Données liées à la capture de DAWN en orbite autour de VestaLa mission DAWN est entrée en orbite autour de Vesta à 0h 47 heure d'été de la côte est américaine le 16 juillet 2011 et le 11 août 2011 à 0h 13 heure d'été de la côte est américaine a marqué le début officiel de la première orbite de travail, dite, en anglais "survey orbit"
Données liées à la capture de DAWN en orbite autour de Vesta
Après la capture de DAWN en orbite autour de Vesta, les astronomes parlent de la surface primordiale existant probablement la plus ancienne du système solaire et les images reçes montrent une surface complexe qui semble avoir conservé la trace de certains des évènements les plus anciens qui soient survenus sur Vesta et qui a enregistré les bombardements météoritiques qui l'ont affectée pendant des millions d'années. Bien que la capture en orbite ait eu lieu, la phase d'approche va continuer encore trois semaines; l'équipe de DAWN va continuer à rechercher si Vesta a des satellites, prendre d'autres images à but de navigation, observer les propriétés physiques de la planète mineure et acquérir des données de calibration. La première image jamais prise de Vesta le 9 juillet 2011 -et il s'agit d'une image historique dans l'histoire de l'exploration du système solaire- a été prise d'une distance de 41000 km (26000 miles) et elle montre la surface d'une des planètes mineures de la ceinture des astéroïdes. Se voient de grands cratères d'impact anciens, des plus récents, une montagne et de remarquables rainures parallèles. Ces images vont permettre aux astronomes de mieux comprendre comment les proto-planètes et les planètes se sont formées au moment de la création du système solaire
 | première image jamais prise de la planète mineure Vesta. L'image est prise d'une distance de 41000 km (26000 miles) et constitue une image historique. Elle montre pour la première fois la surface d'une planète mineure. Nous avons re-travaillé l'image d'origine pour montrer, à gauche, une vue détaillée et, à droite, une vue redimensionnée qui permet une meilleure visualisation. site 'Amateur Astronomy' à partir d'un image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | seconde meilleure image de Vesta prise par la mission DAWN après son entrée en orbite autour de la planète mineure. L'image, re-travaillée par notre site montre, à gauche, une vue détaillée et, à droite, une vue redimensionnée qui permet une meilleure visualisation. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
La première orbite scientifique de DAWN autour de Vesta a commencé le 11 août 2011 à une altitude de 2700km (1700 miles). Vesta a une révolution sur elle-même de 5h et 20mn. Le début de la première phase scientifique a donc eu lieu le 11 a&oucirc;t à 9h 13 heure d'été de la côte est américaine. Il s'agit de la "survey orbit" ("orbite d'observation générale"). Cette orbite est la plus haute de la mission, à 2700km (1700 miles); elle permettra une vue générale de la planète mineure dans le visible et l'infrarouge avec également des cartes géologiques et d'éléments. Les signaux radio de DAWN permettront de mesurer la gravité de Vesta. La "survey orbit" durera 20 jours, chaque orbite durant 3 jours. Ensuite, le vaisseau recommencera à allumer son moteur et, en un mois, il descendra jusqu'à sa seconde orbite, dite "High Altitude Mapping Orbit" ("orbite de cartographie de haute altitude", ou HAMO), qui commencera fin septembre et aura une altitude de 680km (420 miles). Elle durera 1 mois et comprendra 60 orbites, chacune d'entre elles durant 12 heures. Cette seconde phase permettra une carte, à encore plus haute résolution, de la portion illuminée de Vesta ainsi que des vues stéréo
 | vue détaillée de la surface de Vesta, laquelle montre que la planète mineure présente des caractéristiques qui remontent vraisemblablement aux plus lointaines origines du système solaire. Des types variés de cratères -dont certains sont semblables à ce qui a été sur Phoébe, dans le système de Saturne- se voient alors que des caractéristiques du relief ont vraisemblablement été causées par une tectonique des plaques. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
Alors que le télescope spatial Hubble l'avait détecté depuis des années, la mission DAWN a permis une meilleure vue de la dépression circulaire du pôle sud, qui fait plusieurs centaines de kilomètres de large et qui possède des falaises hautes de plusieurs kilomètres. Une montagne impressionnate, au centre de la dépression, s'élève jusqu'à 15km ce qui en fait l'une des altitudes les plus élevées de tous les corps connus du système solaire à surface solide. Une série d'images, prises alors que DAWN se trouvait à 2700km (1700 miles) au-dessus de la surface de Vesta a servi à déterminer l'axe de rotation -et son inclinaison- de la planète mineure ainsi qu'un système de coordonnées. Le méridien zéro de Vesta a été défini près d'un minuscule cratère de 500m (1640 pieds) de diamètre, qu'ils ont dénommé "Claudia" d'après une Romaine du IIème siècle avt. J.-C. Les cratères de Vesta vont rececoir des noms tirés des Vestales, les prêtresses de la déesse romaine Vesta et d'autres femmes célèbres de Rome; les autres reliefs prendront leurs noms de fêtes et de villes de cette époque. C'est actuellement l'hiver boréal sur Vesta et la région polaire nord est dans une obscurité permanente
Les études ont continué, cette fois sur l'hémisphère sud de Vesta. Cette partie de la planète mineure possède l'une des montagnes les plus hautes du système solaire. On a également vu que la surface de Vesta présente une diversité étonnante en termes de composition, particulièrement autour des cratères. La surface de Vesta semble ête plus rugueuse que celle de la plupart des astéroïdes de la ceinture des astéroïdes. De plus, des données préliminaires indiquent que des zones de l'hémisphère sud sont jeunes: entre 1 et 2 milliards d'années, soit un âge beaucoup plus récent que dans l'hémisphère nord. Bien que leur analyse ne soit pas terminée, les tranchées vues sur Vesta sont en cohérence avec les modèles qui font état d'une formation par fractures dues à un impact géant. Les hautes falaises du pôle sud ont plusieurs kilomètres de haut et on y trouve aussi des tranchées profondes et des cratères; des collisions avec d'autres astérïdes ont pu jouer un rôle ainsi que des processus internes qui ont lieu dans les premiers âges de Vesta. Une montagne du pôle sud est haute comme presque 3 fois l'Everest (soit 22km -13 miles- au-dessus du terrain avoisinant)
L'équipe scientifique, fin octobre a fait passer sans encombres DAWN sur son "orbite de cartographie à basse altitude" ("Low Altitude Mapping Orbit") fin novembre 2011; l'altitude y est en moyenne de 210 km (130 miles). Elle doit durer au moins 10 semaines. Les objectifs scientifiques de l'orbite sont la composition par éléments de la surface de Vesta via le détecteur à rayons gamma et neutrons et d'étudier la structure interne de la planète mineure en en mesurant le champ gravitationnel. Les premières images obtenues dans cette résolution plus détaillées montre les nombreux petits cratères de la surface ainsi que des textures (petites rainures et alignements qui rappellent celles déjà vues dans les données basse-résolution obtenues depuis les orbites précédentes). Elles permettent aussi de montrer de petites zones exposées qui affichent des matériaux brillants et sombres. Une fois la collecte des données terminée sur cette orbite, DAWN repassera pour une autre période sur l'orbite de cartographie de haute altitude (HAMO) soit 680 km (420 miles) et le Soleil, alors, sera monté plus haut dans le ciel des régions nord. En assignant des couleurs aux différents roches et minéraux, Vesta s'est avérée un monde de couches nombreuses, bien séparées et de diverses roches. Ce qui va dans le sens que Vesta serait bien un monde de transition entre les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre, Mars) et les autres astéroïdes. Les matériaux de surface contiennent du pyroxène, une roche contenant du fer et sont un mélange de roches de surface qui se sont rapidement refroidies et d'une couche plus profonde qui a refroidi plus lentement. Une structure en couche a été excavée par les impacts et la surface rugueuse de Vesta est propice aux coulées de débris sur les fortes pentes. Le coeur, de fer, de Vesta en fait un astéroïde à part, qui ressemble plus aux planètes telluriques. Les variations de minéraux et les couches semblent venir du fait que ce corps a fondu, à l'intérieur, peu après sa formation, ce qui a séparé une croûte, un manteau et un coeur. Des études récentes, début 2012, menés via des télescope -y compris le télescope spatial Hubble- depuis la Terre montre qu'à peu prè la moitié de Vesta doit être si froide et recevoir si peu de lumière que de l'eau pourrait y avoir survécu pendant des milliards d'années, en-dessous de la surface (cette étude a construit les premiers modèles des températures moyennes globales de Vesta). A la différence de la Lune ou de Mercure, Vesta n'a probablement pas de cratères qui sont dans l'ombre de façon permanente, y compris dans le cratère géant (480km -300 miles) qui se trouve au pôle sud, car l'axe de l'astéroïde est incliné de 27°, ce qui produit un cycle saisonnier au long de l'année qui dure 3,6 ans. Une bande de températures relativement chaude, comprise entre 27°N et 27°S, de part et d'autre de l'équateur, empêche toute présence d'eau. Par contre l'eau devrait se trouver relativement profondément dans le sol -la régolithe- des pôles. De l'eau pourrait aussi se trouver dans le fond de cratères aussi petits que 10 km (6 miles) de diamètre. On en saura plus avec les études sur le sujet qui vont être réalisée par DAWN. Une étude, début 2015 a montré que Vesta a pu connaître des flux de courte durée de matériaux transportés par de l'eau du fait de poches de petite taille et localisées sous la surface; celles-ci seraient dues à des impacts cométaires et ceci permet de penser que de telles planètes mineures ressemblent, en fait, aux grandes planètes. Les cratères avec ces "gullies" en courbes se voient en association avec du terrain avec puits (dont on pense qu'ils ont permis l'évacuation de gaz volatils); ils semblent n'avoir que quelques centaines de millions d'années -ce qui est jeune comparé aux 4,6 milliards d'années que compte Vesta
 | cette image montre de nombreux cratères enterrés situés dans la région en creux équatoriale de Vesta. Il s'agit d'une zone qui porte les traces du matériau qui a été éjecté par l'impact qui a créé, au pôle sud de l'astéroïde, le bassin Rhéa Silvia. On voit également des structures linéaires qui présentent diverses formes et tailles. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | l'image montre une partie de l'une des "creux" situés à l'équateur de Vesta. Le fond du creux est la partie brillante au sommet de l'image alors que la bande plus sombre est le bord du creux. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | partie du rebord d'un cratère récent sur Vesta, qui se trouve dans la région dite "Heavily Cratered Terrain" ("terrain fortement cratérisé") dans l'hémisphère nord de l'astéroïde. L'image couvre une surface de 18 x 18km (11 x 11 miles). site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
De nouvelles images et données soulignent, en mars 2012, la diversité de la surface de Vesta et révèlent des aspects géologiques inhabituels. Vesta est l'un des objets les plus brillants du système solaire. Et DAWN, effectivement, a trouvé que certains zones de Vesta peuvent près de deux fois plus lumineuses que les autres, ce qui donne des indices sur l'histoire de l'objet. Ce matériau brillant provient de Vesta même et n'a subi que peu de modifications depuis la formation de Vesta, il y a 4 milliards d'années. Les zones brillantes sont les plus dominantes dans et autour des cratères et mesurent entre un peu plus d'une centaine de mètres (quelques centaines de pieds) et 16 km (10 miles) et elles pourraient trouver leur origine dans des impacts qui ont exposé et disséminé le matériau brillant. Le processus d'impact pourrait avoir mélangé le matériau avec du matériau de surface plus sombre. Des dépôts sombres, par ailleurs, existent; ils peuvent avoir un aspect gris-sombre, brun et rouge, sont de petite taille, aux contours bien définis et se trouvent autour de cratères d'impact; certains peuvent aussi être des dépôts de grande taille, de type régional. Ce matériau sombre n'est pas distribué au hasard, ce qui doit faire penser à une géologie sous-jacente; il semble se relier à des impacts car les astronomes pensent que des astéroïdes riches en carbone pourraient avoir frappé à des vitesses suffisamment lentes pour produire ces dépôts sans décaper la surface existante. Une autre explication est que des impacts d'astéroïdes à haute vitesse auraient fondu la croûte basaltique, provoquant cet assombrissement de la surface. Les dépôts sombres se trouvent sur les murs et les fond des cratères d'impact, sur des collines et des ondulations ou sous des éjectas plus brillants. Cela pourrait aussi laisser penser que le matériau sombre qu'on trouve sur Vesta voudrait dire que la planète mineure pourrait avoir conservé des matériaux anciens de la ceinture des astéroïdes et d'au-delà, qui dateraient probablement de la naissance du système solaire. On suspectait que des phénomènes de fusion tels ceux-là avaient eu lieu sur des astéroïdes mais on ne les avait jamais observés. Des analyses ultérieures pensent que le matériau sombre de Vesta est riche en carbone e tqu'il tend à se trouver sur les bords des deux bassins d'impact géants de l'hémisphère et aussi ailleurs, en surface, y compris les rebords de petits cratères. Ces analyses pensent aussi que le matériau sombre a été apporté par l'objet qui a créé le plus ancien des deux bassins géants, Veneneia, il y a 2 à 3 milliards d'années. Ce matériau fut ensuite recouvert par l'impact qui créa Rheasilvia, le bassin le plus récent. D'autres découvertes montrent une composition de surface variée, de forts changements de température et des indices sur la structure interne de Vesta. Les roches et minéraux de surface sont variés, beaucoup composés de minéraux riches en fer et en magnésium, qu'on trouve habituellement sur Terre dans les roches volcaniques. Les images montrent aussi des dépôts lisses en forme d'"étangs" qui pourraient s'être formés lorsque la fine poussière résultant des impacts s'est re-déposée dans des régions basses. Tout cela suggère une variété étonnante de processus à l'origine de la surface de Vesta. Des impacts et des glissements de terrain, de plus, renouvellement constamment la surface de l'astéroïde. Les températures peuvent varier de -23°C (-10°F) à -100°C (-150°F) dans les ombres; la surface répond rapidement à la lumière solaire du fait qu'il n'y a pas d'effet températeur d'une atmosphère
 | cette image tirée d'une animation montre la topographie d'une portion de la muraille et de l'intérieur du bassin d'impact Rheasilvia (500km -310 miles de diamètre) qui se trouve dans la région polaire sud, un impact qui a affecté l'aspect et la géologie globaux de Vesta. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | hautes falaises au pôle sud de Vesta qui ont une hauteur de plusieurs km (ou miles) et montrent de profondes rainures et des cratères; on ne sait pas encore vraiment comment un tel paysage tourmenté a été créé. Des collisions avec d'autres astéroïdes pourraient avoir joué un rôle aussi bien que les processus internes qui ont eu lieu pendant les premières phases géologiques de la planète mineure. Cette vue oblique a été dérivée d'un modèle digital des altitudes de Vesta. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | cette image montre une muraille intérieure et une terrasse sud du cratère Marcia. Du matériau relativement uni couvre la terrasse et en a glissé (voir le haut de l'image à droite) par des canaux. Ce matériau a vraisemblablement fondu pendant l'impact qui a formé le cratère. Cet impact semble avoir eu lieu à grande vitesse. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | le jeu complexe de matériau brillant et sombre sur le rebord du cratère Marcia se voit sur cette image; les deux variétés semblent avoir été exposées par une vieillissement mais le matériau sombre pourrait se trouver dans une couche de matériaux affleurants, lesquels proviendraient d'anciens impacts recouverts ensuite par de nouveaux impacts. Les deux types de matériaux, autre explication, pourraient provenir d'une collision d'astéroïdes avec la surface de Vesta, qui ont crée le cratère Minucia, qui est voisin de cette région alors qu'une autre collision, celle qui a créé le cratère Calpuria aurait envoyé du matériau brillant. Les matériaux sombres peuvent également correspondre à d'anciennes coulées de lave ou des intrusions exposées par l'impact du cratère Marcia. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/LPI/ASU |
 | du matériau sombre se voit près d'une série de cratères appelés "The Snowman" ("le bonhomme de neige"), qui est un éjecta formé d'un mélange complexe, vraisemblablement du matériau sombre éjecté des cratères pendant les impacts mais aussi de matière fondue plus sombre (résultant aussi des impacts). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/ASU |
 | du matériau brillant s'étend à partir du cratère Canuleia; il semble qu'il ait été éjecté par l'impact qui a créé ce dernier. Le cratère Canuleia se trouve en-dehors du bassin Rheasilvia, dans l'hémisphère sud de Vesta et a un diamètre de 10 km (6 miles). L'éjecta brillant s'étend jusqu'à 20 à 30 km (12 to 19 miles). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | jeune cratère, de 15 km (9 miles) de diamètre avec couches visibles sur la muraille (ainsi que de gros rochers qui ont été éjecté par l'impact). Ce cratère s'est formé au sein du bassin Rheasilvia, qui est profond et il pourrait donner des indices sur la composition en profondeur de Vesta. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/UMD |
Vesta est maintenant considérée comme un fossile des débuts du système solaire et vraisemblablement un corps protoplanétaire intact, des tout débuts de la formation de celui-ci. Sa surface est encore plus variée et diverse qu'on ne pensait. Les astronomes pensent maintenant que Vesta est un planétésimal à couches et avec un coeur de fer, le seul à avoir survécu de la formation du système solaire. La complexité géologique de l'astéroïde peut être attribuée au processus de différentation qui l'a séparé en une croûte, un manteau et un coeur de fer (de rayon 110 km -68 miles) il y a 4,56 milliards d'années, processus semblable à celui qui a formé les planètes telluriques et la Lune. Il se peut aussi que Vesta ait eu un océan magmatique souterrain, phénomène qui se voit lorsqu'un corps céleste subit une fonte quasi-complète et devient un planétésimal. 6% de toutes les météorites, soit les météorites de type howardite-eucrite-diogénite ou HED, qui possèdent les signatures de minéraux riches en pyroxène, fer et magnésium, proviennent de Vesta comme, d'ailleurs, le pensaient les astronomes avant la mission. Idem pour les Vestoïdes. Le pic central du bassin Rhéa Silvia, dans l'hémisphère sud est beaucoup plus élevé et grand, par rapport à la taille du cratère, que ses homologues sur d'autres corps célestes, ainsi la Lune. Vesta présente aussi des ressemblances aux autres mondes à gravité faible tels les petits satellites de glace de Saturne. Les astronomes savent maintenant dater les deux bassins d'impact géants qui ont frappé l'hémisphère sud, créant le bassin Veneneia et le bassin Rhéa Silvia: 2 et 1 milliards d'année respectivement et Vesta a survécu à ces deux impacts. La jeunesse du plus grand des deux bassins, Rhéa Silvia, est surprenante
 | cette vue illustrée montre la composition interne de Vesta. Elle montre que l'astéroïde a un coeur de fer de 110 km (68 miles) de rayon, ce qui laisse penser que Veta a complètement fondu aux premiers temps de son histoire, ce qui a fait que le fer s'est enfoncé vers le centre et y a formé le coeur et que cela a aussi produit une croûte de basalte. Le coeur central est en brun, le manteau en vert et la croûte en gris. NASA/JPL-Caltech |
 | cette carte en couleurs montre la distribution des minéraux sur la surface de l'astéroïde géant Vesta. La surface n'est pas uniforme et on constate un fort constraste entre les régions nord et les régions sud. Un minéral, dit diogénite, est typique de la croûte au Sud et qu'au Nord, on trouve plus d'un minéral dit eucrite. Les diogénites sont des roches siliceuses qui contiennent plus de magnésium que les eucrites, lesquelles sont plus riches en fer. La variation Nord-Sud sur Vesta indique que la croûte qui a été fortement creusée dans la région méridionale Rhé Silvia est dominée par du matériau riche en pyroxène, de type diogénitique alors que les régions équatoriales semblent présenter une minéralogie riche en eucrite et de type très ancien. Le bleu montre la concentration en diogénite et le jaune celle en eucrite. Le bassin Rhea Silvia par ailleurs -ce qui n'est pas montré ici- possède des zones moins riches en fer que d'autres . NASA/JPL-Caltech/UCLA/INAF/MPS/DLR/IDA |
 | ces images du cratère Tarpeia, situé près du pôle sud de Vesta montrent à la fois du matériau jeune, avec beaucoup de pyroxène (un matériau riche en fer et en magnésium) et des couches plus anciennes contenant moins de pyroxène. Les matériaux figurés en brun et en jaune ont une composition semblable mais le brun reçoit moins de lumière et semble donc plus sombre. Le matériau sur le bord du cratère (en bleu) semble indiquer un matériau différent, plus frais, qui pourrait avoir été exposé du fait d'un glissement de terrain ou autre évènement récent qui aurait eu lieu sur le côté du cratère. Les scientifiques pensent que les zones en bleu ont été moins altérées par le temps et ont donc préservé plus du matériau originel de l'astéroïde. NASA/JPL-Caltech/UCLA/INAF |
 | vue perspective du bassin d'impact Rhéasilvia dans l'hémisphère sud de Vesta. Sur la vue en couleur, le rouge indique les régions les plus élevées et le bleu les régions les plus basses. La montagne centrale mesure approximativement 180km (110 miles) et est haute de 20000 à 25000m (12-15 miles). Des falaises hautes de 15000 à 20000m (9-12 miles) se voient le long de certaines parties du bord du bassin. NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI |
Données datées juillet 2012 et après
Depuis le 15 juin 2012, DAWN a commencé sa dernière phase principale d'enregistrement de données autour de Vesta à une altitude de 680km (420 miles). Au cours des 6 semaines précédentes, la sonde avait progressivement regagné de l'altitude à partir de l'orbite la plus basse qu'elle avait atteint (210km -130 miles). Cette dernière orbite scientifique est dite "high-altitude mapping orbit 2" ("2ème orbite de cartographie à haute altitude"). Ces dernières observations permettront de recueillir un autre ensemble de données et d'images qui viendront compléter celles de la première orbite haute de cartographie, qui s'était achevée en octobre 2011. L'angle auquel le Soleil illumine Vesta a changé, cette fois, et il éclaire une plus grande partie de la région nord. Vesta a complètement fondu dans le passé, donnant lieu à un corps différentié avec coeur en fer. Vesta porte également les marques de collisions titanesques qui ont eu lieu dans l'hémisphère sud et a donc survécu non pas à un mais à deux impacts colossaux qui ont eu lieu au cours des deux derniers milliards d'années
Les énormes -et rares- tranchées qui entourent Vesta sont vraisemblablement le résultat d'une forte collision: lorsque la croûte de surface de Vesta a été étirée jusqu'au point de rupture; de grande portion de la croûte se sont effondrés le long des deux failles qui ont été créées par la partie centrale qui s'enfonçait. Cela apporte encore plus de certitude au fait que Vesta a connu un processus de différentation. La plus importante de ces tranchées, Divalia Fossa, est plus grande que le Grand Canyon américain, avec 465km (289 miles) de long, 22km (13,6 miles) de large et 5km (3 miles) de profondeur. Des terrains en puit, par ailleurs, marquent la surface de Vesta, surtout à l'équateur et indiquent que des matériaux volatiles (vraisemblablement de l'eau) se sont évaporés après ébullition. DAWN a trouvé des signatures d'hydrogène, probablement sous la forme d'hydroxil ou d'eau liés à des minéraux. La source de ces minéraux semble être des météorites de type HED, qui sont entrées en collision à des vitesses suffisamment lentes pour que le contenu volatil de ceux-ci soient préservés. De l'eau pourrait avoir survécu à la surface près des pôles mais Vesta, à la différence de la Lune ne possède pas de zones qui sont en permanence dans l'ombre. D'autres météorites ont également atteint les zones couvertes des matériaux hydratés par la suite, mais à des vitesses élevées et la chaleur des collisions a transformé l'hydrogène en eau, laquelle s'est évaporée. Les puits sont ainsi les restes de ce processus; ils peuvent atteindre 1km (0,6 miles) de diamètre et 200m (700 pieds) de profondeur. Ces puits ont été le mieux conservés dans des parties du cratère Marcia. Les minéraux hydratés -et donc de l'eau, en importante quantité- ont donc joué un rôle important dans la géologie et les structures de surface de Vesta. Vesta, via un mouvement quasi permanent de sa couche la plus extérieure, rajeunit sa surface. On a observé les rayons clairs des impacts les plus jeunes de Vesta se dégradent rapidement et disparaissent dans le sol sous-jacent. La cause en est vraisemblablement de fréquents impacts de petite taille et des glissements de terrain dûs au relief pentu de l'astéroïde. La gamme de luminosité de Vesta, par ailleurs -la plus grande des corps rocheux du système solaire- est due à des patches lumineux et sombres. Le matériau clair doit être originaire de Vesta et on pensait que le matériau sombre venait d'impacts à haute vitesse ayant fondu et assombri le sol d'origine voire d'une activité volcanique récente. Des observations récentes montrent que le matériau sombre se trouve partout et se présente en points nets ou en dépôts diffus, sans aucune corrélation avec une géologie pré-existante quelconque. Aussi, la source vraisemblable de ce matériau provient de météorites porteuses de matériau carboné -lesquels ont également apporté des matériaux hydratés depuis d'autres astéroïdes. 300 astéroïdes de couleur sombre, d'un diamètre entre 1 et 10km (0,6-6 miles) ont frappé Vesta au cours des derniers 3,5 milliards d'années, ce qui a été suffisant pour recouvrir Vesta d'une couche de matériaux divers de 1 à 2m (3-7 pieds)
On a également repéré des "gullies" -des traces de flux le long des murs intérieurs des cratères, que l'on trouve aussi sur Mars ou sur la Lune- qui sculptent les murs des cratères récents de Vesta. Ces canaux de descente sont de deux types: certains qui sont directs et d'autres qui laissent des traces plus sinueuses et se terminent en dépôts en forme de lobes. Les gullies rectilignes sont des exemples parfaits de flux de matériau non-humide, ainsi du sable et les gulliers sineueux sont une découverte inattendue -et qu'on n'explique pas. Ces gullies sont plus longs, plus étroits et plus sinueux que les gullies rectilignes, qui sont courts et larges et ils tendent à trouver leur origine dans des régions d'effondrement à forme en V (des "alcôves") puis se mélangent à d'autres flux. Il est vraisemblable que des processus différents ont formé ces deux types de gullies
En utilisant les 7 filtres couleur de l'appareil de prise de vues de la mission et du fait que différents minéraux reflètent différentes longueurs d'onde de façon particulière, la mission a pu révéler les différences de composition qui, sans eux, seraient restées cachées. Les scientifiques ont aussi pu faire apparaître différentes structures: fusions dues à des impacts, cratères enfouis par des tremblements de terre ou matériau étranger apporté par des astéroïdes
On a découvert récemment que Vesta présente deux grands impacts cratéritiques près de son pôle sud, lesquels ont exposé du matériau venant des profondeurs. Alors que le matériau de surface de l'hémisphère nord vient d'une profondeur de 20km, le matériau remonté par les impacts vient de 60 à 100km. Comme on n'y trouve pas de quantités importantes d'olivine, les derniers 100km de la croûte doivent être de la croûte ignée. La frontière croûte-manteau (ou "Moho" en anglais) est donc en-dessous de 80km. Ce sont de forts impacts qui ont déterminé l'histoire de Vesta et l'hémisphère nord a subi de grands impacts ce qui laisse penser qu'il existait, dans le passé, plus de grands objets dans la ceinture des astéroïdes qu'on ne le pensait. De l'eau gelée pourrait se trouver sous des parties lisses de la surface de Vesta et elle pourrait avoir contribué à façonner la texture de la surface de la planète mineure
 | ces vues du cratère Marcia montrent l'exemple le plus spectaculaire de terrain avec puits ("pitted terrain" en anglais). Marcia est l'un des cratères les plus jeunes de Vesta, avec un diamètre de 70km (40 miles). NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/MPS/DLR/IDA/JHUAPL |
 | le terrain avec puits, typique, observé sur Vesta l'a également été sur Mars. La morphologie des puits est la même sur les deux corps: formes irrégulières, angles aigus là où les puits partagent un ou plusieurs murs. De gauche à droite: fond du cratère Tooting (Mars), fond du cratère Zunil (Mars), fond du cratère Marcia (Vesta). NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/JHUAPL |
 | du matériau sombre, rich en carbone, tend àse trouver sur les bords des petits cratères ou leur environnement immédiat comme on le voit sur cette image. NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | carte géologique de Vesta (grands traits; pas de légende). Des images stéréo transformées en modèles topographiques de la surface ont aidé à l'interprétation géologique). NASA/JPL-Caltech/ASU |
 | échelle des temps géologiques de Vesta. Celle-ci est déterminé par les grands impacts. La croûte date d'avant le premier de ces impacts. L'incertitude de ce modèle vient de l'incertitude concernant les impacteurs de plus petite taille (Ga signifie: milliards d'années). NASA/JPL-Caltech/ASU |
 | cette image mosaïquée est une synthèse des meilleures images de Vesta. NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
 | ces énormes rainures de Vesta ont été créées par des impacts de grande taille. NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA |
Après que le vaisseau ait été retourné en mode normal le 14 août 2012 alors qu'il avait connu des problèmes avec ses roues d'orientation -problème qui n'a pas été réglé- la mission DAWN a quitté Vesta vers 2h 2 6 heure d'été de la côte est américaine le 5 septembre. La mission fait désormais route vers Cérès qu'elle devrait atteindre début 2015. DAWN, comme pour son arrivée, s'est éloigné lentement de sa première cible sur une trajectoire en spirale grâce à sa propulsion ionique. La mission utilisera ses thrusters de contrôle d'attitude pour pointer le vaisseau au lieu des roues d'orientation
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