Cráteres de Impacto

Los cráteres de impacto, también llamadas Estructuras de Impacto, como su nombre indica, son cráteres producidos por el impacto de grandes cuerpos sobre la superficie de otro. Son estructuras que dominan en superficies como la Luna (donde se contabilizaron más de 10.000 solo en la cara visible), Mercurio y Marte.
El bombardeo al que los planetas son sometidos por meteoritos asteroides y cometas resulta ser un proceso fundamental en el órden del Sistema Solar. En nuestro planeta conocemos unos 30 cráteres de impacto, producidos por cuerpos de una masa considerable cuyo peso se estima que debe ser superior a las 200 Toneladas.
Es preciso que el meteorito tenga tal masa ya que cuando un meteorito choca contra el suelo a velocidades superiores a los 2,5 km/s (unos nueve mil kilómetros por hora) este se comporta como si fuera un material fluído. Por esto a los choques producidos a estas velocidades, se les denominan “impactos a hipervelocidad”.
En la Tierra, debido a la atmósfera, que actúa como freno, es necesario que la masa del cuerpo sea superior a la masa crítica de las 200 tm para que produzca un cráter considerable. A esto hay que sumarle la necesidad de que el cuerpo entre a una velocidad suficiente para producir el impacto a hipervelocidad.
Sin embargo, en planetas o satélites que carecen de atmósfera, el impacto de meteoritos a hipervelocidad producen gigantescos cráteres. La energía cinética del impacto que lleva el meteorito se libera transformándose en calor en el momento mismo del impacto. Cuando la masa del cuerpo, o su velocidad, alcanzan una determinada magnitud, la energía liberada es tal que el material del que se compone éste se funde o volatiliza. Es la excitación de los electrones que componen este material volatilizado lo que produce que el impacto se vea acompañado de una falsa luz.
Dado que para que un meteorito cause un cráter en su impacto en nuestro planeta, se calcula que su masa debe ser superior a 200 toneladas (lo que indica que en ningún cráter meteórico vamos a encontrar más que pequeñas partículas de la masa del cuerpo, como es el caso del Meteor Crater, existen decenas de miles de pequeños fragmentos de hierro níquel, pero ningún trozo grande). Basándonos en estos cálculos, se determina que para que un cuerpo meteórico se volatilice al entrar en la atmósfera, su masa debe estar comprendida entre 100Tm>meteorito>200Tm. Es decir, superar las cien toneladas métricas, pero no llegar a superar las doscientas.
Para este Meteor Crater, acabado de mencionar, formado por un impacto de hipervelocidad, como se conoce el diámetro del cráter (1200 metros), se calculó la masa y la velocidad que llevaba el meteorito en el momento del impacto. Se llegó a establecer dos límites plausibles;
Masa mínima a velocidad máxima; 72.000 Tm a 30 Km/s (108.000 Km/h)
Masa máxima a velocidad mínima; 190.000 Tm a 11.2 Km/s (40.320 Km/h)
Respecto a la velocidad exacta con que un meteorito llega a la superficie terrestre, ésta depende de la trayectoria que el cuerpo lleve respecto de la Tierra. Si van en el mismo sentido el cuerpo alcanzará a la Tierra a una velocidad inferior a 12 km/s. En el caso que vayan en sentido opuesto, y el meteorito choca de frente, la velocidad puede llegar a alcanzar los 70 km/s.
Existe otra explicación posible para explicar la menor cantidad de cráteres meteóricos existentes en la Tierra, y es que la edad de gran parte de los cráteres de la Luna, de Marte y de Mercurio superan los 3.000 Millones de años.
Aquí en la Tierra apenas existen ya materiales de esa edad, debido a su deformación sufrida por los procesos tectónicos y geológicos externos por varias veces. Por esta razón si existieron cráteres de impacto (existirían, es obvio) ya han sido obliterados por todos los fenómenos geológicos.
Ocurre que los científicos acuñaron un nuevo término, ASTROBLEMAS, para designar un curioso fenómeno observado. En nuestro planeta existen varias estructuras redondeadas cuyo origen como cráteres de impacto no está claro, ya que el meteorito en cuestión pudo volatilizarse sin dejar rastros.
A estas estructuras, se les llamó así, Astroblemas, ya que eran todo un problema astronómico.

Como ejemplo, mencionaremos la estructura Chicxulub, en la península del Yucatán, México, cuyo diámetro es de unos 190 kilómetros, y su edad aproximada unos 65 millones de años. Se cree que son los restos del impacto del meteorito que causó la extinción de los dinosaurios en el límite cretácico – triásico.
Quisieron sostener esta hipótesis basándose en la abundancia de material Iridio existente en una capa sedimentaria de unos 3 mm de espesor existente en dicho límite geológico, y además, se encontró cristales de cuarzo con características de impacto y granos de vidrio alterado que podrían ser posibles tectitas.
Sin embargo, el Iridio (Ir) se puede encontrar también en depósitos producidos por erupciones volcánicas. Si recordamos la erupción del Kilauea, ocurrido en el año 1983, en la misma se hallaron grandes cantidades de un material compuesto por Iridio asociado con Fluor según la molécula IrF₆ por lo que una erupción con esta cantidad de material iridio y cuyo volumen fuera similar al de los basaltos del Deccan podría ser la causa del depósito de iridio existente en el límite Cretácico – Triásico.
Teniendo en consideración estas características, existen otros dos candidatos a este puesto; uno en el océano Atlántico y otro en el Tibet.
Observamos también los complejos ígneos de Sudbury (Ontario, Canadá) y de Bushveldt (Sudáfrica) que han sido interpretados como la fusión del manto provocada por los impactos de grandes meteoritos.
Se han documentado casos de grandes cometas o asteriodes, de varias decenas de metros de diámetro que al entrar en la atmósfera a velocidad hipersónica, han estallado y se han desintegrado totalmente, sin dejar el menor rastro. Esta es la explicación que los Astrofísicos dieron para explicar la extraña explosión ocurrida en Tunguska, y que dicho meteorito era una parte fragmentada del cometa ENCKE.

Estructuras de Impacto más relevantes en la Tierra.

Quiero aprovechar esta página para subir algunas fotos de las estructuras de impacto más relevantes que existen en la Tierra. De todas formas, dejamos una base de datos con los lugares de impactos registrados a nivel mundial.

CUERPOS PADRE;

PROCEDENCIA DE LOS METEORITOSLos meteoritos que se han hallado en la Tierra, procedentes del espacio exterior, pero formados dentro del Sistema Solar, fueron formados de la misma materia que el resto de cuerpos del mismo. Materia estelar que, durante los últimos miles de millones de años habría sufrido procesos de diferenciación más o menos importantes.
Encontramos la Ley de Bode, que anunciaba la existencia de un planeta que orbitaría el sol entre Marte y Júpiter. Por otra parte, los primeros autores, incluídos Ringwood (1961) y Rittmann (1962) aventuraron a publicar la Hipótesis del cuerpo único, según las cual para ellos, todos los meteoritos proceden de un mismo cuerpo estelar de órbita heliocéntrica entre Marte y Júpiter, y cuyo tamaño sería muy parecido al de la Luna, esto es, poco más de 3.000 kms de diámetro y cuyo origen sería el mismo del resto de planetas del Sistema; acreción de partículas de Materia Solar (NSP).
Se aventuró que las acondritas halladas en la Tierra procederían de la Corteza de dicho planeta. Las condritas tendrían origen en el Manto, y del Núcleo los sideritos y siderolitos.
Este planeta único dieron por posible que, sometido a las grandes fuerzas gravitacionales que recibía del Sol y de Júpiter, sufrió una primera fragmentación, y por colisión entre fragmentos, sucederían nuevas fragmentaciones.
Urey (1959) propuso la existencia de varios cuerpos padres, cuyo tamaño oscilaría entre 500 a 3000 km (planetario y asteroidal básicamente), y que no se considerarían fragmentos de un único planeta, sino “planetesimales” cuyas masas nunca llegaron a acrecionar debido a la influencia tan extraordinaria de la gravedad de Júpiter.
Los meteoritos y asteroides que orbitan el sistema solar, tienen órbita elíptica heliocéntrica, pero sus órbitas son fuertemente alteradas, pudiendo desviarse de las mismas por la acción de choques entre ellos o incluso por la gravedad del gigante jupiteriano.
Para calcular la trayectoria de un meteorito es preciso triangular fotográficamente su avistamiento desde diversos sitios. De esta forma podremos conocer también su procedencia. Fue a partir de 1964 cuando se instaló una red mundial de cámaras filmando toda la noche al cielo. Esta red contempla cámaras en Checoslovaquia, EE.UU. y Canadá. Cerrando el objetivo con una ventana a intervalos se puede determinar la velocidad de caída por las marcas lumínicas captadas en las fotografías, y al mismo tiempo calcular la trayectoria de impacto para si es posible, y tocara tierra, ser recuperado. Por este método se recuperaron 3 meteoritos durante 20 años, uno en Peekskill, cerca de Nueva York. Los testigos, que disfrutaban de un partido de fútbol en el estadio, vieron caer del cielo un objeto más luminoso que la luna llena, y que se fragmentó en varias decenas de trozos. La trayectoria del cuerpo era casi horizontal, durando hasta 40 segundos, gracias a lo que pudo ser captada por hasta unas 14 cámaras de vídeo. Gracias a los cálculos realizados sobre estas trayectorias, pudo determinarse que el cuerpo procedía del Cinturón de Asteroides Principal.
Hoy sabemos con certeza que los meteoritos que llegan a la Tierra tienen procedencia en lo que los Astrofísicos llaman NEOs (siglas que designaría los Near Earth Objects), y en menor parte, de la Lina y de Marte.
Estos NEOs comprenden los siguientes objetos, y que están situados cerca de la Tierra;

90 % son asteroides o cometas de órbita y período corto.
10 % son cometas de período intermedio a largo.

Por otra parte, también se habla en los Near Earth Asteroides NEA. A este tenor, es difícil distiguir entre un cometa y un asteoride, si nos atenemos a cuestión de tamaños. Sin embargo, cuando un cuerpo celeste tiene “cola” lo llamamos cometa. Si no produce cola, es un asteroide. Puede suceder que un cometa se desgasifique, y se convierte en asteroide, de forma que muchos NEAs pueden presentar un origen cometario.

Hemos comentado ya que aunque la mayoría de los meteoritos recuperados tiene origen en algún asteroide, también se han hallado algunos procedentes de Marte (hasta la fecha se conocen 12 meteoritos, de los que seis cayeron antes de 1969. Una anécdota, uno de ellos cuando cayó, ocurrió en Egipto y mató a un perro) y de La Luna, seguramente por acción del impacto de otro cuerpo sobre la superficie de estos planetas.
Las famosas “lluvias de estrellas” que durante todo el año, en ciertas fechas podemos disfrutar en nuestros cielos son restos de cometas. Hay dos de importancia, por su frecuencia de caída e intensidad lumínica; Las Perseidas, en el mes de Agosto y las Leónidas en el mes de noviembre. Los Cometas que producen estos maravillosos espectáculos celestes son el Swift Tuttle en Agosto y el Tempel Tuttle en Noviembre.
No podemos dejar de mencionar los miles de millones de meteoritos de tamaño de polvo que riegan el planeta entero.

ASTEROIDES MÁS IMPORTANTES
Se tienen catalogados entre 500.000 y 2.000.000 de pequeños asteroides. De los cuales unos 10.000 ya tienen nombre y/o número, y unos 200 más tienen diámetros superiores a los 100 Km.
El mayor de ellos es CERES, de forma irregular y cuyo tamaño oscila entre los 770 y 1020 Km de diámetro. La densidad del cuerpo se estima en 2,7 esto es aproximadamente del órden de 0’3 gr/cm³ y concentra en sí casi el 25% de la masa conjunta de todos los cuerpos celestes que forman parte del Cinturón de Asteroides que orbita entre Marte y Júpiter. Su descubrimiento ocurrió mientras un Astrónomo buscaba, según la ley de Bode ya mencionada, un planeta en dicha órbita.
PALLAS y VESTA presentan unos diámetros aproximados de 450 km. De los dos, solo Vesta es visible a simple vista.
EROS presenta 33 km de diámetro y fue visitado por la sonda NEAR.
243 IDA. De forma irregular, presenta diámetro de unos 28 km máximo y que además posee una pequeña luna de apenas 1,5 km de diámetro, haciendo de Ida un asteroide singular, pues es el primer satélite que se conoce con luna. Fue descubierto por la sonda GALILEO en el año 1993 cuando se aproximó a unos 24.000 km de Ida.
951 GASPRA. Tiene un diámetro de 7 km, y fue descubierto en el año 1916. En el año 1991, la Sonda Galileo pasó a unos 1600 km de Gaspra, y aprovechando la ocasión realizó infinidad de fotografías y observaciones, en las que pudo determinarse que parecía ser un cuerpo fragmentado de otro padre mayor. Y el hecho de que su superficie posea pocos cráteres hace pensar que es relativamente joven, no superando los 200 Ma.
Otros asteroides son JUNO, HERMES, ADONIS, APOLO, CHIRON MIDAS TANTALUS, BACO, Etc.

CLASIFICACIÓN DE LOS ASTEROIDES

Tras arduas investigaciones, se han realizado estudios por espectrofotometría de estos asteroides, que ha permitido distinguir cuatro tipos diferentes por su composición química.

Asteroides Tipo C; CARBONACEOS (condritas carbonáceas); Suponen un porcentaje de entre el 65 y el 75 % de los asteroides. Son ricos en silicatos hidratados y compuestos de carbono, por lo que su color es más oscuro.
Asteroides tipo S; SILICEOS (Silicatados); Están compuestos por piroxenos, olivino y aleación de Fe-Ni. Son similares a los meteoritos silicatados. Suponen el 30 % del total de asteroides catalogados.
Asteroides tipo M; METALICO (Sideritos y Siderolitos). Están compuestas en su mayor parte por una aleación de metales.
Asteroides tipo U; NO CLASIFICADOS (Unclasified); Este tipo de asteroides parecen no encajar en las descripciones químicas de ninguno de los tipos anteriores, sin embargo que cree que están compuestos de piroxeno y plagioclasa.

Resulta curioso recordar que el material condrítico de los asteroides es muy escaso, incluso ausente en ellos, en tanto que las condritas ordinarias suponen la inmensa mayoría de las caídas de meteoritos recuperados.

CUERPOS PADRE DE LOS ASTEROIDES.
Debido a la multiplicidad de tipos de asteroides existentes y catalogados, se determinó que su existencia provenía de la colisión y fragmentación de varios cuerpos padres primarios. Entre otros datos que apoyan esta teoría están el hecho de que en distintos sideritos se hayan calculado diferentes ritmos de enfriamiento. También por las cantidades de Galio, Germanio y Níquel, que ha permitido agrupar a los sideritos en unos 13 tipos genéticos, cada uno con seguridad, procedente de un cuerpo padre distinto.
Aunque aproximadamente las edades de los meteoritos rondan en torno a los 4.600 millones de año (Edad del Sistema Solar), muestran algunas diferencias.
Si estudiamos las relaciones isotópicas ¹⁸O/¹⁶O, así como ¹⁷O/¹⁶O, se han hallado hasta 6 grupos diferentes, lo que apoya también la teoría de los distintos cuerpos padre. Estos grupos son los siguientes;

Tierra, Luna, Condritas Enstatiticas, Acondritas (exceptuando las Ureilitas) y Siderolitos.
Condritas L y Condritas LL.
Condritas tipo H.
Minerales anhidros de las condritas C2, C3 y C4.
Minerales hidratados de las Condritas C2.
Ureilitas.

DIMENSIONES DE LOS CUERPOS PADRE DE LOS ASTEROIDES.
Debemos creer que las dimensiones de los cuerpos padre de los que proceden estos asteroides debieron ser relativamente pequeñas, pues de lo contrario no cabe otra explicación de cómo al fragmentarse no se hubieran vaporizado totalmente. Cuerpos pequeños con una capacidad de enfriamento alta que les permitió retener volátiles como ⁴⁰Ar o ⁴He, entre otros.
Por otro lado su tamaño no debió tampoco ser muy pequeño dado que sufrieron procesos de calentamiento, fusión y diferenciación, y porque el enfriamiento de ellos fue muy lento, como se puede deducir por la existencia de Figuras de Widmänstatten. El ritmo de enfriamiento de un siderito requerirá que su cuerpo padre tenga un radio entre 70 y 180 km. Aunque existen asteroides con ese radio, lo más probable es que procedan de la fragmentación de otros cuerpos mayores, que sufrieron colisión.

COMETAS
Su composición básica es hielo conteniendo moléculas orgánicas complejas. Se sabe que cientos de millones de estos cuerpos de tamaños kilométricos crecieron de la nébula solar. Posteriormente los planetas Saturno, Urano y Neptuno ejercieron importantes perturbaciones gravitacionales en estos cuerpos catapultándolos a distancias astronómicas del Sol, en concreto a la nube de Oort, así llamada por quién sugirió esta teoría.
No podemos pasar por alto los cometas que orbitan en el Cinturón de Kuiper. Su situación es tan lejana que apenas la gravedad del sol logra afectarles, y es solo cuando caen por esta fuerza hacia el sol que son vistos por sus colas de gas y polvo que se van lentamente sublimando por el calentamiento que sufren por acción de la radiación solar.
El análisis por espectrofotometría de la luz de los cometas predice que en su composición existe H₂, O₂, C y N.
La mayoría de los micrometeoritos proceden de estos cometas como cuerpos padre, y pueden ser recogidos en los fondos marinos, tal como se hiciera en el viaje del CHALLENGER, en los hielos de los polos, en la alta atmósfera mediante aviones U2, en estaciones espaciales como el MIR o en el espacio, en los enjambres conocidos de pertenecer a un cometa determinado.

ASTEROIDE VESTA

Como ya hemos comentado, hace un par de miles de millones de años el Asteroide Vesta sufrió la pérdida del 1% de su masa debido a un impacto sufrido. Gran cantidad de la eyecta lanzada ha llegado a la Tierra en forma de meteoritos, y supone una fuente de estudio extraordinaria. Siendo pues Vesta el Cuerpo Padre de gran número de meteoritos que nos llegan, he querido ampliar la información de que disponemos sobre dicho asteroide. Hela aquí. La Fuente; www.wikipedia.org

(4) Vesta (en latín: Vesta) es el segundo objeto con más masa del cinturón de asteroides y el tercero en tamaño, con un diámetro principal de unos 530 kilómetros y una masa estimada del 9% del cinturón de asteroides entero. Vesta perdió cerca del 1% de su masa en un impacto ocurrido hace poco menos de mil millones de años. Muchos fragmentos de este impacto han chocado con la Tierra, constituyendo una fuente rica de información sobre el asteroide. Vesta es el asteroide más brillante y el único en ocasiones visible a simple vista como un astro de sexta magnitud. El punto más lejano en su órbita al Sol supera en no mucho al punto más cercano al este de la órbita de Ceres.

Descubrimiento

Vesta fue descubierto el 29 de marzo de 1807 desde Bremen por el médico y físico alemán Heinrich Wilhelm Olbers cuyas aficiones llevaron a estudiar la órbita de los cometas (de hecho, descubrió cinco cometas, además de a Vesta y a (2) Palas). Olbers bautizó al asteroide como Vesta, la diosa virgen romana del hogar, a sugerencia del prominente matemático Carl Friedrich Gauss.
Tras el descubrimiento de Vesta en 1807, no se encontró ningún otro asteroide durante 38 años, el siguiente fue (5) Astrea. Durante este tiempo, a los cuatro asteroides conocidos se los contaban como planetas y cada uno tenía su propio símbolo planetario. Vesta normalmente era representado por una tierra estilizada (

). Otros símbolos son

. Todas son simplificaciones del original

Características físicas

Comparación de tamaños: los primeros 10 asteroides comparados con la Luna. Vesta es el cuarto desde la izquierda. El que está más hacia la izquierda es Ceres, ahora clasificado como planeta enano).

Vesta es el segundo cuerpo con más masa en el cinturón de asteroides (9%) y el más masivo de los asteroides. Los científicos creen que este cuerpo presenta un interior diferenciado en capas, con un núcleo de hierro-níquel y un manto rico en olivino.Está en el Cinturón Interior Principal, que se encuentra por dentro de los Huecos de Kirkwood a 2.50 UA. Es similar a (2) Palas en volumen, pero significativamente más masivo.
La forma de Vesta es relativamente cercana a un esferoide achatado gravitacionalmente relajado, pero la gran concavidad y protrusión en el polo le descartan de ser considerado un planeta bajo la Resolución XXVI 5 de la IAU. En cualquier caso, esta resolución fue rechazada por los miembros de la IAU y Vesta continuará siendo llamado asteroide. Sin embargo, es posible que Vesta pueda ser clasificado como planeta enano en el futuro, si es convincentemente determinado que su forma, aparte de su cuenca de impactos masivos en el polo sur, es debida a equilibrio hidrostático."No creo que a Vesta se lo deba llamar asteroide", dice Tom McCord, quien es un investigador adjunto del proyecto Dawn, en el Instituto Bear Fight, ubicado en Winthrop, Washington. "Vesta no solamente es mucho más grande, sino que además es un objeto evolucionado, a diferencia de la mayoría de los que denominamos asteroides".
Su rotación es relativamente rápida para un asteroide (5.342 h) y prograda, con el polo norte apuntando en la dirección de ascensión recta 20 h 32 min, declinación +48° con una incertidumbre de unos 10°. Esto da una oblicuidad de la eclíptica de 29°.
Las temperaturas en la superficie se han estimado en torno a los –20 °C con el Sol en lo alto, cayendo hasta los –190 °C en el polo invernal. Las temperaturas típicas del día y la noche son –60 °C y –130 °C, respectivamente. Esta estimación es del 6 de mayo de 1996, muy cercana al perihelio, mientras que los detalles varían algo entre temporadas.

Estudios sobre Vesta

Comparación entre Vesta, Ceres y la Luna.

La estructura dispuesta en capas de Vesta (núcleo, manto, corteza) es la característica clave que hace que Vesta sea más parecido a los planetas como la Tierra, Venus y Marte, que otros asteroides. Al igual que los planetas, Vesta contenía suficiente material radiactivo en su interior cuando se formó a partir de la colisión y fundición de fragmentos. Esto liberó suficiente calor como para derretir la roca y permitir que las capas más livianas flotaran hacia la superficie. Los científicos llaman a este proceso "diferenciación".
En los primeros tiempos del Sistema Solar, Vesta estaba lo suficientemente caliente como para que su interior se fundiese. Esto provocó su diferenciación de los asteroides. Es probable que tenga una estructura estratificada: un núcleo metálico de hierro-níquel rodeado de un manto de olivina. La superficie es de roca basáltica formada de antiguas erupciones volcánicas; obviamente existió alguna clase de breve actividad volcánica. Esto hace que Vesta sea diferente a los demás asteroides y en cierto sentido lo acerca a los planetas terráqueos, que sufrieron procesos geológicos similares.
Sin embargo, no fue el único de su clase: originalmente existieron con probabilidad docenas de grandes planetoides, pero todos los demás fueron hechos pedazos durante los primeros tiempos de caos, formando familias de asteroides más pequeños. Se cree que los asteroides metálicos de hierro-níquel proceden de los núcleos de estos grandes cuerpos, mientras que los rocosos proceden de sus mantos y cortezas.
Ni siquiera Vesta ha permanecido intacto. En 1996 el telescopio espacial Hubble detectó un cráter enorme en Vesta, con un tamaño 430 km y quizá 1.000 millones de años de antigüedad. Se cree que este cráter puede ser el origen de los pequeños asteroides de tipo V o Vestoides que se conocen en la actualidad.
En 2001 se determinó que uno de estos asteroides llamado (1929) Kollaa no sólo era un trozo de Vesta, sino también que el lugar exacto de su formación fue la parte profunda de la corteza.
El efecto Yarkovsky junto con la perturbación provocada por planetas y asteroides hacen que la familia Vesta se disperse. Alguno de estos asteroides, como (9969) Braille, se han convertido en asteroides cercanos a la Tierra. Fragmentos más pequeños han llovido como meteoritos. Se cree que Vesta es el origen de los meteoritos HED.
El Instituto de Ciencia Especial y Astronáutica (ISAS, Institute of Space and Astronautical Science) informó que sus investigadores habían encontrado agua en Vesta tras realizar observaciones con el telescopio de infrarrojos de 3,8 m UKIRT en marzo de 2003. Se cree que los "minerales hidratados o hidroxidados de la superficie" proceden de impactos de asteroides condritos carbonatados más que de Vesta en sí mismo.
Se espera que el conocimiento que tenemos de Vesta crezca tremendamente tras la entrada de la sonda espacial Dawn en órbita alrededor del asteroide en agosto de 2011, en la que permanecerá hasta mayo de 2012.

Geología

Hay una gran colección de muestras accesible a los potenciales científicos, en forma de más de 200 meteoritos HED, dando una idea de Vesta de la historia geológica y la estructura.
Se cree que (4) Vesta posee un núcleo metálico de hierro-níquel; más arriba, un manto rocoso de olivino y por último una corteza. Desde la primera aparición de inclusiones ricas en Calcio y Aluminio (la primera materia sólida del Sistema Solar, formado hace unos 4567 millones de años). Un posible cronograma de la geología de Vesta es el siguiente:

Se termina la acreción después de unos 2-3 millones de años.
Se completa o casi se completa la fusión debido a la desintegración radiactiva del Al ²⁶, que conduce a la separación de los metales básicos en unos 4-5 millones de años.
Progresiva cristalización de un manto fundido y convectivo. La convección se detiene cuando cerca del 80% se ha cristalizado, en aproximadamente 6-7 millones de años.
La extrusión del material fundido remanente para formar la corteza. Cada lava basáltica en erupciones progresivas o posiblemente formando un océano de magma de corta vida.
Las capas más profundas de la corteza cristaliza para formar rocas plutónicas, mientras que los viejos basaltos son metamorfoseados debido a la presión de las nuevas capas de superficie.
Lento enfriamiento del interior.

Diagrama de elevación de 4 Vesta visto desde el sudeste, mostrado el cráter del polo sur. Como determinan las imágenes del Telescopio espacial Hubble de mayo de 1996.

Vesta es el único asteroide intacto conocido que ha sido repavimentado de esta manera. Sin embargo, la presencia de meteoritos de hierro y acondrita sin padres identificados indica que una vez hubo otros planetesimales diferenciados con historias ígneas, que han sido hechos añicos por los impactos.
La corteza de Vesta se ha razonado que consiste en (en orden de profundidad creciente):

Un regolito litificado, la fuente de las howarditas y las eucritas brecciadas.
La lava basáltica que fluye, la fuente de eucritas no acumulativas.
Las rocas plutónicas consistentes en piroxeno, pigeonita y plagioclasa, la fuente de eucritas acumulativas.
Las rocas plutónicas ricas en ortopiroxeno con grandes porciones granuladas, la fuente de diogenitas.

Basándose en los tamaños de asteroides de tipo V (que se piensa que son piezas de la corteza de Vesta expulsados durante grandes impactos) y la profundidad del cráter del polo sur, la corteza se piensa que tiene un grosor de unos 10 km.

Características de la superficie

Mapa de elevación de 4 Vesta, a partir de imágenes del Telescopio espacial Hubble de mayo de 1996.

Algunas características de la superficie de Vesta se han resuelto utilizando el Telescopio espacial Hubble y otros telescopios terrestres como el Telescopio Keck.
La característica de la superficie más destacada es un enorme cráter de 460 km de diámetro centrado cerca del polo Sur al que se le ha puesto el nombre de Rheasilvia. Su anchura es el 80% de todo el diámetro de Vesta. El suelo de este cráter está a unos 13 km y su borde aparece 4-12 km por encima del terreno circundante, con una superficie total estimada de unos 25 km. Un pico central aparece a unos 18 km hacia arriba del suelo del cráter. Se estima que el impacto responsable excavó aproximadamente el 1% de todo el volumen de Vesta y es probable que la familia de asteroides de Vesta y los asteroides tipo V son producto de esta colisión. Si este es el caso, entonces, el hecho de que 10 km de fragmentos de la familia de asteroides de Vesta y asteroides tipo V han sobrevivido al bombardeo hasta que el presente indica que el cráter es sólo de hace 1.000 millones de años o más joven. También sería la zona de origen de los meteoritos HED. De hecho, todos los asteroides tipo V tomados en cuenta en conjunto son sólo el 6% del volumen expulsado, el resto presumiblemente son pequeños fragmentos, expulsados por aproximadamente unos huecos de Kirkwood de relación 3:1 o perturbados por el efecto Yarkovsky o presión de radiación. Los análisis espectroscópicos de las imágenes del Telescopio espacial Hubblehan demostrado que este cráter ha penetrado profundamente a través de distintas capas de la corteza y posiblemente en el manto que es indicado por firmas espectrales de olivino. De modo interesante Vesta no fue interrumpido ni repavimentado por un impacto de esta magnitud.
Otros grandes cráteres de unos 150 km de ancho y 7 km de profundidad también están presentes. Un albedo oscuro característico de unos 200 km ha sido nombrado Olbers en honor del descubridor de Vesta, pero no aparece en los mapas de elevación como un cráter y su naturaleza se sigue sin conocer, tal vez una antigua superficie basáltica. Sirve como punto de referencia de la longitud (Meridiano cero) definido como el que pasa a través de su centro.
Los hemisferios oriental y occidental muestran terrenos considerablemente diferentes. Desde los análisis espectrales preliminares de imágenes del Telescopio espacial Hubble, el hemisferio oriental parece tener algún tipo de albedo alto, con un gran terreno en lo alto del cráter de edad regolítica y los cráteres investigados en capas plutónicas más profundas de la corteza. Por otra parte, grandes regiones del hemisferio occidental se asumen como unidades geológicas oscuras que se piensan que son de superficie basáltica, tal vez análogo al Mar lunar.

Fragmentos

Varios pequeños objetos del sistema solar se cree que son fragmentos de Vesta causados por colisiones. Los asteroides de la familia Vesta y los meteoritos HED son ejemplos de ellos. Se ha determinado que el asteroide tipo V (1929) Kollaa tiene una composición semejante a eucritas cumulativas, indicando su origen profundo dentro de la corteza de Vesta.
Debido a que varios meteoritos se piensa que son fragmentos de Vesta, este planeta actualmente es uno de los cinco cuerpos del sistema solar identificados de los que se tienen fragmentos físicos. Los otros son Marte, la Luna, el cometa 81P/Wild y la propia Tierra.

Exploración de Vesta

4 Vesta y Ceres cerca de la Luna.

La sonda espacial Dawn de la NASA fue lanzada el 27 de septiembre de 2007 y es la primera misión espacial a Vesta. Orbitará alrededor del asteroide durante nueve meses, desde agosto de 2011 hasta mayo de 2012. Después Dawn irá a su otro objetivo en el año 2015, Ceres y seguirá explorando el cinturón de asteroides en una misión extendida utilizando todo el combustible restante. La nave espacial es la primera en poder entrar y dejar de orbitar alrededor de más de un cuerpo, gracias a sus eficientes motores a propulsión iónica.
En 2006 la NASA intentó cancelar Dawn, alegando presiones presupuestarias y cuestiones técnicas, pero los científicos apelaron y se añadieron 100 millones de dólares adicionales para continuar el programa. El coste total de la misión será de unos 450 millones de dólares.

Visibilidad

Vesta visto desde San Francisco el 14 de junio de 2007.

Su tamaño y su inusual superficie brillante hacen de Vesta el asteroide más brillante y ocasionalmente es visible por el ojo humano en cielos oscuros sin polución. Recientemente, en mayo y junio de 2007, Vesta alcanzó un pico de magnitud de +5.4, la más brillante desde 1989.
En ese momento, la oposición y el perihelio estaban solo a unas pocas semanas de distancia. Fue visible en las constelaciones de Ofiuco y Scorpius.
Se han tenido oposiciones menos favorables durante el final del otoño en el hemisferio norte de Vesta a una magnitud de unos +7,0.
Incluso cuando está en conjunción con el Sol, Vesta tendrá una magnitud de unos +8,5, por tanto, en un cielo libre de polución se puede observar con binoculares incluso a elongaciones mucho menores que la oposición cercana.

HIPOTESIS DE ORIGEN DE LOS METEORITOS.

HIPOTESIS ACTUAL MÁS ACERTADA PARA EXPLICAR EL ORIGEN DE LOS METEORITOS.
Las hipótesis actuales, difíciles aún de definir satisfactoriamente, pero aceptables indican que todos los meteoritos tienen como origen unos cuantos cuerpos de tamaño subplanetario. Su diferenciación habría tenido lugar de forma análoga al resto de planetas, y que posteriormente hubieron sufrido fractura, procediendo cada tipo de meteorito de una zona determinada. En algunos de estos cuerpos padre, bien debido a su tamaño más reducido, o a que hubieran acrecionado posteriormente, lo que les priva del calor procedente de la desintegración radioactiva de elementos de vida media-corta, no llegarían a producir fusión ni diferenciación en sus materiales componentes. El caso es por ejemplo, el de las Condritas carbonáceas y ordinarias, cuya geomorfología es estable de bajas temperaturas.

Después de visto esta información, procedemos a un breve resumen sobre el tema:

CONDRITAS C de condensación directa.
CONDRITAS cuerpos pequeños no diferenciados.
ACONDRITAS parte exterior de cuerpos planetarios diferenciados.
1. MARTE; meteoritos SNC
2. Luna.
SIDEROLITOS; procedentes del límite núcleo-manto de cuerpos planetarios diferenciados.
SIDERITOS; Núcleos de cuerpos planetarios diferenciados.HIPOTESIS ACTUAL MÁS ACERTADA PARA EXPLICAR EL ORIGEN DE LOS METEORITOS.
Las hipótesis actuales, difíciles aún de definir satisfactoriamente, pero aceptables indican que todos los meteoritos tienen como origen unos cuantos cuerpos de tamaño subplanetario. Su diferenciación habría tenido lugar de forma análoga al resto de planetas, y que posteriormente hubieron sufrido fractura, procediendo cada tipo de meteorito de una zona determinada. En algunos de estos cuerpos padre, bien debido a su tamaño más reducido, o a que hubieran acrecionado posteriormente, lo que les priva del calor procedente de la desintegración radioactiva de elementos de vida media-corta, no llegarían a producir fusión ni diferenciación en sus materiales componentes. El caso es por ejemplo, el de las Condritas carbonáceas y ordinarias, cuya geomorfología es estable de bajas temperaturas.

Después de visto esta información, procedemos a un breve resumen sobre el tema:
1. CONDRITAS C de condensación directa.
2. CONDRITAS cuerpos pequeños no diferenciados.
3. ACONDRITAS parte exterior de cuerpos planetarios diferenciados.
  1. MARTE; meteoritos SNC
  2. Luna.
4. SIDEROLITOS; procedentes del límite núcleo-manto de cuerpos planetarios diferenciados.
5. SIDERITOS; Núcleos de cuerpos planetarios diferenciados.

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CRATERES DE IMPACTO - CUERPOS PADRE - HIPOTESIS DE ORIGEN