4 ベスタ

4 ベスタ

ドーンが撮影したベスタの真のカラー画像。巨大なレアシルビア・クレーターがベスタの南極を占めています。
発見
発見者	ハインリヒ・ヴィルヘルム・オルバース
発見日	1807年3月29日
指定
MPC指定	（４）ベスタ
発音	/ ˈ v ɛ s t ə / [1]
名前の由来	ベスタ
小惑星カテゴリー	メインベルト（ベスタ族）
形容詞	ヴェスタン ヴェスティアン語[a]
シンボル	（歴史的には天文学的、現在は占星術的）
軌道特性[6]
エポック2023年9月13日 ( JD  2453300.5)
遠日点	2.57  AU (3億8400万 km )
近日点	2.15 AU (3億2200万km)
半長軸	2.36 AU (3億5300万km)
偏心	0.0894
軌道周期（恒星）	3.63 年（1 325 .86 日)
平均軌道速度	19.34 km/s
平均異常	169.4°
傾斜	黄道まで7.1422°不変面 まで5.58° [7]
昇交点の経度	103.71°
近日点通過時刻	2021年12月26日[8]
近日点の議論	151.66°
衛星	なし
地球 MOID	1.14 AU (1億7100万km)
固有軌道要素[9]
真半径	2.36151 オーストラリア
適切な偏心	0.098758
適切な傾斜	6.39234°
適切な平均運動	99.1888 度 /年
固有軌道周期	3.62944年 (1325.654日)
近日点歳差	36.8729（2343年） 秒角 /年
昇交点の歳差	−39.5979（2182年） 秒角 /年
身体的特徴
寸法	572.6km  ×557.2km  × 446.4km  [ 10 ]
平均直径	525.4 ± 0.2 km [10]
平坦化	0.2204
表面積	(8.66 ± 0.2) × 10 5  km 2 [b] [11]
音量	7.4970 × 10 7  km 3 [10]
質量	（2.590 271 ± 0.000 058）× 10 20  kg [12]
平均密度	3.456 ± 0.035  g/cm3 [ 10]
赤道表面重力	0.25 m/s 2 (0.025  g 0 )
赤道脱出速度	0.36 km/秒
朔望周期	0.2226日（5.342時間）[6] [13]
赤道回転速度	93.1メートル/秒[秒]
軸傾斜	29°
北極赤経	20時間32分[日]
北極の偏角	48° [日]
幾何学的アルベド	0.423 [15]
温度	最小: 75  K (-198 °C) 最大: 250 K (-23 °C) [16]
スペクトル型	V [6] [17]
見かけの等級	5.1 [18]から 8.48
絶対等級 （H）	3.20 [6] [15]
角直径	0.70インチから0.22インチ

ベスタ（小惑星指定：4ベスタ）は小惑星帯で最大の天体の一つで、平均直径は525キロメートル（326マイル）である。^[10]ドイツの天文学者ハインリヒ・ヴィルヘルム・マティアス・オルバースによって1807年3月29日に発見され^{[6] 、}ローマ神話の家庭と炉の処女神ベスタにちなんで名付けられた。^[19]

ベスタは質量、体積ともに準惑星ケレスに次いで2番目に大きい小惑星であると考えられている。^{[20] [21] [22]測定によると、公称体積は}パラスのそれよりわずかに大きい（約5％大きい）が、質量は25％から30％大きい。小惑星帯の質量の約9％を占めると推定されている。^{[23]ベスタは、}地球型惑星を形成した種類の岩石原始惑星（分化した内部を持つ）として唯一知られている。^{[24] [25] [26]} 10億年前から20億年前の衝突により、ベスタの無数の破片が放出され、ベスタの南半球の大部分を占める2つの巨大なクレーターが残った。^{[27] [28]これらの出来事の残骸は}ハワード石・ユークライト・ダイオジェナイト（HED）隕石として地球に落下し、ベスタに関する豊富な情報源となっている。^{[29] [30] [31]}

ベスタは地球から見える最も明るい小惑星です。通常は5.1等級の明るさで、 ^[18]肉眼でかすかに見えます。ベスタの太陽からの最大距離は、ケレスの太陽からの最小距離よりわずかに長いですが、^[e]ベスタの軌道は完全にケレスの軌道内にあります。^[32]

NASAのドーン宇宙船は2011年7月16日に1年間の探査のためにベスタの周回軌道に入り、2012年9月5日にベスタの軌道を離れ^[33]、最終目的地であるケレスに向かった。研究者たちはドーンが収集したデータを引き続き調査し、ベスタの形成と歴史に関するさらなる洞察を得ようとしている。^{[34] [35]}

ハインリヒ・オルバースは、ケレス発見の翌年、1802年にパラスを発見した。オルバースは、この2つの天体は破壊された惑星の残骸であると提唱した。オルバースは、イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルに、ケレスとパラスの軌道が交差する場所の近くを探せば、さらに多くの破片が見つかるかもしれないという手紙を送った。これらの軌道交差は、くじら座とおとめ座に位置していた。^[36] オルバースは1802年に探査を開始し、1807年3月29日におとめ座でベスタを発見した。これは偶然の一致で、ケレス、パラス、ベスタは大きな天体の破片ではない。小惑星ジュノーは1804年に発見されていたため、ベスタは現在小惑星帯として知られている領域で確認された4番目の天体となった。この発見は、 3月31日付けのドイツの天文学者ヨハン・H・シュレーター宛の手紙で発表された。 ^[37] オルバースは既に惑星（パラス。当時は小惑星が惑星とみなされていた）を発見した功績があったため、彼は新しい発見にドイツの数学者カール・フリードリヒ・ガウスに命名する栄誉を与えた。ガウスの軌道計算により天文学者は最初の小惑星ケレスの存在を確認することができ、また新惑星の軌道を10時間という驚くほど短い時間で計算したからである。^{[38] [39]} ガウスはローマ神話の家庭と炉の処女神、ウェスタに決めた。^[40]

ベスタは4番目に発見された小惑星であるため、正式名称は4である。ベスタという名称、またはその国別名称は、ギリシャと中国の2か国を除いて国際的に使用されている。ギリシャ語では、ベスタのギリシャ語版であるヘスティア （4 Εστία）が採用された。英語では、その名称は46 Hestiaに使用されている（ギリシャ人はどちらにも「Hestia」という名称を使用し、小惑星の番号は曖昧さ回避のために使用されている）。中国語では、ベスタは「炉の神（女）の星」灶神星 Zàoshénxīngと呼ばれ、これはベスタの役割にちなんで名付けられており、天王星、海王星、冥王星の中国語名に似ている。^[f]

発見されると、ベスタはそれ以前のケレス、パラス、ジュノと同様に惑星として分類され、惑星記号が与えられた。この記号は聖なる火をともなうベスタの祭壇を表しており、ガウスによってデザインされた。^{[41] [42]}ガウスの構想では、これは現在では廃れているが、. 彼の形はUnicode 17.0でU+1F777🝷として計画されている。^{[43] [44] [g]} 小惑星記号は1852年以降、徐々に天文学で使用されなくなったが、最初の4つの小惑星の記号は1970年代に占星術で復活した。ベスタ記号の現代占星術版の短縮形は（U+26B6 ⚶） . ^{[43] [h]}

ベスタの発見後、38年間は新たな天体は発見されず、この間、太陽系には11個の惑星があると考えられていた。^[49]しかし、1845年に新たな小惑星が急速に発見され始め、1851年までには8個の主要惑星（海王星は1846年に発見されていた）に加えて、それぞれ独自の記号を持つ15個の小惑星が発見された。 新しい惑星記号を無期限に発明し続けることは非現実的であることがすぐに明らかになり、既存の記号の中にはすぐに描くのが難しいものもあった。 その年、この問題はベンジャミン・アプソープ・グールドによって取り上げられ、彼は小惑星に発見順に番号を付け、その番号を小惑星の一般的な記号としてディスク（円）内に置くことを提案した。 こうして、4番目の小惑星ベスタには一般的な記号④が与えられた。小惑星の数が増えるにつれて、これはすぐに名前と結びついて、公式の番号と名前の指定である④ベスタになった。 1858年までに、丸は(4) Vestaのように簡略化され、組版が容易になった。4) Vestaや4, Vestaなどの他の句読点も短期間使用されたが、1949年までにほぼ完全に消滅した。^[50]

ベスタの光度観測は、1880年から1882年にかけてハーバード大学天文台で、1909年にはトゥールーズ天文台で行われた。これらの観測と他の観測により、1950年代までにベスタの自転速度を決定することができた。しかし、光度曲線には形状とアルベドの両方の変動が含まれていたため、自転速度の初期の推定値は疑問視された。^[52]

ベスタの直径の初期の推定値は、1825年の383キロメートル（238マイル）から444キロメートル（276マイル）までの範囲でした。ECピカリングは1879年に513 ± 17キロメートル（319 ± 11マイル）の推定直径を出しました。これは平均直径の現代の値に近いですが、その後の推定値は、次の世紀の最低390キロメートル（242マイル）から最高602キロメートル（374マイル）までの範囲でした。測定された推定値は測光法に基づいていました。1989年には、スペックル干渉法を使用して、自転周期中に498〜548キロメートル（309〜341マイル）の間で変化する寸法が測定されました。^[53] 1991年には、米国東部とカナダの複数の場所からベスタによる恒星SAO 93228の掩蔽が観測されました。 14か所の異なる地点からの観測に基づくと、データに最もよく適合したのは、約550 km × 462 km（342 mi × 287 mi）の寸法を持つ楕円形のプロファイルでした。^[54] ドーンはこの測定値を確認しました。^[i]これらの測定は、熱履歴、コアのサイズ、小惑星の進化における水の役割、地球で発見された隕石がこれらの天体から来たものであるかどうかを決定するのに役立ちます。最終的な目標は、太陽系の最も初期の時代の条件とプロセス、および惑星の進化における水分量とサイズの役割を理解することです。^[55]

ベスタは質量が測定された最初の小惑星となった。18年ごとに小惑星197アレテが地球に接近する。ベスタの0.04AU 。1966年、ハンス・G・ヘルツは、ベスタのアレテに対する重力摂動の観測に基づいて、ベスタの質量を次のように推定した。(1.20 ± 0.08) × 10 ⁻¹⁰  M _☉ (太陽質量)。^[56]さらに精密な推定が行われ、2001年には17テティスの摂動を用いてベスタの質量が次のように計算された。（1.31 ± 0.02）× 10 ⁻¹⁰  M _☉。^[57] ドーンはそれを1.3029 × 10 ⁻¹⁰  M _☉ .

ベスタは、小惑星帯内の火星と木星の間を3.6地球年の周期で太陽の周りを公転しており、 ^{[6]具体的には、2.50 AUの}カークウッドの隙間の内側にある内側小惑星帯に位置しています。軌道は中程度に傾斜しており（i = 7.1°、水星の7° 、冥王星の17°と比較して）、中程度の離心率があります（e = 0.09、火星とほぼ同じです）。^[6]

小惑星間の真の軌道共鳴は起こりにくいと考えられている。小惑星同士の質量が小さいのに、その距離が離れているため、このような関係は非常に稀である。^[58]とはいえ、ベスタは他の小惑星を一時的に 1:1 の共鳴軌道関係に捕らえることができ（最長 200 万年以上）、そのような天体が約 40 個特定されている。^[59]ドーンによってベスタ付近で検出されたデカメートルサイズの天体は、正式な衛星ではなく、このような準衛星である可能性がある。^[59]

ベスタの自転は小惑星としては比較的速く（5.342時間）、順行しており、北極は赤経20時間32分、赤緯+48°（白鳥座）の方向を指し、不確実性は約10°である。これにより、軸の傾きは29°となる。^[60]

ベスタには2つの経度座標系が使用されており、本初子午線は150°離れている。IAUは1997年にハッブル宇宙望遠鏡の写真に基づいて座標系を確立し、本初子午線は直径200kmの暗い特徴であるオルバース地域の中心を通る。ドーン号がベスタに到着したとき、ミッションの科学者はIAUが想定した極の位置が10°ずれていることを発見した。そのため、IAUの座標系はベスタの表面上を年間0.06°ずつ移動し、またオルバース地域は近くからは識別できず、必要な精度で本初子午線を定義するのに不十分であった。彼らは極を修正したが、直径700メートルの鮮明なクレーターであるクラウディアの中心から4°のところに新しい本初子午線を確立し、これによりより論理的なマッピング四角形ができたとしている。^[61]ベスタの画像や地図を含むNASAの出版物はすべてクラウディアン子午線を使用しているが、これはIAUには受け入れられない。IAUの地図座標と回転要素に関する作業部会は、極を修正するがクラウディアン経度を150度回転させてオルバース地域と一致させる座標系を推奨した。^{[62]これはIAUに受け入れられたが、}ドーンチームが作成した地図は主要な地表の特徴を二分しないように配置されていたため、地図に矛盾が生じる。^{[61] [63]}

ベスタは小惑星帯で2番目に質量の大きい天体であるが、最も質量の大きい天体であるケレスの28%に過ぎない。^{[64] [23]}しかし、ベスタは小惑星帯で形成された最も質量の大きい天体であり、ケレスは木星と土星の間に形成されたと考えられている。ベスタの密度は4つの地球型惑星よりも低いが、ほとんどの小惑星やイオを除く太陽系のすべての衛星よりも高い。ベスタの表面積はパキスタン、ベネズエラ、タンザニア、ナイジェリアの陸地面積とほぼ同じで、90万平方キロメートル（35万平方マイル、90,000,000ヘクタール、220,000,000エーカー）をわずかに下回る。ベスタは分化した内部構造を持っている。^[24]ベスタはわずかに大きい（525.4 ± 0.2 km ^[10]）は2パラス（平均直径は512 ± 3kmであるが^[65]、質量は約25%大きい。

ベスタの形状は重力の影響を緩和した扁平な回転楕円体に近いが^[60]、南極の大きな凹面と突起（下記の「表面の特徴」を参照）と、5 × 10 ²⁰  kgという質量は、国際天文学連合（IAU）決議XXVI5の下ではベスタが自動的に準惑星とみなされることを妨げた。^[66]ドーン探査機によって収集されたデータを使用した2012年のベスタの形状^[67]と重力場の分析では、ベスタは現在静水力平衡状態にないことが示された。^{[10] [68]}

表面温度は、太陽が真上にあるときは約-20℃（253 K）で、冬極では約-190℃（83.1 K）まで下がると推定されています。昼間の典型的な気温は-60℃（213 K）、夜間の典型的な気温は-130℃（143 K）です。この推定値は1996年5月6日時点のもので、近日点に非常に近いものですが、詳細は季節によって多少異なります。^[16]

ドーン探査機が到着する以前から、ハッブル宇宙望遠鏡や地上の望遠鏡（ケック天文台など）によって、ベスタの表面の特徴のいくつかはすでに解明されていました。^{[69] 2011年7月の}ドーンの到着により、ベスタの複雑な表面が詳細に明らかになりました。^[70]

これらの表面の特徴の中で最も目立つのは、南極近くに中心がある幅500キロメートル（311マイル）のレアシルビアと、幅400キロメートル（249マイル）のベネネイアという2つの巨大な衝突盆地である。レアシルビア衝突盆地はより新しく、ベネネイアの上に広がっている。^[75]ドーンの科学チームは、より新しく目立つクレーターを、ロムルスとレムスの母親と神話上のウェスタの処女にちなんでレアシルビアと名付けた。^[76]その幅はベスタの平均直径の95%である。クレーターの深さは約19キロメートル（12マイル）である。中央の山頂は、クレーター底の最も低い測定部分から23キロメートル（14マイル）上にそびえ立ち、クレーター縁の最も高い測定部分は、クレーター底の低点から31キロメートル（19マイル）上にある。この衝突によってベスタの体積の約 1% が削り取られたと推定されており、ベスタ族およびV 型小惑星はこの衝突の産物である可能性が高い。これが事実であれば、10 km (6.2 mi) の破片が現在まで衝突を生き延びているという事実は、このクレーターが最大でも約 10 億年前にできたものであることを示している。^[77]また、ここは HED 隕石の起源地でもあるだろう。既知の V 型小惑星すべてを合わせても、噴出した体積の約 6% に過ぎず、残りはおそらく小さな破片として、3:1 カークウッド ギャップに近づくことによって噴出する か、ヤルコフスキー効果または放射圧によってかき乱されて吹き飛ばされたものである。ハッブル画像の分光分析により、このクレーターは地殻のいくつかの異なる層を深く貫通しており、カンラン石のスペクトル シグネチャによって示されているように、マントルにまで達している可能性があることが明らかになった。^[60]

レアシルビアの中心にある大きな山頂は高さ20～25km（12～16マイル）、幅180km（112マイル）あり^[75]、惑星規模の衝突の結果である可能性がある。^[78]

いくつかの古くて劣化したクレーターは、大きさでレアシルビアやヴェネネイアに匹敵しますが、それほど大きいものはありません。右に示すフェラリア平原は直径270 km（168マイル）です。 ^[79]より新しい、より鋭いクレーターは、最大158 km（98マイル）のヴァロニラと196 km（122マイル）のポストゥミアにまで及びます。^[80]

塵がクレーターを埋め尽くし、いわゆるダストポンドを形成している。これは、大気がほとんどない天体で塵の塊が見られる現象である。これらは、天体表面のくぼみ（クレーターなど）に堆積した滑らかな塵の堆積物であり、周囲の岩石地形とは対照的である。^[81]ベスタの表面では、0˚～30°N/Sの範囲内、つまり赤道領域で、タイプ1（衝突溶融物から形成）とタイプ2（静電的に形成された）の両方のダストポンドが確認されている。このような構造のクレーターが10個確認されている。^[82]

「スノーマンクレーター」は、ベスタの北半球にある3つの隣接するクレーターのグループです。正式名称は、最大から最小（西から東）の順に、マーシャ、カルプルニア、ミヌーシアです。マーシャは最も新しく、カルプルニアを横切っています。ミヌーシアは最も古いものです。^[71]

ベスタの赤道域の大部分は、ディバリア・フォッサと名付けられた一連の平行な溝によって削り取られている。その最長の溝は幅10～20キロメートル（6.2～12.4マイル）、長さ465キロメートル（289マイル）である。ベスタは月の7分の1の大きさであるにもかかわらず、ディバリア・フォッサはグランドキャニオンを小さく見せている。赤道に傾いた2番目の一連の溝は、さらに北にある。この北の溝システムはサトゥルナリア・フォッサと名付けられ、その最大の溝は幅約40キロメートル、長さ370キロメートル以上である。これらの溝は、それぞれレアシルビア・クレーターとベネネイア・クレーターを形成した衝突によって生じた大規模な地溝であると考えられている。これらは太陽系で最も長い峡谷の1つであり、テティスのイタカ・カズマとほぼ同じ長さである。この溝は、ベスタに別の小惑星が衝突した後に形成された地溝である可能性があり、このプロセスはベスタのように分化した天体でのみ起こり得る。^{[83]ベスタ}の分化は、科学者がこれを原始惑星とみなす理由の1つである。 [84]あるいは、溝はレアシルビアの二次クレーターによって形成された放射状の彫刻である可能性も提案されている。^[85]

可視赤外線分光計（VIR）、ガンマ線中性子検出器（GRaND）、フレーミングカメラ（FC）からの組成情報はすべて、ベスタの表面組成の大部分がハワード石、ユークライト、ダイオジェナイト隕石の組成と一致していることを示している。^{[86] [87] [88]}レアシルビア地域はダイオジェナイトが最も豊富で、ベスタ内部深部からレアシルビア形成衝突による物質の掘削と一致している。レアシルビア地域内のカンラン石の存在も、マントル物質の掘削と一致する。しかし、カンラン石は北半球の局所的な地域でのみ検出されており、レアシルビア内では検出されていない。^[34]このカンラン石の起源は現在不明である。天文学者たちは、ドーン探査機が到着する以前からオリビンはベスタのマントルから発生したと予想していたが、レアシルビアとベネネイアの衝突盆地内にオリビンが存在しないことから、この見解は複雑になっている。両衝突盆地はベスタの物質を60～100 kmまで掘り出したが、これはベスタの地殻の厚さとして予想される約30～40 kmよりはるかに深い。ベスタの地殻は予想よりもはるかに厚いか、レアシルビアとベネネイアを作った激しい衝突イベントで物質が混ざり、観測からオリビンが見えなくなった可能性がある。あるいは、ドーンによるオリビンの観測は、ベスタの内部構造とは無関係に、オリビンを多く含む衝突体による衝突である可能性もある。^[89]

ベスタの4つのクレーター、マルシア、コルネリア、ヌミシア、リシニアでは、ピット地形が観測されている。^[90]ピット地形の形成は、衝突によって加熱された揮発性物質の脱ガスによるものとされている。ピット地形とともに、マルシアとコルネリアのクレーターでは曲線状の溝が見つかっている。曲線状の溝は葉状の堆積物で終わっており、葉状の堆積物はピット地形に覆われていることもあり、衝突の熱によって埋もれていた氷の堆積物が溶けた後、一時的に液体の水が流れて形成されたとされている。^[72]水和物質も検出されており、その多くは暗色物質の領域と関連している。^[91]したがって、暗色物質は主に衝突によって表面に堆積した炭素質コンドライトで構成されていると考えられる。炭素質コンドライトは、鉱物学的に結合したOHが比較的豊富である。^[88]

科学者は、1200個以上のHED隕石（ベスタン・アコンドライト）という形で、ベスタからの潜在的なサンプルの大規模なコレクションにアクセスでき 、ベスタの地質学的な歴史と構造についての洞察を得ることができます。NASA赤外線望遠鏡施設（NASA IRTF）による小惑星（237442）1999 TA 10の研究では、この小惑星がHED隕石よりもベスタのより深いところから発生したことが示唆されています。^[25]

ベスタは、直径214～226 kmの金属鉄ニッケル核^[10]と、その上にある岩石のオリビン マントル、そして表面地殻で構成されていると考えられています。カルシウムとアルミニウムを豊富に含む包有物（太陽系で最初の固体物質で、約45億6700万年前に形成されました）が最初に出現してからのタイムラインは次のようになります。^{[92] [93] [94] [95] [96]}

ベスタは、このように表面が再形成された唯一の無傷の小惑星として知られている。このため、一部の科学者はベスタを原始惑星と呼んでいる。^{[97]しかし、}鉄隕石や親天体が特定されていないアコンドライト隕石クラスの存在は、火成岩の歴史を持つ他の分化した微惑星がかつて存在し、その後衝突によって粉砕されたことを示している。^[要出典]

V型小惑星（大きな衝突の際に放出されたベスタの地殻の破片だと考えられる）の大きさと、レアシルビア・クレーターの深さ（下記参照）に基づくと、地殻の厚さはおよそ10キロメートル（6マイル）であると考えられる。 ^[99]ドーン探査機 の調査結果では、ベスタを包む谷が衝突によって引き起こされた断層によって形成された地溝である可能性があるという証拠が見つかっており（上記の谷のセクションを参照）、これはベスタが他の小惑星よりも地質が複雑であることを意味する。ベスタの分化した内部は、過去には静水圧平衡にあり、したがって準惑星であったが、現在はそうではないことを示唆している。 ^[75]レアシルビアとベネネイアのクレーターを形成した衝突は、ベスタが平衡形状に戻るほど暖かくて可塑性がなくな^[要出典]

ベスタの表面は、月やイトカワなどの小惑星で見られるものとは異なる表土で覆われている。これは宇宙風化の作用が異なるためである。ベスタの表面にはナノ相鉄の顕著な痕跡は見られない。これは、ベスタへの衝突速度が低すぎて岩石の融解と蒸発が顕著なプロセスにならないためである。代わりに、表土の進化は、主に角礫化とそれに続く明るい成分と暗い成分の混合によって起こる。^{[100]暗い成分はおそらく}炭素質物質の落下によるものであり、明るい成分は元々のベスタの玄武岩質土壌である。^[101]

太陽系の小天体の中には、衝突によって生じたベスタの破片である疑いのあるものがある。ベスタ小惑星やHED隕石などがその例である。V型小惑星 1929コラは、集積ユークライト隕石に似た組成を持つことが判明しており、ベスタの地殻深部で発生したことを示唆している。^[30]

ベスタは現在、物理的サンプルが存在する太陽系天体として確認されているわずか8つのうちの1つであり、そのサンプルはベスタの破片であると疑われる多数の隕石から採取されている。16個の隕石のうち1個はベスタ由来であると推定されている。 ^[102]他に確認されている太陽系サンプルは、地球自体、火星からの隕石、月からの隕石、月、ヴィルト2彗星、小惑星イトカワ25143、リュウグウ162173、ベンヌ101955から持ち帰られたサンプルである。^{[31] [k]}

1981年、小惑星ミッションの提案が欧州宇宙機関（ESA）に提出された。小惑星重力光学レーダー解析（AGORA）と名付けられたこの宇宙船は、 1990年から1994年の間に打ち上げられ、大型小惑星に2回接近通過することになっていた。このミッションの優先ターゲットはベスタだった。AGORAは、火星を通過する重力スリングショット軌道か、小型イオンエンジンによって小惑星帯に到達する予定だった。しかし、この提案はESAに拒否された。その後、 NASAとESAの共同小惑星ミッションとして、太陽電気推進による複数小惑星探査機（MAOSEP）が策定され、ミッションプロファイルの1つにベスタの軌道が含まれていた。NASAは、小惑星ミッションには興味がないと表明した。代わりに、ESAはイオンドライブを備えた宇宙船の技術的研究を立ち上げた。 1980年代にはフランス、ドイツ、イタリア、米国から小惑星帯への他のミッションが提案されたが、いずれも承認されなかった。^[103]フライバイと衝突貫通体によるベスタの探査は、1991年から1994年の実現に向けて欧州諸国と協力して開発されたソビエトの多目的ベスタミッションの最初の計画の2番目の主要目標であったが、ソビエト連邦の崩壊により中止された。

1990年代初頭、NASAはディスカバリー計画を開始した。これは、一連の低コストの科学ミッションを意図したものだった。1996年、この計画の研究チームは、イオンエンジンを搭載した宇宙船を使用して小惑星帯を探索するミッションを最優先事項として推奨した。この計画の資金調達は数年間問題を抱えていたが、2004年までにドーンの機体は重要な設計審査に合格し^[104]、建造が進められた。^[要出典]

ドーンは2007年9月27日にベスタへの最初の宇宙ミッションとして打ち上げられた。2011年5月3日、ドーンはベスタから120万キロ離れた地点で最初の目標画像を取得した。^[105] 2011年7月16日、NASAはドーンから探査機がベスタの軌道に正常に進入したことを示すテレメトリを受信したことを確認した。 ^[106]ドーンは2012年7月まで1年間ベスタを周回する予定であった。 ^[107] ドーンの到着はベスタの南半球の晩夏と重なり、ベスタの南極にある大きなクレーター（レアシルビア）が日光に照らされていた。ベスタの季節は11か月続くため、ドーンは軌道を離れる前に、クレーターの反対側にあると予想される圧縮亀裂を含む北半球をドーンのカメラで見ることができるはずであった。^[108] ドーンは2012年9月4日午後11時26分（PDT）にベスタの周回軌道を離れ、ケレスに向かった。^[109]

NASA/DLRは、調査軌道、2つの高高度軌道（60〜70メートル/ピクセル）、および低高度マッピング軌道（20メートル/ピクセル）からの画像と概要情報を公開しました。これには、デジタル地形モデル、ビデオ、地図帳が含まれています。^{[110] [111] [ 112] [113] [114] [115]}科学者たちはまた、ドーンを使用してベスタの正確な質量と重力場を計算しました。その後のJ ₂成分の決定により、HEDと同様の地殻密度を仮定すると、コアの直径は約220kmと推定されました。^[110]

ドーンのデータはUCLAのウェブサイトで一般公開されている。^[116]

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  1994年11月のハッブル宇宙望遠鏡の画像から決定された4ベスタのアルベドとスペクトルマップ
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  1996 年 5 月のハッブル宇宙望遠鏡の画像から決定された 4 ベスタの標高マップ
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  南東から見たベスタ 4 の標高図 (1996 年 5 月のハッブル宇宙望遠鏡の画像から決定)。南極のレアシルビアクレーターと赤道近くのフェラリア平原が見える。
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  2007年5月にハッブル宇宙望遠鏡で撮影されたベスタ
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  2006年のIAUの惑星の定義に関する草案では、ベスタが候補に挙げられていた。 ^[117]ベスタは下段の左から4番目に示されている。

ドーン宇宙船が接近し軌道に入ると、ベスタが視界に入ります。

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  100,000 km 離れたところから撮影したベスタ
  (2011 年 7 月 1 日)
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  ベスタ、41,000 km から
  (2011 年 7 月 9 日)
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  高度16,000kmの軌道上
  （2011年7月17日）
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  高度10,500kmから軌道上
  （2011年7月18日）
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  5,200 km から見た北半球
  (2011 年 7 月 23 日)
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  高度5,200kmから軌道上
  （2011年7月24日）
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  3,700 km の軌道上
  (2011 年 7 月 31 日)
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  フルローテーション
  （2011年8月1日）
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  合成グレースケール画像
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  丘と尾根のあるクレーター状の地形
  （2011 年 8 月 6 日）
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  境界線付近のクレーターが密集した地形
  (2011 年 8 月 6 日)
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  さまざまな劣化状態にあるヴェスタンクレーター、底に溝あり
  (2011 年 8 月 6 日)
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  ベスタの南極にある丘の陰影のある中央丘
  （2015 年 2 月 2 日）

高高度（60～70m/ピクセル）および低高度（約20m/ピクセル）のマッピング軌道中に取得された詳細な画像は、JPL/NASAのDawn Missionウェブサイトで公開されています。^[118]

その大きさと異常に明るい表面により、ベスタは最も明るい小惑星となっており、暗い空（光害なし）では肉眼で時々見える。2007年5月と6月、ベスタはピーク等級+5.4に達し、1989年以来最も明るくなった。 ^[119]当時、衝と近日点の差はわずか数週間だった。^[120] 2018年6月22日の衝ではさらに明るくなり、等級+5.3に達した。^[121] 2008年晩秋の北半球でのそれほど好ましくない衝でも、ベスタの等級は+6.5から+7.3であった。^{[122]ベスタは太陽と}合の場合でも等級は+8.5程度となるため、汚染のない空では、衝付近よりもはるかに小さい離角でも双眼鏡で観測できる。 ^[122]

2010年、ベスタは2月17日から18日の夜に獅子座で衝となり、明るさは約6.1等級だった[ 123 ] 。^双眼鏡で見える明るさだが、肉眼では通常見えない。光害のない完全な暗黒の空の条件下では、経験豊富な観測者であれば望遠鏡や双眼鏡を使わずにベスタを見ることができるかもしれない。ベスタは2011年8月5日に再び衝となり、やぎ座で約5.6等級だった^{[123] [124] 。}

ベスタは2012年12月9日に再び衝となった。^[125]スカイ・アンド・テレスコープ誌によると、今年ベスタは2012年の冬から2013年の春にかけて、ケレス1等星から6度以内に接近した。 ^[126]ベスタは3.63年で太陽の周りを回り、ケレスは4.6年で太陽の周りを回るため、17.4年ごとにベスタはケレスを追い抜く（前回の追い越しは1996年4月）。^[126] 2012年12月1日、ベスタの明るさは6.6等だったが、2013年5月1日には8.4等に減少した。^[126]

2014年7月、ケレスとベスタは夜空で互いに1度以内の距離に近づきました。^[126]

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