4 वेस्ता

वेस्टा ( लघु-ग्रह पदनाम : 4 वेस्टा ) क्षुद्रग्रह बेल्ट में सबसे बड़ी वस्तुओं में से एक है, जिसका औसत व्यास 525 किलोमीटर (326 मील) है। [९] इसकी खोज २९ मार्च १८०७ को जर्मन खगोलशास्त्री हेनरिक विल्हेम मैथियास ओल्बर्स ने की थी [७] और इसका नाम रोमन पौराणिक कथाओं से घर और चूल्हा की कुंवारी देवी वेस्टा के नाम पर रखा गया है

4 वेस्ता
डॉन द्वारा ली गई वेस्टा की रंगीन छवि
खोज
द्वारा अविष्कृतहेनरिक विल्हेम ओल्बर्स
डिस्कवरी की तारीख२९ मार्च १८०७
पदनाम
(4) वेस्ता Ve
उच्चारण/ वी ɛ रों टी ə / [1]
नाम के बाद
वेस्टा
मुख्य बेल्ट ( वेस्टा परिवार )
विशेषण
  • वेस्तान
  • वेस्टियन [ए]
कक्षीय विशेषताएं [7]
युग ९ दिसंबर २०१४ ( जद  २४५७०००.५)
नक्षत्र2.57138 एयू (384.673 जीएम)
सूर्य समीपक२.१५२२१ एयू (३२१.९६६ ग्राम)
2.36179 एयू (353.319 ग्राम)
सनक0.08874
3.63  वर्ष (३२५ .७५ घ )
19.34 किमी/सेकंड
२०.८६३८४°
झुकाव७.१४०४३ ° करने के लिए क्रांतिवृत्त
5.58 ° करने के लिए अचल विमान [6]
१०३.८५१३६°
151.19853°
उपग्रहोंकोई नहीं
उचित कक्षीय तत्व [8]
२.३६१५१  एयू
0.098758
उचित झुकाव
6.39234°
99.1888  डिग्री  / वर्ष
३.६२९४४ वर्ष
(१३२५.६५४ )
36.8729 (2343 वर्ष)  आर्कसेक  / वर्ष
आरोही नोड की पूर्वता
−39.5979 (2182 वर्ष)  आर्कसेक  / वर्ष
भौतिक विशेषताएं
आयाम572.6  किमी × 557.2  किमी × 446.4  किमी [9]
औसत व्यास
५२५.४ ± ०.२ किमी [९]
सपाट0.2204
(८.६६ ± ०.२) × १०  किमी [ख] [१०]
आयतन(७.४६ ± ०.३) × १०  किमी [ख] [११]
द्रव्यमान(२.५९० ७६ ± ०.००० 01 ) × १० २०  किलो [९]
माध्य घनत्व
३.४५६ ± ०.०३५  ग्राम/सेमी [९]
भूमध्यरेखीय सतह गुरुत्वाकर्षण
०.२५ मीटर/
सेकंड ०.०२५  g
भूमध्यरेखीय पलायन वेग
०.३६ किमी/सेक
0.2226 घ (5.342 घंटे) [7] [12]
भूमध्यरेखीय घूर्णन वेग
९३.१ मी/से [सी]
उत्तरी ध्रुव दाहिना उदगम
२०h ३२मी [ उद्धरण वांछित ]
उत्तरी ध्रुव की गिरावट
४८° [ उद्धरण वांछित ]
0.423 [13]
तापमानन्यूनतम: 75  के (−198 डिग्री सेल्सियस)
अधिकतम: 250 के (-23 डिग्री सेल्सियस) [14]
वी [7] [15]
५.१ [१६] से ८.४८
3.20 [7] [13]
0.70″ से 0.22″

वेस्टा बौने ग्रह सेरेस के बाद द्रव्यमान और आयतन दोनों के हिसाब से दूसरा सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह है [१७] [१८] [१९] यह क्षुद्रग्रह बेल्ट के द्रव्यमान का अनुमानित ९% है [२०] यह २ पलास (मात्रा के हिसाब से लगभग ५%) से थोड़ा ही बड़ा है , लेकिन २५% से ३०% अधिक विशाल है। वेस्टा एकमात्र ज्ञात शेष चट्टानी प्रोटोप्लानेट (एक विभेदित आंतरिक के साथ ) है जिसने स्थलीय ग्रहों का गठन किया [२१] [२२] [२३] वेस्टा के कई टुकड़े एक और दो अरब साल पहले टकराव से बाहर निकल गए थे, जिससे दो विशाल क्रेटर वेस्टा के दक्षिणी गोलार्ध पर कब्जा कर चुके थे। [२४] [२५] इन घटनाओं से मलबा हावर्डाइट-यूक्रिट-डायोजन (एचईडी) उल्कापिंड के रूप में पृथ्वी पर गिर गया है , जो वेस्टा के बारे में जानकारी का एक समृद्ध स्रोत रहा है। [२६] [२७] [२८]

वेस्टा पृथ्वी से दिखाई देने वाला सबसे चमकीला क्षुद्रग्रह है। यह नियमित रूप से ५.१, [१६] के परिमाण जितना चमकीला होता है , जिस समय यह नग्न आंखों से कम दिखाई देता है। सूर्य से इसकी अधिकतम दूरी सूर्य से सेरेस की न्यूनतम दूरी से थोड़ी अधिक है, [डी] हालांकि इसकी कक्षा पूरी तरह से सेरेस के भीतर है। [29]

नासा के डॉन अंतरिक्ष यान ने एक साल की खोज के लिए १६ जुलाई २०११ को वेस्टा के चारों ओर कक्षा में प्रवेश किया और ५ सितंबर २०१२ [३०] को अपने अंतिम गंतव्य, सेरेस के रास्ते में वेस्टा की कक्षा को छोड़ दिया वेस्टा के गठन और इतिहास में अतिरिक्त अंतर्दृष्टि के लिए शोधकर्ता डॉन द्वारा एकत्र किए गए डेटा की जांच करना जारी रखते हैं [31] [32]

चार सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों के सापेक्ष आकार। वेस्ता बाएं से दूसरे स्थान पर है।

खोज

वेस्टा, सेरेस , और चंद्रमा पैमाने पर दिखाए गए आकारों के साथ

सेरेस की खोज के एक साल बाद 1802 में हेनरिक ओल्बर्स ने पलास की खोज की उन्होंने प्रस्तावित किया कि दो वस्तुएं एक नष्ट ग्रह के अवशेष थे उन्होंने ब्रिटिश खगोलशास्त्री विलियम हर्शल को अपने प्रस्ताव के साथ एक पत्र भेजा , जिसमें सुझाव दिया गया था कि उन स्थानों के पास एक खोज जहां सेरेस और पलास की कक्षाओं को काट दिया गया था, और अधिक टुकड़े प्रकट कर सकते हैं। इन कक्षीय चौराहों में स्थित थे तारामंडल की सेटस और कन्या[३३] ओल्बर्स ने १८०२ में अपनी खोज शुरू की, और २९ मार्च १८०७ को उन्होंने नक्षत्र कन्या राशि में वेस्ता की खोज की - एक संयोग, क्योंकि सेरेस, पलास और वेस्टा एक बड़े शरीर के टुकड़े नहीं हैं। क्योंकि 1804 में क्षुद्रग्रह जूनो की खोज की गई थी, इसने वेस्टा को उस क्षेत्र में पहचाना जाने वाला चौथा ऑब्जेक्ट बना दिया जिसे अब क्षुद्रग्रह बेल्ट के रूप में जाना जाता है इस खोज की घोषणा 31 मार्च को जर्मन खगोलशास्त्री जोहान एच. श्रॉटर को संबोधित एक पत्र में की गई थी [३४] क्योंकि ओल्बर्स के पास पहले से ही एक ग्रह की खोज का श्रेय था (पलास; उस समय, क्षुद्रग्रहों को ग्रह माना जाता था), उन्होंने अपनी नई खोज का नामकरण जर्मन गणितज्ञ कार्ल फ्रेडरिक गॉस को दिया , जिनकी कक्षीय गणना ने खगोलविदों को सक्षम बनाया था। सेरेस के अस्तित्व की पुष्टि करने के लिए, पहला क्षुद्रग्रह, और जिसने 10 घंटे के उल्लेखनीय रूप से कम समय में नए ग्रह की कक्षा की गणना की थी। [३५] [३६] गॉस ने घर और चूल्हा, वेस्टा की रोमन कुंवारी देवी का फैसला किया [37]

नाम

वेस्टा खोजा जाने वाला चौथा क्षुद्रग्रह था, इसलिए इसके औपचारिक पदनाम में नंबर 4 था। नाम Vesta , या उसके राष्ट्रीय संस्करण, दो अपवादों के साथ अंतरराष्ट्रीय उपयोग में है: ग्रीस और चीन। में यूनानी , नाम को अपनाया वेस्टा की यूनानी बराबर था Hestia ( 4 Εστία ); अंग्रेजी में, उस नाम का उपयोग 46 हेस्टिया के लिए किया जाता है (यूनानी दोनों के लिए "हेस्टिया" नाम का उपयोग करते हैं, जिसमें अल्प-ग्रह संख्याएं असंबद्धता के लिए उपयोग की जाती हैं)। में चीनी , वेस्टा 'भट्ठी-देवता (dess) स्टार' कहा जाता है,灶神星 zàoshénxīng , सचमुच में चीनी उसका नाम का लिप्यंतरण से वेस्टा की भूमिका के लिए छोटा तारा नामकरण बल्कि, के रूप में शामिल आधुनिक समय में खोज की अन्य निकायों, साथ किया जाता है यूरेनस , नेपच्यून , और प्लूटो[इ]

इसकी खोज के बाद, वेस्टा, इससे पहले सेरेस, पलास और जूनो की तरह, एक ग्रह के रूप में वर्गीकृत किया गया था और एक ग्रह प्रतीक दिया गया था प्रतीक अपनी पवित्र अग्नि के साथ वेस्ता की वेदी का प्रतिनिधित्व करता था और गॉस द्वारा डिजाइन किया गया था। [३८] [३९] गॉस की अवधारणा में, यह खींचा गया था; अपने आधुनिक रूप में, यह है. [च]

वेस्ता की खोज के बाद, 38 वर्षों तक कोई और वस्तु नहीं खोजी गई, और माना जाता था कि सौर मंडल में ग्यारह ग्रह हैं। [४२] हालांकि, १८४५ में, नए क्षुद्रग्रहों की तीव्र गति से खोज की जाने लगी, और १८५१ तक आठ प्रमुख ग्रहों ( नेप्च्यून की खोज १८४६ में की गई थी) के अलावा पंद्रह, प्रत्येक के अपने प्रतीक थे। यह जल्द ही स्पष्ट हो गया कि नए ग्रहों के प्रतीकों का अनिश्चित काल तक आविष्कार करना जारी रखना अव्यावहारिक होगा, और कुछ मौजूदा लोगों को जल्दी से आकर्षित करना मुश्किल साबित हुआ। उस वर्ष, इस समस्या का समाधान बेंजामिन एपथॉर्प गोल्ड ने किया था , जिन्होंने खोज के क्रम में क्षुद्रग्रहों की संख्या का सुझाव दिया था, और इस संख्या को एक डिस्क (सर्कल) में एक क्षुद्रग्रह के सामान्य प्रतीक के रूप में रखने का सुझाव दिया था। इस प्रकार, चौथे क्षुद्रग्रह, वेस्टा ने सामान्य प्रतीक प्राप्त कर लिया। इसे जल्द ही नाम के साथ एक आधिकारिक संख्या-नाम पदनाम, वेस्टा में जोड़ा गया , क्योंकि छोटे ग्रहों की संख्या में वृद्धि हुई थी। १८५८ तक, वृत्त को कोष्ठकों में सरलीकृत कर दिया गया था, (४) वेस्टा , जो टाइपसेट करना आसान था। अन्य विराम चिह्न, जैसे ४) वेस्टा और ४, वेस्टा का भी उपयोग किया गया था, लेकिन १९४९ तक कमोबेश पूरी तरह से समाप्त हो गया था। [४३] आज, या तो वेस्टा , या, अधिक सामान्यतः, ४ वेस्टा का उपयोग किया जाता है।

प्रारंभिक माप

तुलना के लिए दाईं ओर दिखाए गए डॉन छवियों से प्राप्त सिंथेटिक दृश्य के साथ, SPHERE छवि बाईं ओर दिखाई गई है। [44]

1880-1882 में हार्वर्ड कॉलेज वेधशाला में और 1909 में ऑब्जर्वेटोएरे डी टूलूज़ में वेस्टा के फोटोमेट्रिक अवलोकन किए गए थे । इन और अन्य टिप्पणियों ने वेस्टा की रोटेशन दर को 1950 के दशक तक निर्धारित करने की अनुमति दी थी। हालांकि, रोटेशन दर के शुरुआती अनुमानों पर सवाल उठाया गया क्योंकि प्रकाश वक्र में आकार और अल्बेडो दोनों में भिन्नताएं शामिल थीं [45]

वेस्टा के व्यास का प्रारंभिक अनुमान १८२५ में ३८३ (२३८) से लेकर ४४४ किमी (२७६ मील) तक था। ईसी पिकरिंग ने १८७९ में ५१३ ± १७ किमी (३१९ ± ११ मील) के अनुमानित व्यास का उत्पादन किया, जो औसत व्यास के आधुनिक मूल्य के करीब है, लेकिन बाद के अनुमान ३९० किमी (२४२ मील) से लेकर एक अगली सदी के दौरान 602 किमी (374 मील) की ऊँचाई। मापा अनुमान फोटोमेट्री पर आधारित थे 1989 में, घूर्णी अवधि के दौरान 498 और 548 किमी (30 9 और 341 मील) के बीच भिन्न आयाम को मापने के लिए स्पेकल इंटरफेरोमेट्री का उपयोग किया गया था। [46] 1991 में, एक प्रच्छादन स्टार के साओ 93,228 वेस्टा द्वारा पूर्वी संयुक्त राज्य अमेरिका और कनाडा में कई स्थानों से मनाया गया। 14 अलग-अलग साइटों की टिप्पणियों के आधार पर, डेटा के लिए सबसे उपयुक्त एक अण्डाकार प्रोफ़ाइल थी जिसका आयाम लगभग 550 किमी × 462 किमी (342 मील × 287 मील) था। [४७] डॉन ने इस माप की पुष्टि की।

वेस्टा अपना द्रव्यमान निर्धारित करने वाला पहला क्षुद्रग्रह बन गया। हर 18 साल में, क्षुद्रग्रह 197 Arete भीतर आता हैवेस्टा का 0.04  एयू1966 में, वेस्टा के अरेटे के गुरुत्वाकर्षण संबंधी गड़बड़ी के अवलोकन के आधार पर , हंस जी. हर्ट्ज़ ने वेस्टा के द्रव्यमान का अनुमान लगाया(१.२० ± ०.०८) × १० −१०  एम ☉ ( सौर द्रव्यमान )। [४८] और अधिक परिष्कृत अनुमानों का पालन किया गया, और २००१ में १७ थेटिस की गड़बड़ी का इस्तेमाल वेस्टा के द्रव्यमान की गणना के लिए किया गया था।(१.३१ ± ०.०२) × १० −१०  एम[४९] डॉन ने इसे निर्धारित किया१.३०२९ × १० −१०  एम

वेस्टा 3.6 पृथ्वी वर्ष की अवधि के साथ, क्षुद्रग्रह बेल्ट के भीतर, मंगल और बृहस्पति के बीच सूर्य की परिक्रमा करता है , [7] विशेष रूप से आंतरिक क्षुद्रग्रह बेल्ट में, आंतरिक रूप से 2.50 एयू पर किर्कवुड गैप के लिएइसकी कक्षा मध्यम रूप से झुकी हुई है ( i = 7.1 °, बुध के लिए 7 ° और प्लूटो के लिए 17 ° की तुलना में ) और मध्यम विलक्षण ( e = 0.09, लगभग मंगल के समान)। [7]

क्षुद्रग्रहों के बीच वास्तविक कक्षीय प्रतिध्वनि को असंभाव्य माना जाता है; उनके बड़े अलगाव के सापेक्ष उनके छोटे द्रव्यमान के कारण, ऐसे रिश्ते बहुत दुर्लभ होने चाहिए। [50] फिर भी, वेस्टा अन्य क्षुद्रग्रहों को अस्थायी 1:1 गुंजयमान कक्षीय संबंधों (2 मिलियन वर्ष या उससे अधिक की अवधि के लिए) में पकड़ने में सक्षम है; लगभग चालीस ऐसी वस्तुओं की पहचान की गई है। [५१] वेस्टा बाय डॉन के आसपास के क्षेत्र में पाई गई डेसीमीटर-आकार की वस्तुएं उचित उपग्रहों के बजाय ऐसे अर्ध-उपग्रह हो सकती हैं [51]

Olbers Regio (अंधेरा क्षेत्र) IAU समन्वय प्रणाली में प्रमुख मध्याह्न रेखा को परिभाषित करता है। इसे यहां वेस्टा के हबल शॉट में दिखाया गया है , क्योंकि यह डॉन की अधिक विस्तृत छवियों में दिखाई नहीं देता है
क्लाउडिया क्रेटर (दाईं ओर क्लोजअप छवि के निचले भाग में तीर द्वारा इंगित) डॉन /नासा समन्वय प्रणाली में प्राइम मेरिडियन को परिभाषित करता है।

वेस्टा के घूर्णन अपेक्षाकृत एक क्षुद्रग्रह (5.342 ज) और के लिए तेजी से होता है prograde की दिशा में उत्तरी ध्रुव की ओर इशारा करते के साथ, सही चढ़ाव 20 घंटे 32 मिनट, झुकाव + 48 ° (नक्षत्र में सिग्नस के बारे में 10 डिग्री की अनिश्चितता के साथ)। यह 29° का अक्षीय झुकाव देता है [52]

वेस्टा के लिए उपयोग में दो अनुदैर्ध्य समन्वय प्रणालियां हैं, जिनमें प्रमुख मेरिडियन 150 डिग्री से अलग हैं। आईएयू के आधार पर 1997 में एक समन्वय प्रणाली की स्थापना की हबल के केंद्र के माध्यम से प्रधानमंत्री मध्याह्न चल के साथ फोटो, Olbers Regio , एक अंधेरे सुविधा 200 किमी के पार। जब डॉन वेस्टा पहुंचे, तो मिशन वैज्ञानिकों ने पाया कि आईएयू द्वारा ग्रहण किए गए ध्रुव का स्थान 10 डिग्री से बंद था, जिससे आईएयू समन्वय प्रणाली प्रति वर्ष 0.06 डिग्री पर वेस्टा की सतह पर चली गई, और यह भी कि ओल्बर्स रेजियो नहीं था करीब से देखा जा सकता है, और इसलिए प्राइम मेरिडियन को उस सटीकता के साथ परिभाषित करने के लिए पर्याप्त नहीं था जिसकी उन्हें आवश्यकता थी। उन्होंने पोल को ठीक किया, लेकिन क्लाउडिया के केंद्र से 4° का एक नया प्राइम मेरिडियन भी स्थापित किया, जो कि 700 मीटर के पार एक तेजी से परिभाषित गड्ढा है, जिसके परिणामस्वरूप वे मानचित्रण चतुर्भुज के अधिक तार्किक सेट में परिणाम देते हैं। [५३] नासा के सभी प्रकाशन, वेस्टा की छवियों और मानचित्रों सहित, क्लॉडियन मेरिडियन का उपयोग करते हैं, जो IAU के लिए अस्वीकार्य है। कार्टोग्राफिक निर्देशांक और घूर्णी तत्वों पर आईएयू वर्किंग ग्रुप ने एक समन्वय प्रणाली की सिफारिश की, ध्रुव को सही किया लेकिन ओल्बर्स रेजीओ के साथ मेल खाने के लिए क्लॉडियन देशांतर को 150 डिग्री तक घुमाया। [५४] इसे IAU द्वारा स्वीकार किया गया था, हालांकि यह डॉन टीम द्वारा तैयार किए गए नक्शों को बाधित करता है , जिसे तैनात किया गया था ताकि वे किसी भी प्रमुख सतह सुविधाओं को विभाजित न करें। [53] [55]

डॉन द्वारा ली गई वेस्टा की समग्र ग्रेस्केल छवि
आईएयू 2006 मसौदा प्रस्ताव एक ग्रह की परिभाषा पर एक उम्मीदवार के रूप में सूचीबद्ध वेस्टा। [५६] वेस्टा को नीचे की पंक्ति में बाईं ओर से चौथा दिखाया गया है।

वेस्टा क्षुद्रग्रह बेल्ट में दूसरा सबसे विशाल पिंड है , [५७] हालांकि सेरेस जितना विशाल केवल २८% है। [२०] वेस्टा का घनत्व चार स्थलीय ग्रहों की तुलना में कम है , लेकिन आईओ को छोड़कर सौर मंडल के अधिकांश क्षुद्रग्रहों और सभी चंद्रमाओं की तुलना में अधिक है वेस्टा का सतही क्षेत्रफल पाकिस्तान या टेक्सास और उत्तरी कैरोलिना के संयुक्त क्षेत्रफल (लगभग 800,000 वर्ग किलोमीटर) के बराबर है। [छ] इसमें एक अलग इंटीरियर है। [२१] वेस्टा केवल थोड़ा बड़ा है (५२५.४ ± ०.२ किमी [९] ) २ पलास से (५१२ ± ३ किमी ) मात्रा में, [५८] लेकिन लगभग २५% अधिक विशाल है।

वेस्टा का आकार गुरुत्वाकर्षण से आराम से चपटे गोलाकार के करीब है , [५२] लेकिन दक्षिणी ध्रुव पर बड़ी समतलता और फलाव (नीचे ' सतह की विशेषताएं ' देखें) से कम द्रव्यमान के साथ संयुक्त5 × 10 20  किग्रा ने वेस्टा को अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ (आईएयू) संकल्प XXVI 5 के तहत स्वचालित रूप से एक बौना ग्रह माना जाने से रोक दिया [५९] डॉन अंतरिक्ष यान द्वारा एकत्र किए गए डेटा का उपयोग करते हुए वेस्टा के आकार [६०] और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के २०१२ के विश्लेषण से पता चला है कि वेस्टा वर्तमान में हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में नहीं है [9] [61]

सतह पर तापमान लगभग -20 डिग्री सेल्सियस के बीच रहने का अनुमान लगाया गया है, जो सूर्य के ऊपर है, सर्दियों के ध्रुव पर लगभग -190 डिग्री सेल्सियस तक गिर जाता है। विशिष्ट दिन और रात का तापमान क्रमशः −60 °C और -130 °C होता है। यह अनुमान ६ मई १९९६ के लिए है, जो पेरिहेलियन के बहुत करीब है , हालांकि विवरण कुछ हद तक मौसम के साथ भिन्न होते हैं। [14]

वेस्टा का भूगर्भिक मानचित्र [62]
सबसे प्राचीन और भारी गड्ढे वाले क्षेत्र भूरे रंग के हैं; वेनेनिया और रियासिल्विया प्रभावों द्वारा संशोधित क्षेत्र हैं बैंगनी (उत्तर में सैटर्नलिया फॉसे फॉर्मेशन ) [63] और लाइट सियान (दिवालिया फॉसे फॉर्मेशन, इक्वेटोरियल), [62] क्रमशः; रियासिल्विया प्रभाव बेसिन इंटीरियर (दक्षिण में) गहरा नीला है, और रियासिल्विया इजेक्टा के पड़ोसी क्षेत्र (वेनेनिया के भीतर एक क्षेत्र सहित) हल्के बैंगनी-नीले हैं; [६४] [६५] अधिक हालिया प्रभावों या बड़े पैमाने पर बर्बादी से संशोधित क्षेत्र क्रमशः पीले/नारंगी या हरे हैं।

उत्तरी (बाएं) और दक्षिणी (दाएं) गोलार्ध। 'स्नोमैन' क्रेटर बाईं छवि के शीर्ष पर हैं; Rheasilvia और Veneneia (हरा और नीला) दाईं ओर हावी हैं। दोनों में समानांतर ट्रफ नजर आ रही है। दो गोलार्द्धों के रंग पैमाना नहीं हैं, [h] और भूमध्यरेखीय क्षेत्र नहीं दिखाया गया है।
वेस्टा का दक्षिणी ध्रुव, रियासिल्विया क्रेटर की सीमा को दर्शाता है।

डॉन अंतरिक्ष यान के आगमन से पहले, हबल स्पेस टेलीस्कोप और ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप (जैसे केक वेधशाला ) का उपयोग करके कुछ वेस्टन सतह सुविधाओं को पहले ही हल कर लिया गया था [६६] जुलाई २०११ में डॉन के आगमन ने वेस्टा की जटिल सतह का विस्तार से खुलासा किया। [67]

रियासिल्विया और वेनेनिया क्रेटर

इन सतह की विशेषताओं में सबसे प्रमुख दो विशाल क्रेटर हैं, 500 किलोमीटर (311 मील) चौड़ा रीसिल्विया क्रेटर, जो दक्षिण ध्रुव के पास केंद्रित है, और 400 किमी (24 9 मील) चौड़ा वेनेनिया क्रेटर है। रियासिल्विया क्रेटर छोटा है और वेनेनिया क्रेटर के ऊपर है। [68] डॉन विज्ञान टीम युवा और प्रमुख गड्ढा नामित Rheasilvia , Romulus और Remus और एक पौराणिक की मां के बाद Vestal कुंवारी[६९] इसकी चौड़ाई वेस्ता के औसत व्यास का ९५% है। गड्ढा लगभग 19 किमी (12 मील) गहरा है। एक केंद्रीय शिखर क्रेटर फ्लोर के सबसे कम मापे गए हिस्से से 23 किमी (14 मील) ऊपर उठता है और क्रेटर रिम का सबसे ऊंचा मापा हिस्सा क्रेटर फ्लोर के निम्न बिंदु से 31 किमी (19 मील) ऊपर है। यह अनुमान लगाया गया है कि जिम्मेदार प्रभाव ने वेस्टा की मात्रा का लगभग 1% उत्खनन किया, और यह संभावना है कि वेस्टा परिवार और वी-प्रकार के क्षुद्रग्रह इस टकराव के उत्पाद हैं। यदि ऐसा है, तो तथ्य यह है कि 10 किमी (6.2 मील) टुकड़े बमबारी से बच गए हैं जब तक कि वर्तमान इंगित नहीं करता है कि क्रेटर केवल 1 अरब वर्ष पुराना है। [७०] यह एचईडी उल्कापिंडों की उत्पत्ति का स्थल भी होगा सभी ज्ञात वी-प्रकार के क्षुद्रग्रह एक साथ निकाले गए मात्रा का केवल 6% के लिए खाते हैं, बाकी के साथ या तो छोटे टुकड़ों में, 3: 1  किर्कवुड अंतर के करीब पहुंचकर , या यार्कोव्स्की प्रभाव या विकिरण दबाव से दूर हो गए हबल छवियों के स्पेक्ट्रोस्कोपिक विश्लेषणों से पता चला है कि यह गड्ढा क्रस्ट की कई अलग-अलग परतों के माध्यम से और संभवतः मेंटल में गहराई से प्रवेश कर चुका है , जैसा कि ओलिविन के वर्णक्रमीय हस्ताक्षरों द्वारा दर्शाया गया है [52]

रियासिल्विया के केंद्र में बड़ी चोटी 20 से 25 किमी (12-16 मील) ऊंची और 180 किमी (112 मील) चौड़ी है, [68] और संभवत: ग्रहों के पैमाने पर प्रभाव का परिणाम है। [71]

अन्य क्रेटर

एलिया क्रेटर
फेरालिया प्लैनिटिया, वेस्टा के भूमध्य रेखा (हरा और नीला) के पास एक पुराना, नीचा गड्ढा। यह 270 किमी (168 मील) के पार है और रियासिल्विया (नीचे हरा) से पहले का है।

आकार में कई पुराने, अवक्रमित क्रेटर प्रतिद्वंद्वी रियासिल्विया और वेनेनिया हैं, हालांकि कोई भी इतना बड़ा नहीं है। इनमें फेरलिया प्लैनिटिया शामिल है , जो दाईं ओर दिखाया गया है, जो कि 270 किमी (168 मील) के पार है। [७२] हाल ही में, शार्प क्रेटर १५८ किमी (९८ मील) वरोनिला और १९६ किमी (१२२ मील) पोस्टुमिया तक फैले हुए हैं। [73]

"स्नोमैन क्रेटर"

"स्नोमैन क्रेटर्स" वेस्टा के उत्तरी गोलार्ध में तीन आसन्न क्रेटरों के समूह को दिया गया एक अनौपचारिक नाम है। उनके सबसे बड़े से सबसे छोटे (पश्चिम से पूर्व तक) के आधिकारिक नाम मर्सिया, कैलपर्निया और मिनुसिया हैं। मार्सिया सबसे छोटी और क्रॉस-कट कैलपर्निया है। मिनुसिया सबसे पुराना है। [62]

2011 में 5,200 किमी (3,200 मील) से डॉन द्वारा "स्नोमैन" क्रेटर
"स्नोमैन" क्रेटर की विस्तृत छवि

गर्त

वेस्टा के अधिकांश भूमध्यरेखीय क्षेत्र को समानांतर कुंडों की एक श्रृंखला द्वारा तराशा गया है। सबसे बड़े का नाम डिवालिया फोसा (10-20 किमी चौड़ा, 465 किमी लंबा) है। इस तथ्य के बावजूद कि वेस्टा चंद्रमा के आकार का एक-सातवां हिस्सा है, डिवालिया फोसा ग्रैंड कैन्यन को बौना बना देता है भूमध्य रेखा की ओर झुकी हुई एक दूसरी श्रृंखला आगे उत्तर में पाई जाती है। उत्तरी कुंडों में सबसे बड़ा नाम सैटर्नलिया फोसा (≈ ४० किमी चौड़ा, > ३७० किमी लंबा) है। इन troughs बड़े पैमाने पर माना जाता है Graben प्रभावों कि Rheasilvia और Veneneia खड्ड क्रमशः बनाया है, से उत्पन्न। वे सौर मंडल में सबसे लंबी खाई में से कुछ हैं , लगभग टेथिस पर इथाका चस्मा जितनी लंबी हैं वेस्टा के साथ एक और क्षुद्रग्रह के टकराने के बाद बनने वाले गर्तों को पकड़ा जा सकता है, एक प्रक्रिया जो केवल एक शरीर में हो सकती है, जैसे कि वेस्टा, विभेदित है। [७४] वेस्टा का भेदभाव एक कारण है कि वैज्ञानिक इसे एक प्रोटोप्लानेट मानते हैं। [75]

डिवालिया फोसा का एक खंड, उत्तर और दक्षिण में समानांतर कुंडों के साथ
Divalia Fossa . के एक हिस्से का कंप्यूटर जनित दृश्य

सतह संरचना

दृश्य और इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रोमीटर (वीआईआर), गामा-रे और न्यूट्रॉन डिटेक्टर (जीआरएनडी), और फ्रेमिंग कैमरा (एफसी) से संरचना संबंधी जानकारी, सभी इंगित करते हैं कि वेस्टा की अधिकांश सतह संरचना हॉवर्डाइट, यूक्रिट की संरचना के अनुरूप है। , और डायोजेनाइट उल्कापिंड। [७६] [७७] [७८] रियासिल्विया क्षेत्र डायोजेनाइट में सबसे समृद्ध है, वेस्टा के भीतर गहराई से रियासिल्विया-गठन प्रभाव उत्खनन सामग्री के अनुरूप है। रियासिल्विया क्षेत्र के भीतर ओलिवाइन की उपस्थिति भी मेंटल सामग्री के उत्खनन के अनुरूप होगी। हालांकि, ओलिविन केवल उत्तरी गोलार्ध के स्थानीय क्षेत्रों में पाया गया है, रियासिल्विया के भीतर नहीं। [३१] इस ओलिवाइन की उत्पत्ति वर्तमान में अज्ञात है।

वाष्पशील से जुड़ी विशेषताएं

वेस्टा पर चार क्रेटरों में गड्ढेदार इलाके देखे गए हैं: मार्सिया, कॉर्नेलिया, न्यूमिसिया और लिसिनिया। [७९] गड्ढे वाले इलाके के गठन को प्रभाव-गर्म वाष्पशील-असर सामग्री के degassing के लिए प्रस्तावित किया गया है। गड्ढे वाले इलाके के साथ, मार्सिया और कॉर्नेलिया क्रेटर में घुमावदार नाले पाए जाते हैं। घुमावदार गलियां लोबेट जमा में समाप्त होती हैं, जो कभी-कभी गड्ढे वाले इलाके से ढकी होती हैं, और प्रभाव की गर्मी से बर्फ के दबे जमा होने के बाद तरल पानी के क्षणिक प्रवाह से बनने का प्रस्ताव है। [६३] हाइड्रेटेड सामग्री का भी पता चला है, जिनमें से कई डार्क मैटेरियल के क्षेत्रों से जुड़े हैं। [८०] नतीजतन, माना जाता है कि डार्क मैटेरियल काफी हद तक कार्बोनेसियस चोंड्राइट से बना होता है, जो प्रभाव से सतह पर जमा हो जाता था। कार्बोनेसियस चोंड्राइट खनिज रूप से बाध्य ओएच में तुलनात्मक रूप से समृद्ध हैं। [78]

वेस्टन कोर, मेंटल और क्रस्ट का कट-ऑफ योजनाबद्ध
यूक्रिट उल्कापिंड

वेस्टा के संभावित नमूनों का एक बड़ा संग्रह वैज्ञानिकों के लिए सुलभ है, 1200 से अधिक  एचईडी उल्कापिंडों (वेस्टन एकॉन्ड्राइट्स ) के रूप में, वेस्टा के भूगर्भिक इतिहास और संरचना में अंतर्दृष्टि प्रदान करते हैं। नासा इन्फ्रारेड टेलीस्कोप सुविधा (NASA IRTF) क्षुद्रग्रह (237442) 1999 TA 10 के अध्ययन से पता चलता है कि यह HED उल्कापिंडों की तुलना में वेस्टा के भीतर गहराई से उत्पन्न हुआ है [22]

माना जाता है कि वेस्टा में २१४-२२६ किमी व्यास वाला एक धात्विक लोहा-निकल कोर होता है, [९] एक सतही पपड़ी के साथ एक ऊपरी चट्टानी ओलिवाइन मेंटल होता हैकैल्शियम-एल्यूमीनियम-समृद्ध समावेशन ( सौर मंडल में पहला ठोस पदार्थ , जो लगभग ४.५६७ अरब साल पहले बना था) की पहली उपस्थिति से , एक संभावित समय रेखा इस प्रकार है: [८१] [८२] [८३] [८४] [ 85]

Vesta . के विकास की समयरेखा
२-३ मिलियन वर्ष अभिवृद्धि पूर्ण
4-5 मिलियन वर्ष 26 एल के रेडियोधर्मी क्षय के कारण पूर्ण या लगभग पूर्ण पिघलने , जिससे धातु कोर अलग हो जाता है
६-७ मिलियन वर्ष एक संवहन पिघले हुए मेंटल का प्रगतिशील क्रिस्टलीकरण जब लगभग 80% सामग्री क्रिस्टलीकृत हो गई तो संवहन बंद हो गया
शेष पिघली हुई सामग्री का क्रस्ट बनाने के लिए बाहर निकालना , या तो प्रगतिशील विस्फोटों में बेसाल्टिक लावा के रूप में , या संभवतः एक अल्पकालिक मैग्मा महासागर का निर्माण करना।
क्रस्ट की गहरी परतें प्लूटोनिक चट्टानों के रूप में क्रिस्टलीकृत हो जाती हैं, जबकि पुराने बेसाल्ट नई सतह परतों के दबाव के कारण कायापलट हो जाते हैं
इंटीरियर की धीमी कूलिंग

वेस्टा एकमात्र ज्ञात अक्षुण्ण क्षुद्रग्रह है जिसे इस तरह से पुनर्जीवित किया गया है। इस वजह से, कुछ वैज्ञानिक वेस्टा को एक प्रोटोप्लानेट के रूप में संदर्भित करते हैं। [86] हालांकि, की उपस्थिति लोहा उल्कापिंड पहचान माता पिता निकायों के बिना और achondritic उल्का कक्षाएं इंगित करता है कि वहाँ एक बार अन्य विभेदित थे planetesimals साथ आग्नेय इतिहास, जो बाद से प्रभाव से बिखर गया।

वेस्टन क्रस्ट की संरचना (गहराई से) [87]
एक lithified regolith , का स्रोत howardites और brecciated eucrites
बेसाल्टिक लावा प्रवाहित होता है , जो गैर- संचयी यूक्रिट्स का स्रोत है
वितलीय से मिलकर चट्टानों पाइरॉक्सीन , pigeonite और plagioclase , cumulate के स्रोत eucrites
वितलीय में समृद्ध चट्टानों orthopyroxene बड़ी अनाज आकार, के स्रोत के साथ diogenites

वी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के आकार के आधार पर (बड़े प्रभावों के दौरान निकाले गए वेस्टा की पपड़ी के टुकड़े माने जाते हैं), और रियासिल्विया क्रेटर की गहराई (नीचे देखें), क्रस्ट को लगभग 10 किलोमीटर (6 मील) मोटा माना जाता है। . [८८] डॉन अंतरिक्ष यान के निष्कर्षों से इस बात के प्रमाण मिले हैं कि वेस्टा के चारों ओर लपेटे गए गर्तों को प्रभाव-प्रेरित भ्रंश (उपरोक्त ट्रफ अनुभाग देखें) द्वारा बनाया जा सकता है, जिसका अर्थ है कि वेस्टा में अन्य क्षुद्रग्रहों की तुलना में अधिक जटिल भूविज्ञान है। वेस्टा के विभेदित आंतरिक भाग का तात्पर्य है कि यह हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में था और इस प्रकार अतीत में एक बौना ग्रह था, लेकिन यह आज नहीं है। [६८] रियासिल्विया और वेनेनिया क्रेटर बनाने वाले प्रभाव तब हुए जब वेस्टा अब गर्म और प्लास्टिक नहीं रह गया था, जो एक संतुलन आकार में लौटने के लिए पर्याप्त था, इसके एक बार गोल आकार को विकृत कर दिया और इसे आज एक बौने ग्रह के रूप में वर्गीकृत होने से रोक दिया।

रेजोलिथ

वेस्टा की सतह रेगोलिथ से ढकी हुई है जो चंद्रमा पर पाए जाने वाले या इटोकावा जैसे क्षुद्रग्रहों से अलग हैऐसा इसलिए है क्योंकि अंतरिक्ष अपक्षय अलग तरह से कार्य करता है। वेस्टा की सतह नैनोफेज लोहे का कोई महत्वपूर्ण निशान नहीं दिखाती है क्योंकि रॉक पिघलने और वाष्पीकरण को एक सराहनीय प्रक्रिया बनाने के लिए वेस्टा पर प्रभाव की गति बहुत कम है। इसके बजाय, रेजोलिथ विकास में ब्रेकिएशन और बाद में उज्ज्वल और अंधेरे घटकों के मिश्रण का प्रभुत्व है [८९] डार्क घटक संभवतः कार्बनयुक्त सामग्री के गिरने के कारण है , जबकि चमकीला घटक मूल वेस्टा बेसाल्टिक मिट्टी है। [९०]

कुछ छोटे सौर मंडल निकायों को प्रभावों के कारण वेस्टा के टुकड़े होने का संदेह है। Vestian क्षुद्रग्रहों और HED उल्कापिंड उदाहरण हैं। वि प्रकार क्षुद्रग्रह 1929 Kollaa cumulate के सदृश एक संरचना है करने के लिए निर्धारित किया गया है eucrite उल्कापिंड, वेस्टा की पपड़ी भीतर गहरे इसके मूल का संकेत है। [27]

वेस्टा वर्तमान में केवल छह पहचाने गए सौर मंडल निकायों में से एक है, जिनमें से हमारे पास भौतिक नमूने हैं, जो कई उल्कापिंडों से आते हैं जो वेस्तान के टुकड़े होने का संदेह करते हैं। ऐसा अनुमान है कि 16 में से 1 उल्कापिंड वेस्टा से उत्पन्न हुआ है। [91] अन्य पहचान सौर मंडल के नमूने पृथ्वी ही है, से हैं मंगल ग्रह से उल्कापिंड , चंद्रमा से उल्कापिंड , और नमूने लौटे से चंद्रमा , धूमकेतु जंगली 2 , और क्षुद्रग्रह 25143 Itokawa[२८] [मैं]

27 सितंबर 2007 से 5 अक्टूबर 2018 तक डॉन के प्रक्षेपवक्र का एनिमेशन
   भोर   ·  पृथ्वी  ·  मंगल  ·  ४ वेस्ता   ·  1 सेरेस
मंगल ग्रह से ली गई क्षुद्रग्रहों ( सेरेस और वेस्टा) की पहली छवि यह तस्वीर क्यूरियोसिटी रोवर द्वारा 20 अप्रैल 2014 को बनाई गई थी
15 जुलाई 2011 से 10 सितंबर 2012 तक 4 वेस्टा के आसपास डॉन के प्रक्षेपवक्र का एनिमेशन
   भोर  ·  4 वेस्ता

1981 में, एक क्षुद्रग्रह मिशन के लिए एक प्रस्ताव यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी (ईएसए) को प्रस्तुत किया गया था क्षुद्रग्रह गुरुत्वाकर्षण ऑप्टिकल और रडार विश्लेषण ( अगोरा ) नामित , इस अंतरिक्ष यान को 1990-1994 में कुछ समय के लिए लॉन्च करना था और बड़े क्षुद्रग्रहों के दो फ्लाईबाई का प्रदर्शन करना था। इस मिशन के लिए पसंदीदा लक्ष्य वेस्टा था। AGORA या तो मंगल ग्रह के पास गुरुत्वाकर्षण गुलेल प्रक्षेपवक्र द्वारा या एक छोटे आयन इंजन के माध्यम से क्षुद्रग्रह बेल्ट तक पहुंच जाएगा हालांकि, ईएसए द्वारा प्रस्ताव को अस्वीकार कर दिया गया था। एक संयुक्त नासा- ईएसए क्षुद्रग्रह मिशन तब सौर इलेक्ट्रिक प्रणोदन ( एमएओएसईपी ) के साथ एक बहु क्षुद्रग्रह ऑर्बिटर के लिए तैयार किया गया था , जिसमें वेस्टा की कक्षा सहित मिशन प्रोफाइल में से एक था। नासा ने संकेत दिया कि उन्हें क्षुद्रग्रह मिशन में कोई दिलचस्पी नहीं थी। इसके बजाय, ईएसए ने आयन ड्राइव के साथ एक अंतरिक्ष यान का तकनीकी अध्ययन स्थापित किया। 1980 के दशक में फ्रांस, जर्मनी, इटली और संयुक्त राज्य अमेरिका द्वारा क्षुद्रग्रह बेल्ट के लिए अन्य मिशन प्रस्तावित किए गए थे, लेकिन किसी को भी मंजूरी नहीं मिली थी। [९२] फ्लाई-बाय और इंपैक्टिंग पेनेट्रेटर द्वारा वेस्टा की खोज , बहु-उद्देश्य वाले सोवियत वेस्टा मिशन की पहली योजना का दूसरा मुख्य लक्ष्य था , जिसे १९९१-१९९४ में साकार करने के लिए यूरोपीय देशों के सहयोग से विकसित किया गया था, लेकिन इसके विघटन के कारण रद्द कर दिया गया था । सोवियत संघ

वेस्ता की परिक्रमा करते हुए डॉन की कलाकार की अवधारणा

1990 के दशक की शुरुआत में, नासा ने डिस्कवरी प्रोग्राम शुरू किया , जिसका उद्देश्य कम लागत वाले वैज्ञानिक मिशनों की एक श्रृंखला थी। १९९६ में, कार्यक्रम की अध्ययन टीम ने एक उच्च प्राथमिकता के रूप में आयन इंजन के साथ एक अंतरिक्ष यान का उपयोग करके क्षुद्रग्रह बेल्ट का पता लगाने के लिए एक मिशन की सिफारिश की। इस कार्यक्रम के लिए वित्त पोषण कई वर्षों तक समस्याग्रस्त रहा, लेकिन 2004 तक डॉन वाहन ने अपनी महत्वपूर्ण डिजाइन समीक्षा [93] पारित कर दी थी और निर्माण आगे बढ़ गया था।

इसे 27 सितंबर 2007 को वेस्टा के पहले अंतरिक्ष मिशन के रूप में लॉन्च किया गया था। 3 मई 2011 को, डॉन ने वेस्टा से 1.2 मिलियन किलोमीटर की अपनी पहली लक्ष्यीकरण छवि हासिल कर ली। [९४] १६ जुलाई २०११ को, नासा ने पुष्टि की कि उसे डॉन से टेलीमेट्री प्राप्त हुई है, यह दर्शाता है कि अंतरिक्ष यान सफलतापूर्वक वेस्टा की कक्षा में प्रवेश कर गया है। [९५] यह जुलाई २०१२ तक एक वर्ष के लिए वेस्टा की परिक्रमा करने के लिए निर्धारित किया गया था। [९६] डॉन का आगमन वेस्टा के दक्षिणी गोलार्ध में देर से गर्मियों के साथ हुआ, जिसमें वेस्टा के दक्षिणी ध्रुव ( रियासिल्विया ) पर सूर्य के प्रकाश में बड़ा गड्ढा था क्योंकि वेस्टा पर एक मौसम ग्यारह महीने तक रहता है, उत्तरी गोलार्ध, जिसमें क्रेटर के विपरीत प्रत्याशित संपीड़न फ्रैक्चर शामिल हैं, कक्षा छोड़ने से पहले डॉन के कैमरों के लिए दृश्यमान हो जाएगा [९७] डॉन ने ४ सितंबर २०१२ को रात ११:२६ बजे पीडीटी से सेरेस की यात्रा के लिए वेस्टा की कक्षा छोड़ दी [98]

NASA/DLR ने एक सर्वेक्षण कक्षा, दो उच्च-ऊंचाई वाली कक्षाओं (60-70 मीटर/पिक्सेल) और एक कम-ऊंचाई मानचित्रण कक्षा (20 मीटर/पिक्सेल) से इमेजरी और सारांश जानकारी जारी की, जिसमें डिजिटल इलाके मॉडल, वीडियो और एटलस शामिल हैं। [९९] [१००] [१०१] [१०२] [१०३] [१०४] वैज्ञानिकों ने डॉन का इस्तेमाल वेस्टा के सटीक द्रव्यमान और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की गणना के लिए भी किया जे 2 घटक के बाद के निर्धारण ने एचईडी के समान क्रस्टल घनत्व को मानते हुए लगभग 220 किमी के कोर व्यास का अनुमान लगाया। [99]

यूसीएलए वेबसाइट पर जनता द्वारा डॉन डेटा का उपयोग किया जा सकता है [१०५]

पृथ्वी की कक्षा से अवलोकन

डॉन . से अवलोकन

जैसे ही डॉन अंतरिक्ष यान पहुंचता है और कक्षा में प्रवेश करता है, वेस्टा दिखाई देता है :

सच्चे रंग के चित्र

उच्च ऊंचाई (60-70 मीटर/पिक्सेल) और कम ऊंचाई (~ 20 मीटर/पिक्सेल) मैपिंग कक्षाओं के दौरान पुनर्प्राप्त विस्तृत छवियां जेपीएल/नासा की डॉन मिशन वेबसाइट पर उपलब्ध हैं

जून 2007 में पृथ्वी की सतह से एनोटेट की गई छवि (4) Vesta . के साथ

इसका आकार और असामान्य रूप से उज्ज्वल सतह वेस्टा को सबसे चमकीला क्षुद्रग्रह बनाती है, और यह कभी-कभी अंधेरे आसमान ( प्रकाश प्रदूषण के बिना ) से नग्न आंखों को दिखाई देता है मई और जून २००७ में, वेस्टा +५.४ के चरम परिमाण पर पहुंच गया , जो १९८९ के बाद से सबसे अधिक चमकीला है। [१०६] उस समय, विरोध और पेरिहेलियन केवल कुछ ही सप्ताह अलग थे। [१०७] यह २२ जून २०१८ के विरोध में अभी भी तेज था, जो +५.३ के परिमाण तक पहुंच गया। [१०८] उत्तरी गोलार्ध में देर से शरद ऋतु २००८ के दौरान कम अनुकूल विरोधों में वेस्टा का परिमाण +6.5 से +7.3 तक था। [१०९] यहां तक ​​कि जब सूर्य के साथ संयोजन में , वेस्टा का परिमाण +८.५ के आसपास होगा; इस प्रकार एक प्रदूषण मुक्त आकाश से इसे दूरबीन से देखा जा सकता है, यहां तक ​​​​कि निकट विरोध की तुलना में बहुत कम लम्बाई पर भी देखा जा सकता है [109]

२०१०-२०११

२०१० में, वेस्टा १७-१८ फरवरी की रात को लियो के नक्षत्र में विरोध पर पहुंच गया , लगभग ६.१ परिमाण पर, [११०] एक चमक जो इसे दूरबीन रेंज में दिखाई देती है लेकिन आम तौर पर नग्न आंखों के लिए नहीं सही अंधेरे आकाश की स्थितियों में जहां सभी प्रकाश प्रदूषण अनुपस्थित हैं, यह एक अनुभवी पर्यवेक्षक को दूरबीन या दूरबीन के उपयोग के बिना दिखाई दे सकता है। 5 अगस्त 2011 को मकर राशि के नक्षत्र में 5.6 परिमाण पर वेस्टा फिर से विरोध में आया [११०] [१११]

2012-2013

वेस्टा ९ दिसंबर २०१२ को फिर से विरोध में था। [११२] स्काई एंड टेलिस्कोप पत्रिका के अनुसार , इस साल वेस्टा २०१२ की सर्दियों और २०१३ के वसंत के दौरान १ सेरेस के लगभग ६ डिग्री के भीतर आया [११३] वेस्टा ३.६३ वर्षों में सूर्य की परिक्रमा करता है। और ४.६ साल में सेरेस, इसलिए हर १७.४ साल में वेस्टा सेरेस से आगे निकल जाता है (पिछला ओवरटेकिंग अप्रैल १९९६ में हुआ था)। [११३] १ दिसंबर २०१२ को, वेस्टा का परिमाण ६.६ था, लेकिन १ मई २०१३ तक यह घटकर ८.४ हो गया था। [११३]

2014

5 जुलाई 2014 को कन्या राशि के नक्षत्र में गामा वर्जिनिस के पास सेरेस और वेस्टा का संयोजन

सेरेस और वेस्टा जुलाई 2014 में रात के आकाश में एक दूसरे से एक डिग्री के भीतर आ गए। [113]

  1. ^ जेपीएल डॉन टीम केमार्क रेमैन नेअपने डॉन जर्नल में 2010 और 2011 की शुरुआत में कई बार"वेस्टियन" (ग्रीक कॉग्नेट हेस्टियन के अनुरूप) काइस्तेमाल किया, और प्लैनेटरी सोसाइटी ने कुछ और वर्षों तक उस फॉर्म का उपयोग करना जारी रखा। [२] इस शब्द का इस्तेमाल कहीं और किया गया था, उदाहरण के लिए त्सोल्कोवस्की (1960) द कॉल ऑफ कॉसमॉस मेंहालांकि, अन्यथा छोटे रूप "वेस्टन" का उपयोग जेपीएल द्वारा किया गया है। [३] अधिकांश आधुनिक प्रिंट स्रोत भी "वेस्टन" का उपयोग करते हैं। [४] [५] ध्यान दें कि संबंधित शब्द "वेस्टालियन" वेस्टा से जुड़े लोगों या चीजों को संदर्भित करता है, जैसे कि वेस्टल वर्जिन , खुद वेस्टा के लिए नहीं।
  2. ^ a b एक दीर्घवृत्त मानकर ज्ञात आयामों का उपयोग करके परिकलित किया जाता है
  3. ^ (1) ज्ञात रोटेशन अवधि (5.342 घंटे) [7] और (2) भूमध्यरेखीय त्रिज्या R eq (285 किमी) [9] काउपयोग करके परिकलितसबसे उपयुक्त द्विअक्षीय दीर्घवृत्त से क्षुद्रग्रह 4 वेस्टा तक।
  4. ^ 10 फरवरी 2009 को, सेरेस पेरीहेलियन के दौरान, सेरेस, वेस्टा की तुलना में सूर्य के अधिक निकट था, क्योंकि वेस्टा मेंसेरेस की पेरीहेलियन दूरी की तुलना में अपहेलियन दूरी अधिक है। (१० फरवरी २००९: वेस्टा २.५६ एयू; सेरेस २.५४ एयू)
  5. ^ 維斯塔wéisītǎ , एक अस्पष्ट ī के साथ , लैटिन उच्चारण वेस्टा का निकटतम चीनी सन्निकटन है
  6. ^ गॉस के समकालीन अन्य स्रोतों ने प्रतीक के अधिक विस्तृत रूप का इस्तेमाल किया,. [४०] [४१]
  7. ^ या वेनेजुएला या तंजानिया; टेक्सास से कुछ बड़ा और यूके से दस गुना बड़ा।
  8. ^ यानी उत्तर में नीले रंग का मतलब दक्षिण में नीला जैसा नहीं है।
  9. ^ ध्यान दें कि इस बात के बहुत पुख्ता सबूत हैं कि 6 हेबे सबसे आम उल्कापिंडों में से एक,एच- कॉन्ड्राइट्स का मूल निकाय है

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यह वीडियो वेस्टा के परिदृश्य, इतिहास और ग्रह जैसी विशेषताओं की पड़ताल करता है।

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