diogenite)玄武岩質エイコンドライト隕石の母天体と考えられている。(CAI)の析出(太陽系形成の開始時間として一般に使われている)から300万年以内に分化した母天体から形成されたと考えられている。この形成年代は、巨大惑星の形成と初期進化の時期と一致しており、その軌道の大規模な再構成と移動の時期にすでに母天体が存在していたことになる。その平均密度からベスタの中心にある核の大きさについての情報が得られた。crater)の掘削深度から地殻の深さについての情報が得られた。kg/m^3:典型的な隕鉄の密度のとき)から140km(5500kg/m^3:金属とその硫化物の混合のとき)であると推定された。これらの、解析からベスタはナトリウム欠乏H型コンドライトとあまり違わない組成を持っていたことが推測される。Dawn探査機の分光学的なデータから、深く掘削されたクレータの底にもあまりマントル物質である(橄欖岩)があまり検出されなかったので、表面の玄武岩質の地殻の厚さは、85km以上であることが推察される。これは、玄武岩質のHED隕石やベスタ様小惑星(表面の分光学的特徴がHED隕石やベスタと良く似ている)に比べて、かなり少ないことと整合的である。HED隕石のeucrite成分の希土類(REE)組成は、ナトリウム欠乏H型コンドライトに対して、7倍から10倍高いことが分かっている。この新石性の高い希土類元素の殻(玄武岩)への濃縮は、母天体であるベスタにおける物質分化に因ると考えられる。あるならば、eucrite成分が三分の二を占めると推定されるベスタの地殻の総質量は、ベスタ全体の質量の15%-20%を超えることができない。ところが、地殻の厚さが85kmもあると、この制限を数倍越えてしまう。(2015)は、これを根拠にベスタが、惑星形成時の原始惑星の生き残りではなく、それ以降、衝突などによる化学組成の変化を受けてなければならないと結論付けた。(2015)は、Dawn探査機に搭載された近赤外線分光計による観測では、玄武岩質の岩石の中に少量ある橄欖岩質の岩石の検出はかなり困難で、その割合が10%より少なくなると、ほとんど検出不可能なことを示した。鉱物のサイズが小さくて50μm以下の場合には、橄欖岩が数十%含まれていてもその検出が困難であることを明らかにした。craterのような古いクレーターの表面が後から堆積した玄武岩質の瓦礫で覆われていて不思議でないことを指摘している。実際、ベスタ表面の平均の近赤外線スペクトルは、玄武岩質の鉱物が橄欖岩質の鉱物と礫岩のように混合しているhawarditeのそれで良く説明できる。(2015)が指摘した矛盾は、ベスタの地殻は平均的には20-30kmであって、隕石衝突で完全に瓦礫化していてその空隙率が20-50%に達していると考えると解消するかもしれない。新しい(120-150Ma前)クレーターMarciaの近傍には、まだ新鮮な路頭があり、明るい岩石や隕石衝突で持ち込まれた水による変成作用を受けたと思われる暗い部分が見つかっている。このクレーターの底には、水などのガスが噴出したと考えられる穴が観測されている。Professional。