิจัยที่มีภาพนาซา นาซ่า. 16 กันยายน 2554 . สืบค้นเมื่อ18 กันยายน 2554 .
  103. ^ "DLR สาธารณะรุ่งอรุณเว็บไซต์ผลิตภัณฑ์" ที่เก็บถาวรจากเดิมเมื่อวันที่ 16 ตุลาคม 2015
  104. ^ "นาซ่ารุ่งอรุณ" .
  105. ^ "รุ่งอรุณข้อมูลสาธารณะ" . รุ่งอรุณ [เว็บไซต์] . Univ. California, Los Angeles สืบค้นเมื่อ6 มีนาคม 2558 .
  106. ^ ไบรอันต์, เกร็ก (2550). "ท้องฟ้าและกล้องโทรทรรศน์: ดูเวสตาที่สว่างที่สุด!" . สืบค้นเมื่อ7 พฤษภาคม 2550 .
  107. ^ "Vesta Finder" . ท้องฟ้าและกล้องโทรทรรศน์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 12 มิถุนายน 2550 . สืบค้นเมื่อ7 พฤษภาคม 2550 .
  108. ^ Harrington, Philip S. (21 ตุลาคม 2553). ความท้าทายของจักรวาล: The Ultimate สังเกตรายการสำหรับมือสมัครเล่น สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น. 75. ISBN 9781139493680.
  109. ^ เจมส์แอนดรูว์ (2008) "เวสต้า" . ภาคใต้ดาราศาสตร์ Delights สืบค้นเมื่อ6 พฤศจิกายน 2551 .
  110. ^ Yeomans โดนัลด์เค; แชมเบอร์, อลันบี"เปิดโลกทัศน์ Ephemeris" JPL ระบบพลวัตพลังงานแสงอาทิตย์ สืบค้นเมื่อ9 มกราคม 2553 .
  111. ^ "องค์ประกอบและ Ephemeris สำหรับ (4) Vesta" . ไมเนอร์แพลนเน็ตเซ็นเตอร์. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 4 มีนาคม 2559.
  112. ^ “ ดาราศาสตร์พิเศษประจำปี 2555” . Nightskyonline.info. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 20 เมษายน 2555 . สืบค้นเมื่อ23 พฤศจิกายน 2555 .
  113. ^ ลานเดอร์ตัน - เซเรสและเวสต้ากรกฎาคม 2012 - เมษายน 2013 - Sky และกล้องโทรทรรศน์

การอ้างอิงทั่วไป

  • The Dawn Mission to Minor Planets 4 Vesta และ 1 Ceres , Christopher T.Russell และ Carol A.Raymond (บรรณาธิการ), Springer (2011), ไอ 978-1-4614-4903-4
  • คีล, K.; ประวัติทางธรณีวิทยาของดาวเคราะห์น้อย 4 เวสต้า: ดาวเคราะห์บกที่เล็กที่สุดในดาวเคราะห์น้อย III , วิลเลียมบอตเก, อัลเบอร์โตเซลลิโน, เปาโลเปาโลลิกชีและริชาร์ดพีบินเซล (บรรณาธิการ) สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา (2545), ไอ 0-8165-2281-2

วิดีโอนี้สำรวจภูมิทัศน์ประวัติศาสตร์และลักษณะคล้ายดาวเคราะห์ของเวสตา

This page is based on the copyrighted Wikipedia article "/wiki/4_Vesta" (Authors); it is used under the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported License. You may redistribute it, verbatim or modified, providing that you comply with the terms of the CC-BY-SA. Cookie-policy To contact us: mail to [email protected]