灶神星

发现

在谷神星被发现的一年后，海因里希·奥伯斯1802年发现了智神星。他提出了这两颗天体是被摧毁行星的残骸。他给英国天文学家威廉·赫歇尔送了一封信，建议在谷神星和智神星的轨道交会处附近搜索，可能会找到更多的碎片。这些轨道的交点位于鲸鱼座和室女座 。
奥伯斯在1802年开始他的搜寻，在1807年3月29日他在室女座发现了灶神星－这是一个巧合，因为谷神星、智神星和灶神星并不是更大天体的碎片。因为在1804年已经在现在称为主小行星带发现了第三颗小行星婚神星，因而灶神星成为发现的第四颗小行星。这一发现是在3月31日写给德国天文学家约翰·施罗特的信件中宣布。
因为欧伯斯已经有发现一颗行星的荣耀（小行星智神星在当时被认为是行星），他将为这颗新发现的小行星命名的荣誉给了德国数学家高斯，他的轨道计算协助天文学家得以证实第一颗小行星谷神星的存在，并且以短短10小时的观测就能计算出新发现的小行星轨道的荣耀。高斯决定以罗马神话的炉灶和家庭的保护神，贞节的Vesta命名这颗小行星，中文翻译为灶神星。
1807年发现灶神星之后，长达37年的时间未再发现其他的小行星。在这段期间，只有四颗小行星为人所知，因此它们有自己的标志（符号），灶神星的标志具有壁炉边的风格（参见顶端的表格）。

名称

灶神星是被发现的第四颗小行星，因此它的正式编号是4号。Vesta的名称在不同的国家虽然会有不同的变体，但在国际上有两个例外：希腊和中国。在希腊，古希腊语和Vesta相当的是Hestia（4 Εστία）；在英语，这个名字是46 Hestia（希腊语这两颗小行星同名，仅能以编号区分）。在中文，Vesta应该称为“家园神星”，但却以灶神命名为灶神星（zàoshénxīng），对比于此一源自拉丁文的神明。。
依据它的发现，灶神星比照谷神星、智神星和婚神星在早先都被当做行星，因此都有行星的符号。这个符号，⚶，表示灶神星神圣之火的祭坛，是由高斯设计的。在高斯的概念下绘制的灶神星天文符号;，在现代的则是。
自灶神星的发现后，有38年之久未再发现其它的小行星，而当时的太阳系被认为有11颗行星。
然而，新的小行星从1845年以更快的速率被发现，到了1851年已经有15颗，包括7大行星在内，每一颗都有自己的天文标志。很快的天文学家就认清为每一颗新发现的行星绘制符号是不切实际的，因为很难快速与无限制的继续绘与设计新的行星符号。当年本杰明·阿普索普·古尔德就建议用编号来解决新发现小行星的问题：按照发现的顺序，在圆圈中置入数字做为小行星的符号。因而第四颗被发现的灶神星获得的一般符号是④，很快的这就加入了官方给予小行星的正式名称，④ 灶神星，数字加上小行星的名字。到了1858年，圆圈被小括号取代，成为(4) 灶神星，这使得排版变得简单。其它的表示法还有4) 灶神星和4, 灶神星，都有人使用，但在1949年以后就或多或少的完全消失了。现在，不是单纯的称为灶神星就是完整的称为4 灶神星。

早期的测量

哈佛大学天文台在1880-1882年对灶神星做了光度测量，图卢兹天文台在1909年也做了相同的测量。这些和其它的观测，使得1950年代能够测量灶神星的自转速率。然而，因为光变曲线的形状和变化还包括反照率，因此早期估计的自转速率受到质疑。
早期估计灶神星的直径从1825年的383至444 km，爱德华·皮克林在1879年推导出的直径估计是513±17 km。这是最接近现代数值的数字，但之后一个世纪的估计值，从最低的390 km到最高的602 km莫衷一是，而这些测量全都是依据光度测量。在1989年，散斑干涉法被用来测量其大小，在一个自转周期中，在 498和548 km之间变化著。在1991年，一次灶神星掩蔽恒星SAO 93228的事件，从美国东部和加拿大几个不同的地点进行观测。依据14个不同场所的观测，最契合的观测数据的是椭圆形的形状，其大小大约是550 km × 462 km。现代的太空探测也认同了这个测量结果。
灶神星也是第一颗被测量出质量的小行星。每隔18年，小行星197 Arete会接近灶神星至0.04 AU的距离内。在1966年，根据测灶神星引力对197 Arete的摄动，Hans G. Hertz估计灶神星的质量是1.20±0.08×10⁻¹⁰太阳质量。更精确的估计在之后的2001年完成，利用17 海女星受到的摄动，估计灶神星的质量是1.31±0.02×10⁻¹⁰太阳质量。

符号

当用符号来标示时，灶神星通常是使用，但是有时会使用或是。所有这些符号都简化自最原始的。

表面特征

在黎明号太空船抵达之前，哈伯望远镜和地基望远镜（凯克天文台）已经解析出灶神星的一些表面特征。黎明号在2011年7月抵达后，显示出灶神星复杂表面更多的细节。

其它坑穴

相较于雷亚希尔维亚坑和维纳尼亚坑，一些古老的、已经退化的坑，显然都不是很大。它们包括在右图，直径约270公里的Feralia Planitia 。较新近的，外型明锐，范围达到158千米（98英里）的Varronilla和196千米（122英里）的Postumia。
"雪人坑"是在北半球三个坑穴连续成一组的非官方名称。官方的名称从大到小（由西向东）依序是玛西雅（Marcia）、卡尔普蕊娜（Calpurnia）和 Minucia。 玛西雅是最年轻的，并且切过卡尔普蕊娜，Minucia是最古老的。

表面构造

从可见光和红外光谱仪（VIR）、伽玛射线和中子探测器（GRaND）和分幅相机（FC）的成分分析，都表明灶神星表面的化学组成，绝大多数与古铜钙无粒陨石（Howardites）、钙长辉长无粒陨石（Eucrites）、和古铜无球陨石（Diogenites）的组成一致。雷亚希尔维亚区富含古铜无球陨石，符合形成雷亚希尔维亚的撞击从灶神星的内部深处挖掘出物质的影响，橄榄石存在于雷亚希尔维亚区也符合开挖出的地幔物质。然而，在北半球，不属于雷亚希尔维亚区的范围内，也侦测到橄榄石，目前还不清楚这些橄榄石的来源。

挥发物与相关联的特征

在灶神星上观察到4个有凹陷特征的地形：马西娅（Marcia）、科妮莉亚（Cornelia）、努米底亚（Numisia）和李其尼亚（Licinia）。这些洼点地形的形成疑是冲击的热使挥发性物质蒸发造成的。随着洼点的地形，在玛西娅和科妮莉亚撞击坑发现曲线的沟壑。曲线的沟壑结束于分裂的淤积，并且被认为是被撞击热融化的液态祸水暂时流过隐伏的矿床所造成的影响。此外，也发现了水和矿物，其中有许多都是与带黑色物质的区域相结合。因此，黑色的物质被认为很大程度上是碳质球粒陨石沉积在表面的影响。碳质球粒陨石在矿物学上是相对含有比较丰富的OH。

碎片

太阳系内许多种的小天体被认为是灶神星被撞击后产生的碎片，灶神星族的小行星和HED陨石就是例子。属于V-型小行星的小行星1929（Kollaa）已经被确认有和钙长辉长无粒陨石类似的成分堆积著，显示他的来源是灶神星地壳的深处。
因为有些陨石相信是来自灶神星的碎片，灶神星也就成为太阳系中五个有样本可供研究的天体。其余的是火星、月球、81P/威尔德二号彗星和地球本身。

探测

一个探索小行星计划在1981年于欧洲空间局提出，命名为“小行星重力光学和雷达分析”（ Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis，AGORA），这艘太空船预计在1990—1994年间发射，并执行两次大的小行星飞越，此一任务的首选目标视灶神星。AGORA将经过火星，或利用小的离子引擎以重力抛射弹道抵达小行星带，不过这项建议被欧洲空间局拒绝。一个NASA及ESA联合起草的“太阳电力推进多颗小行星轨道”（ Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion，MAOSEP），包括灶神星轨道的特遣任务被提出来。NASA表示它们对小行星的任务不感兴趣，而ESA则成立了技术小组研究使用的离子引擎的太空船。在1980年代还有德国、法国、意大利和苏联都提出了前往小行星带的其他任务，但都没有得到被批准。
NASA在1990年代初启动探索计划，这是一系列低成本的科学特遣任务。这个计划的研究小组在1996年建议将使用离子引擎太空船探测小行星带的计划提升为高度优先任务。但几年来，这个计划仍然有经费上的问题，而且直到2004年，曙光号探测器才通过关键性的设计审查。
NASA的曙光号探测器在2007年9月27日发射，是第一艘前往灶神星的太空船。它将从2011年7月16日开始环绕灶神星一年，直到2012年的7月。这会配合灶神星南半球的夏末，所以南极的大坑会被阳光照亮；因为灶神星的一季长达11个月，北半球（包括对面受到挤压而断裂的火山口）在“曙光号”离开轨道之前，都能被照相机观察到。 
在2011年5月3日，曙光号在距离灶神星120万公里的距离上拍得它的第一张影像。曙光号在离开灶神星的轨道之后，将继续前往谷神星。虽然还没有分配谷神星的轨道任务能够使用多少的燃料，但之后可能会使用剩余的燃料，继续探索小行星带。这艘太空船将是第一艘以高效能的离子驱动引擎进入超过一颗天体以上遶行轨道的太空船。一旦曙光号抵达灶神星，科学家将能够基于重力的交互作用精确的计算灶神星的质量。这将使科学家能利用灶神星的摄动更精确的估计出其它小行星的质量。