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Der Asteroid Vesta wurde als vierter Planetoid von Heinrich Olbers im Jahre 1807 entdeckt. Er ist als einziger Asteroid mit dem bloßen Auge beobachtbar und somit ein lohnenswertes Objekt für den Einstieg in die Asteroidenbeobachtung. Auch aus Sicht der Planetengeologie ist Vesta ein äusserst interessantes und wertvolles Studienobjekt. Dieser Artikel soll Vesta aus verschiedenen Gesichtspunkten beleuchten.
Vesta bewegt sich auf einer Bahn im Asteroiden-Hauptgürtel zwischen Mars und Jupiter um die Sonne. Ihre große Bahnhalbachse beträgt 2,36 astronomische Einheiten. Mit einer Exzentrizität von 0,089 ist der Orbit von Vesta fast kreisförmig. Die Neigung der Umlaufbahn zur Ekliptik ist mit 7,1 Grad überdurchschnittlich stark ausgeprägt und erinnert in diesem Punkt an den Orbit des Merkur. Bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 19,3 Kilometern pro Sekunde benötigt sie für einen Umlauf um die Sonne 3,6 Jahre.
Vesta hat für einen Asteroiden relativ große Abmessungen von 560*544*448 Kilometern und ist damit der drittgrößte Asteroid des Hauptgürtels. Ihre mittlere Dichte beträgt 3,7 Gramm pro Kubikzentimeter. Das entspricht in etwa der Dichte der Erdkruste und gibt erste Hinweise auf die Zusammensetzung des Asteroiden (siehe unten). Mit einer Albedo von 0,423 ist Vesta ein überdurchschnittlich heller Vertreter der Asteroiden: Fast die Hälfte des auftreffenden Sonnenlichtes wird reflektiert. Vestas Rotationsperiode beträgt fünf Stunden und 20 Minuten.
Beobachtungen mit erdgebundenen Teleskopen zeigen Vesta lediglich als Lichtpunkt. Visuelle Beobachtungen bringen folglich keine Erkenntnisse über die Oberflächenbeschaffenheit des Asteroiden. Eine Ausnahme bilden hier die modernen Großteleskope, die es von der Auflösung her mit dem Hubble aufnehmen können. Auf die Erkenntnisse von Hubble wird weiter unten eingegangen.
Mit erdgebundenen Beobachtungen kann man lediglich Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung und die Form eines Asteroiden gewinnen:
Die Form kann mit der Beobachtung von Sternbedeckungen sehr gut bestimmt werden. Der Schatten, den ein Asteroid auf die Erde wirft, wenn er an einem Stern vorbei zieht, entspricht genau dem Profil des Asteroiden. Folglich dauert die Sternbedeckung an verschiedenen Stellen auf der Schattenbahn unterschiedlich lange, je nachdem, welchen Durchmesser der Asteroid an der Schatten werfenden Stelle aufweist. Somit erhält man viele Profilschnitte, wenn an verschiedenen Stellen in der Bedeckungszone die Bedeckungsdauer gemessen wird. Aus diesen Profilen lässt sich dann die Form des Querschnitts des Kleinplaneten zum Zeitpunkt der Bedeckung sehr exakt bestimmen.
Die chemische Zusammensetzung kann ermittelt werden, wenn man das Licht, das von Vesta reflektiert wird, spektroskopisch analysiert. Hier ist eine große Teleskopöffnung von Vorteil, da sie mehr Licht sammeln und das Spektrum eine höhere Auflösung aufweist.
Bei Vesta konnte das Hubble-Weltraumteleskop seine Stärken bei der Winkelauflösung voll ausspielen. Es wurde eine hoch aufgelöste fotografische Aufnahmeserie gewonnen, die es ermöglichte, die genauen Abmessungen und die Oberflächenbeschaffenheit von Vesta zu bestimmen.
Sie zeigt auf Schwarz-Weiss-Fotos fleckenhafte helle und dunkle Albedostrukturen. Die Fotos sind aufgrund des extrem kleinen scheinbaren Durchmessers von Vesta stark gepixelt. Dennoch erlauben die Aufnahmen Rückschlüsse auf Strukturen und die Oberflächenbeschaffenheit des Kleinplaneten. Ein Farbfoto von Vesta befindet sich am Anfang dieses Artikels.
Das folgende Bild zeigt eine Hubble-Aufnahme von Vesta (oben links) und ein daraus abgeleitetes Computer-Modell (rechts). Das untere Bild zeigt ein aus Hubble-Aufnahmen abgeleitetes Höhenmodell. Weiss und rot sind höher gelegene Bereiche, tiefer gelegene Regionen sind blau bis violett:
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Die auffälligste Struktur befindet sich auf der Südhalbkugel. Im Profil erkennt man einen gewaltigen Einschlagskrater mit Zentralberg, der fast den gesamten Längsdurchmesser des Planeten einnimmt. Auf die Bedeutung dieses Mega-Impaktes für die Forschung wird weiter unten eingegangen
Das Foto zeigt eine Computersimulation von Vesta mit dem Impaktkrater, basierend auf Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops:
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Des weiteren erkennt man auf dem Foto zahlreiche Albedostrukturen, die auf Materialunterschiede hindeuten. Die dunklen Bereiche werden als erkaltete Lavaströme interpretiert. Farbaufnahmen zeigen, dass Vesta, ähnlich wie Ceres, eine rötliche Oberfläche mit schwarzen Strukturen aufweist. Vesta erinnert auf Hubble-Farbfotos an Mars im Amateurfernrohr.
Auf obigem Foto erkennt man deutlich, dass die nördliche Hemisphäre von Vesta bis zum Impaktkrater eine annähernd kugelförmige Struktur aufweist, lediglich der Krater verleiht ihr eine elliptische Struktur. Hier liegt die Vermutung nahe, dass sich Vesta nach ihrer Entstehung im hydrostatischen Gleichgewicht befand, also nahezu kugelförmig war. Ein hydrostatisches Gleichgewicht lässt wiederum vermuten, dass es sich um einen differenzierten Körper mit Kruste, Mantel und Kern handelt.
Dieser Vermutung kann mit Hilfe des Impaktkraters nachgegangen werden. Solche Krater stellen stets einen geologischen Aufschluss der tiefer liegenden Schichten eines Körpers dar.
Zunächst weist Vesta eine basaltische Kruste auf. Um die Dichte von Vesta zu erklären, ist ein Mantel erforderlich, der eine höhere Dichte als die Kruste aufweist. Er besteht aus ultramafischen Gesteinen, darunter befindet sich ein metallischer Kern. Spektralanalysen zeigen weiterhin, dass Vesta in kleinen Mengen wasser- und hydroxidhaltige Minerale enthält.
Ultramafische Gesteine sind Gesteine, die zu 90% oder mehr aus mafischen Mineralen bestehen. Dies sind Minerale wie Olivin, Pyroxene und Amphibole, die in der Regel magmatischen Ursprungs sind. Der Farbindex ultramafischer Minerale ist größer als 90, das heisst mehr als 90% der Minerale erscheinen dunkel bis schwarz.
Die Energie für die geologische Aktivität und Differenzierung geht bei Vesta vermutlich auf den Zerfall des radioaktiven Aluminium-Isotops mit der Ordnungszahl 26 zurück. Dieses ist bereits vollständig zerfallen und kann nur anhand seiner Tochterisotope als früher existent nachgewiesen werden.
Die Energie für die geologische Aktivität und Differenzierung geht bei Vesta vermutlich auf den Zerfall des radioaktiven Aluminium-Isotops mit der Ordnungszahl 26 zurück. Dieses ist bereits vollständig zerfallen und kann nur anhand seiner Tochterisotope als früher existent nachgewiesen werden.
Möglicherweise existieren sogar Gesteinsproben von Vesta auf der Erde: Bei einem so gewaltigen Impakt muss eine Menge Material des Mutterkörpers ins All geschleudert worden sein. Tatsächlich existieren Meteorite (eine Untergruppe der Achondrite mit basaltischer Zusammensetzung), die vom Spektrum her mit Vesta nahezu deckungsgleich sind. Sie weisen zudem ein Alter von 4,4 bis 4,5 Milliarden Jahren auf, was für einen asteroidalen Ursprung spricht.
Aufgrund seiner großen Helligkeit ist Vesta selbst unter Stadtbedingungen grundsätzlich ein sehr einfaches Objekt für den beobachtenden Sternfreund. Mit einer Aufsuchkarte ist Vesta auch mit kleinen Ferngläsern einfach zu finden.
Wie bereits erwähnt ist Vesta ausschließlich als Lichtpunkt zu beobachten. Das einzige sinnvolle Beobachtungsprojekt ist die Verfolgung der Bewegung von Vesta zwischen den Sternen. Mit einem Fernglas sollte man im Abstand von ein paar Tagen Beobachtungen vornehmen, um die Eigenbewegung zu erkennen. Mit einem Teleskop lässt sich ihre Eigenbewegung noch besser verfolgen, wenn man alle paar Stunden die Position von Vesta mit den Hintergrundsternen vergleicht.
Eine interessante Variante ist die fotografische Erfassung der Bewegung von Vesta. Jedes Kameraobjektiv mit kurzen bis mittleren Brennweiten ermöglicht die Identifizierung des Planetoiden. Mit Aufnahmen im Abstand von einigen Tagen kann man eindrucksvolle Ergebnisse erzielen.
Mit mittel- bis langbrennweitigen Teleskopen lässt sich die Bewegung von Vesta sogar bereits mit Aufnahmeabständen von einigen Stunden nachweisen. Das gilt insbesondere für langbrennweitige Teleskopaufnahmen.
Die benötigten Belichtungszeiten sind aufgrund der relativ großen Helligkeit sehr kurz, es genügen jeweils höchstens wenige Minuten, um eine große Helligkeit auf dem Kamerasensor zu erzielen.
Die im Herbst 2007 gestartete NASA-Mission Dawn wird im Oktober 2011 Vesta erreichen und in eine Umlaufbahn um den Asteroiden einschwenken. Von dort wird die Mission einige Monate lang Vesta erforschen, um dann zum Zwergplaneten Ceres aufzubrechen und diesen zu untersuchen. Die Mission wird zahlreiche neue Erkenntnisse über Asteroiden bringen.
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