اكتشفه العالم الفلكي الألماني هاينريش أولبرز في 29 مارس 1807 وأعطاه هذا الاسم الذي يرجع إلى إلهة البيت في الأساطير الرومانية فيستا.

شرطة السـماء

في عام 1596، وأثناء تحديد الشكل الإهليجي للمدارات الكوكبية، اعتقد جوهانس كيبلر (Johannes Kepler) أنّ هناك كوكب يجب أن يكون موجودًا في الفجوة بين المريخ والمشتري. ويبدو أن الحسابات الرياضية التي أجراها جوهان دانييل تيتيوس (Johann Daniel Titius) وجوهان أيلرت بوده (Johann Elert Bode) في عام 1772 -والتي عُرفت فيما بعد بقانون (تيتيوس – بود)- تدعم هذا التنبؤ. في أغسطس 1798، تشكّلت مجموعة تُعرف باسم الشُرطة السماوية (The Celestial Police) للبحث عن هذا الكوكب المفقود. وكان من بين هؤلاء الفلكي الألماني هاينريش أولبرس (Heinrich Olbers). اكتشف أولربس الكويكب الثاني المعروف ب بالاس (Pallas). وفي رسالة إلى فلكي زميل، طرح النظرية الأولى من أصل الكويكب.

وقد أوضح أولبرس أنّ شظايا مثل هذا الكوكب ستتقاطع عند نقطة الانفجار، ومرة ​​أخرى في المدار المقابل مباشرة. لاحظ هذين المنطقتين ليلاً، وفي 29 مارس 1807، اكتشف فيستا، ليصبح أول شخص يكتشف الكويكبين. وبعد قياس عدة ملاحظات لليالٍ عدة، أرسل أولبرس حساباته إلى عالم الرياضيات كارل فريدريش غاوس (Carl Friedrich Gauss)، الذي قام بحساب مدار بالاس على نحوٍ مذهل خلال 10 ساعات فقط. كما حصل على شرف تسمية الجسم الجديد. فاختار اسم فيستا -إلهة الموقد وأخت  للإله سيريس-.

الخصائص الفيزيائية لفيستا

عندما اقترب الكويكب فيستا من الأرض في عام 1996، حدد تلسكوب هابل الفضائي سطحه وخصائصه الطبوغرافية. وكشف هذا عن حفرة كبيرة في القطب الجنوبي التي تنقسم إلى شرائح في داخلها. يبلغ قطر الفوهة 460 كم، فيستا نفسها تقع على بعد 530 كم فقط. وهو يقطع في المتوسط ​​13 كم في القشرة الأرضية، وعلى الأغلب تكونت من تصادم في المراحل التكونية الأولى المُبكرة للكويكب. المواد التي قُذفت من هذا التصادم أسفرت عن عدد من الكويكبات الأصغر، التي تدور بالقرب من الأصل، بالإضافة إلى بعض النيازك التي اصطدمت  بالأرض.

على عكس معظم الكويكبات، فإن المناطق الداخلية لفيستا مختلفة عن بعضها، مثل الكواكب الأرضية. يحتوي الكويكب على قشرة من الحمم المُبردة التي تغطي الوشاح الصخري و الحديد والنيكل. وهذا يُعطي مصداقية للحجة الخاصة بتسمية فيستا ككوكب ناشئ (protoplanet)، بدلًا من كونه كويكب.

نما اللُب الداخلي للكويكب  فيستا بسرعة في غضون العشرة ملايين سنة الأولى بعد تشكيل النظام الشمسي. وتشكّلت القشرة البازلتية له بسرعة، على مدى بضعة ملايين من السنين. تنبع الثورات البركانية على السطح من الوشاح، وتستمر في أي مكان من 8 إلى 60 ساعة. وتتدفق الحمم نفسها من بضعة مئات من الأمتار إلى عدة كيلومترات، مع سمك يتراوح بين 5 إلى 20 مترًا. تبرَد الحمم  بسرعة، فقط ليتم دفنها مرة أخرى من قبل المزيد من الحمم حتى اكتمال  تكون القشرة.

لكويكب فيستا  فريدٌ من نوعه بين الكويكبات في أنه يحتوي على بقع داكنة وخفيفة على السطح، ويُشبه كثيرًا القمر. وقد حددت الملاحظات الأرضية أن الكويكب يحتوي على مناطق بازلتية، مما يعني أن الحمم قد انسابت مرة واحدة عبر سطحه. كما أنَّ له شكل غير منتظم، قريب من شكل كروي مفلطح.

• القطر: 329 ميل (530 كيلومتر).
• الكتلة: 5.886 × 10^20 رطلاً. (2.67 × 10^20 كيلوغرام).
• درجة الحرارة: 85 إلى 255 كلفن (-306 إلى 0 درجة فهرنهايت / – 188 إلى أقل من 18 درجة مئوية)
• النصوع: 0.4322
• تناوب: 5.342 ساعة
• الفترة المدارية: 3.63 سنة
• اللامركزية (Eccentricity): 0886
• الأوج: 2-57 الأفريقي
• الحضيض الشمسي: 2.15 وحدة فلكية.
• أقرب نقطة إلى الأرض: 1.14 وحدة فلكية.

السطح، البنية والتشكيل

في عام 1960،  أعلن اندفاع كرة نارية كلمح البصر من خلال السماء فوق ميليبيلي في أستراليا، وصول قطعة من الكويكب فيستا على الأرض. يتألف النيزك تقريبا من البيروكسين بالكامل، وهو معدن موجود في تدفقات الحمم البركانية، ويحمل نفس الإشارات الطيفية التي يطلقها فيستا.

اكتشفت المركبة الفضائية “داون” التابعة لوكالة ناسا، والتي زارت الكويكب في عام 2012، أنّ الجسم الصخري يحتوي على كمية مدهشة من الهيدروجين على سطحه. كما وجدت أيضًا مناطق مُشرقة وعاكسة ربما تكون قد تُركت منذ نشأته.

يوجد العديد من الأبراج الجبلية الضخمة على القطب الجنوبي فيستا. يصل ارتفاع الجبل الهائل إلى أكثر من 65000 قدم (20 كيلومتر) ، مما يجعله يصل إلى طول جبل أوليمبوس (Olympus Mons)، أكبر جبل (وبركان) في النظام الشمسي. يصل ارتفاع جبل أوليمبوس حوالي 15 ميلاً (24 كم) فوق سطح المريخ.

وقد تدفق الماء السائل مرة واحدة عبر الكويكب. وكشفت الصور التي التقطتها مركبة الفضاء “داون” عن أخاديد مُتعرجة ورواسب على شكل مروحة في ثمانية فوهات تصادمية مختلفة. ويُعتقد أن جميع الفوهات الثمانية تشكلت في غضون مئات الملايين من السنين القليلة الماضية، وهي حديثة نسبيا في حياة الكويكب البالغ من العمر 4.5 مليار عام.

لقد اعتقدت سكالي وفريقها (وهي باحثة دراسات عليا في جامعة كاليفورنيا ) – أن السمات التي تم إنشاؤها بواسطة تدفقات الحطام، على النقيض من أنهار أو مجاري المياه النقية، نحتت أخاديد فيستا. واقترحوا أن النيازك التي اصطدمت بالكويكب ساعدت في ذوبان الجليد تحت السطح، مرسلةً المياه السائلة والجزيئات الصخرية الصغيرة إلى تدفقاتٍ عبر جدران فوهة البركان. وهذا النشاط يوحي بوجود جليد مدفون تحت السطح.

كان من الممكن أنْ يكون الجليد مسؤولاً عن تعديل سطح فيستا. وفي عام 2017 أشارت دراسة إلى أنَّ بقعًا ناعمة من التضاريس على الكويكب تحتوي في كثير من الأحيان على تركيزات عالية من الهيدروجين، والتي غالبًا ما تُرى عندما يعمل الإشعاع الشمسي على تكسير جزيئات الماء.

وقد كشفت خريطة لارتفاعات منخفضة لدى فيستا عن جيولوجيا غنية. فالمنحدرات الحادة الموجودة على الكويكب، جنبا إلى جنب مع جاذبيتها العالية  تُمهد الطريق للصعود من أسفل، والإفشاء عن المواد الأخرى. كما كشفت المركبة داون عن مجموعة متنوعة من المعادن، بما في ذلك بعض المواد الساطعة والمظلمة والتي يُمكن أنْ ترتبطَ بالثلوج المدفونة المُحتملة.

زوار Vestal إلى الأرض

في الحقيقة، التركيبة الفريدة لـ فيستا تعني أنه مسؤول عن مجموعة كاملة من النيازك. تُخبرنا نيازك HED – التي تتكون من Howardites ، Eucrites ، Diogenites – قصةَ حياة فيستا المُبكرة. تتكوّن الأوكريت (eucrites) من حمم صلبة، بينما تأتي الديوجينايت (diogenites) من تحت السطح. أمَّا هورايتز (howardites) هي مزيج من الاثنين، وقد تشكّلت عندما مزج تصادم كبير القسمين معا.

ويُشتبه في أنَّ فيستا مصدر النيازك HED منذ عام 1970. وقد تحققت مطيافات المركبة داون لرسم الخرائط من هذا الاقتراح. ويعتقد الفريق أن تلك النيازك أتت من حوض تصادم اسمه ريسيليفيا (Rheasilvia)، وهو تقريباً بنفس حجم فيستا نفسه. وعلى الأرجح تكوّن من اصطدام أزال معظم قشرة نصف الكرة الأرضية الجنوبية، وكشف عما بداخل الكويكب.

وقالت كارول ريموند (Carol Raymond) الباحثة الرئيسية في داون:«من المُحتمل أنْ يكون فيستا قريب من التحطم».مشيرة إلى أن هذه الضربات تركت مجموعات متراكزة من الأحواض -خطوط الانقسامات- حول خط استواء فيستا.

استكشاف الكويكب

في سبتمبر 2007، أطلقت وكالة ناسا مهمة داون، وهي فريدة من نوعها حيث أنها كانت أول طائرة تدخل في مدار حول جسم في النظام الشمسي. دخلت داون في مدار حول فيستا في يوليو 2011. بعد دراسة الكويكب لمدة عام، غادرت فيستا وتوجهت إلى سيريس في مارس 2015.

تتمثل مهمة داون في ناسا في دراسة خصائص النظام الشمسي المُبكر من خلال تحليل الكويكبين اللذين يختلفان كثيرًا. فسيريس رطب، مع غطاءات موسمية قطبية، مع غلاف جوي رقيق. أما فيستا جاف وصخري. وبدراسة التوقيعات الطيفية الفريدة في القشرة الصخرية ستتوسع معرفتنا لكوكبنا، وكذلك المريخ وعطارد.

وبالنظر إلى حجمهما، يُنظر إلى الاثنين في الواقع على أنهما كواكب أولية، أو كواكب صغيرة. ولقد أدى سَحب جاذبية المشتري إلى تعطيل تشكيله. من دون وجود العملاق الغازي (المشترى)، فقد يستمر الاثنان في التطور إلى كواكب كاملة الحجم.

وقالت كارول ريموند نائبة الباحث الرئيسي في مختبر الدفع النفاث التابع لناسا في باسادينا بولاية كاليفورنيا للصحفيين في عام 2012: «نحن نعلم الآن أنّ فيستا هو الكتلة الكوكبية الوحيدة السليمة التي بقيت على قيد الحياة منذ الأيام الأولى للنظام الشمسي».

سمحت دراسة داون لفيستا بإنشاء أفضل خريطة حتى الآن للكويكب. وفي أكتوبر 2010، قام تلسكوب هابل الفضائي بتصوير فيستا مرة أخرى. وكشفت البيانات الناتجة عن ذلك أن الكويكب كان يميل نحو أربع درجات أكثر مما كان يعتقد العلماء في الأصل. وساعدت هذه النتائج ناسا على وضع المركبة الفضائية في مدار قطبي مناسب حول الكويكب.

الـمصدر: Space.com

يعتبر سيريس الجرم الكروي الوحيد الموجود في حزام الكويكبات بفعل جاذبيته، وهذا بعد إجراء بعض الدراسات التحليلية لاستبعاد الكوكب الصغير «فيستا». يتراوح القدر الظاهري لسيريس عند رصده من الأرض بين 6.7 إلى 9.3، ويكون سيريس في وضع مقابلة مع الأرض مرة كل 15 إلى 16 شهرًا وهي فترته المدارية. ولهذا، فحتى عندما يكون في أشد فترات لمعانه، يكون خافتًا جدًا لِأن يُرى بالعين المجردة، إلا في بعض الحالات الاستثنائية التي تكون فيها السماء مظلمة بشكل كبير.

كان سيريس أول كويكب مُكتشف، واكتشف بواسطة «جوزيبه بيازي» بمرصد «باليرمو» الفلكي في الأول من يناير عام 1801. اعتبر سيريس كوكبًا في البداية، ثم أُعيد تصنيفه إلى كوكب قزم في خمسينيات القرن التاسع عشر بعد اكتشاف أجرام أخرى عديدة في مدارات مشابهة.

يتكون سيريس من وشاح طيني (صخري-ثلجي)، وقشرة تتكون من 60% صخور و40% أو أقل من 30% ثلوج. ومن المحتمل أن المحيطات الداخلية أو المياه السائلة لم تعد موجودةً هناك، ولكن توجد بعض المياه السائلة شديدة الملوحة (الأجاج) التي يمكن أن تتدفق عبر طبقة الوشاح الخارجي وصولًا إلى السطح. يتكون سطح سيريس من مزيج من الثلوج المائية ومختلف هيدرات المعادن المختلفة مثل معادن الكربونات ومعادن الصلصال. تتشكل البراكين الباردة هناك مثل «أهونا مونس» بمعدل مرة كل 50 مليون سنة. رُصدت انبعاثات لبخار الماء من عدة مناطق على سيريس في يناير 2014. كانت هذه الظاهرة غير متوقعة، فالأجرام الكبيرة بحزام الكويكبات لا تُصدر البخار، وهي سمة مُميِّزة للمذنبات. يمتلك سيريس غلافًا جويًا رفيعًا يعرف بالمتكور الخارجي أو «الإكسوسفير».

دخلت المركبة الفضائية «دوون» التابعة لناسا في مدار حول سيريس في السادس من مارس عام 2015.

الإكتشاف

كان عالم الفلك «يوهان إليرت بودي» هو أول من افترض وجود كوكب غير مُكتشَف بين مداري كوكب المريخ وكوكب المشتري، وذلك في عام 1772. لاحظ العالم كيبلر وجود فجوة في المساحة بين مداري المشتري والمريخ منذ عام 1596. كانت أفكار بودي قائمةً على قانون تيتيوس-بودي، والذي أصبح الآن فرضية فاقدة لمصداقيتها، ووُضع هذا القانون عام 1766. لاحظ بودي وجود نمط منتظم في حجم مدارات الكواكب المعروفة، وكان يكمن الشذوذ الوحيد عن هذا النمط المنتظم في وجود فجوة كبيرة بين مداري كوكب المشتري وكوكب المريخ. وتنبأ وفقًا لهذا النمط بوجود كوكب غير مكتشف يقع في مدار نصف قطره 2.8 وحدة فلكية. أدى اكتشاف «ويليام هيرشيل» لكوكب أورانوس عام 1781 بالقرب من المسافة المتنبأ بوجود كوكب عندها بعد زحل إلى زيادة الاعتقاد في صحة قانون تيتيوس-بودي، وأرسل فريقًا يرأسه المحرر «فرانز زافير فون زاك» بجريدة «المراسلات الشهرية» عام 1800 إلى 24 عالم فلك من الخبراء يطلبون منهم أن يوحدوا جهودهم ويبدؤوا البحث بشكل مُمنهج عن هذا الكوكب المتوقع وجوده بين المشتري والمريخ. وبالرغم من عدم اكتشافهم للكوكب القزم سيريس، فإنهم اكتشفوا عدة كويكبات ضخمة فيما بعد.

كان «جوزيبه بيازي» واحدًا من علماء الفلك القائمين بالبحث عن هذا الكوكب، وكان كاهنًا كاثوليكيًا بأكاديمية باليرمو بمدينة «صقلية». اكتشف بيازي الكوكب القزم سيريس في الأول من يناير عام 1801 قبل انضمامه للفريق. كان يبحث بيازي عن النجم رقم 87 لفهرس نجوم الأبراج الفلكية الخاص بعالم الفلك «نيكولاس لويس دو لكيل»، ولكنه بدلًا من أن يجد هذا النجم، وجد بيازي جرمًا شبيهًا بالنجوم يتحرك في السماء، ما جعله يظن أنه كان مذنبًا.

رصد بيازي سيريس 24 مرةً، وكانت آخرها في الحادي عشر من فبراير عام 1801، عندما منعه المرض من أن يستمر في رصده. أعلن بيازي عن اكتشافه في 24 يناير عام 1801 في خطابين موجهين فقط إلى اثنين من زملائه من علماء الفلك، وهما رفيقه «برنابا أورياني» من مدينة «ميلان»، و«يوهان إليرت بودي» من مدينة «برلين». اعتبر بيازي سيريس مذنبًا في البداية، ولكن ظن بيازي أن هذا الجرم من الممكن أن يكون شيئًا أهم من مجرد مذنب بسبب بطء حركته وتناسقها إلى حد ما. في أبريل من نفس العام، أرسل بيازي ملاحظاته الكاملة إلى كل من «أورياني»، و«بودي»، و«جيروم لالاند» بباريس. نُشرت هذه المعلومات في إصدار سبتمبر عام 1801 من جريدة «المراسلات الشهرية».

وفي هذا الوقت، تغير موقع سيريس في السماء، وهذا بسبب حركة الأرض في مدارها، وكان سيريس وقتها في موقع سماوي قريب من وهج الشمس، وهذا زاد من صعوبة رصد باقي علماء الفلك له لتأكيد مشاهدات بيازي. كان من الممكن أن يكون سيريس واضحًا مرة أخرى في السماء بنهاية هذه السنة، ولكن بعد هذه المدة الطويلة سيكون من الصعب التنبؤ بموقعه في السماء بدقة. طور «كارل فريدريش غاوس» البالغ من العمر 24 عامًا حينها، وسيلةً فعالة لتحديد موقع المدارات. استطاع غاوس أن يتنبأ بمسار سيريس في غضون أسابيع قليلة وأرسل ما توصل إليه إلى «فرانز زافير فون زاك». تمكن «فون زاك» و«هاينريش أولبرز» من إيجاد سيريس مرةً أخرى في 31 ديسمبر عام 1801 قرب المكان المتنبأ بوجوده به.

كان الراصدون الأوائل قادرين على حساب حجم سيريس فقط من خلال القيمة الأسية. قلل هيرشيل من تقدير حجم سيريس إذ قدر قطره بنحو 260 كيلومترًا عام 1802، بينما بالغ «يوهان هيرونيموس شروتر» في تقدير قطره بنحو 2613 كيلومترًا عام 1811.

الدوران والميل المحوري

تبلغ فترة دوران سيريس حول محوره (اليوم) مدة 9 ساعات و4 دقائق. يبلغ الميل المحوري لسيريس 4 درجات. وهذا الميل صغير بشكل كافٍ ليجعل أقطابه تحتوي على فوهات مُظللة بشكل دائم، ويمكن أن تعمل هذه الفوهات مثل المصيدة الباردة حيث تتراكم الثلوج المائية مع الوقت بشكل مشابه لما هو موجود على سطح القمر وسطح كوكب عطارد. من المتوقع أن تتراكم 0.14% من جزيئات المياه المتحررة من سطح سيريس في هذه الفوهات، والتي تنبعث من السطح بمعدل 3 مرات قبل أن تهرب إلى الفضاء أو تتراكم بهذه المصائد الباردة.

جيولوجيا سيريس

تبلغ كتلة سيريس 9.39 × 1020 كيلوغرام وفقًا لقياسات المسبار الفضائي «دوون». وتشكل هذه الكتلة ثلث إجمالي كتلة حزام الكويكبات تقريبًا والتي تبلغ 3.0 ± 0.2 × 1021 كيلوغرام، والتي تُشكل بدورها 4% من كتلة قمر الأرض تقريبًا. وبين الأجرام الموجودة في المجموعة الشمسية، يعتبر سيريس ذا حجم متوسط، إذ إن حجمه أكبر من حجم الكويكب «فيستا»، وأصغر من حجم القمر«تثيس». تعادل مساحة سطح سيريس مساحة دولة الهند أو الأرجنتين تقريبًا. نشرت وكالة ناسا في 2018 مقارنةً بين الخصائص الفيزيائية المتشابهة بين الكوكب القزم سيريس وكوكب الأرض.

يعتبر سيريس أصغر جرم يوجد في حالة توازن هيدروستاتيكي، فهو أصغر بنحو 600 كيلومتر من قمر زحل «ريا» بالإضافة إلى أن كتلته أقل من نصف كتلة هذا القمر. ويعتبر ريا ثاني أصغر جرم من نفس النوع بعد سيريس. بينت النمذجة العلمية أنه يمكن أن تكون لسيريس نواة معدنية صغيرة نتجت من التمايز الجزئي لبعض مكوناته الصخرية

قابلية استضافة الحياة

توجد بعض الأدلة على أن الوشاح الثلجي لسيريس كان محيطًا مائيًا داخليًا في الماضي، هذا بالرغم من عدم اعتباره موطنًا مُحتملًا للحياة الميكروبية خارج كوكب الأرض مثل المريخ، والقمر أوروبا، والقمر تيتان، والقمر إنسيلادوس. يمكن أن تكون الظروف مُهيأة على سيريس لتفاعلات الكيمياء العضوية، وهذا بعد اكتشاف وجود بعض المركبات العضوية ووجود الماء الحاوي على الكربون بكتلة تمثل 20% قرب سطح الكوكب.