(243) Ida
 (243) Ida .svg&lang=ca){kind=small} | |||
|---|---|---|---|
 | |||
| Designació provisional | 1988 DB1 ,A910 CD ,A884 SB  | ||
| Tipus | asteroide | ||
| Categoria planetes | cinturó d'asteroides | ||
| Tipus espectral (asteroide) | Asteroide de tipus S[1] | ||
| Descobert per | Johann Palisa[2] | ||
| Data descobriment | 29 setembre 1884[1] , Observatori de Viena[2] | ||
| Epònim | Ida | ||
| Cos pare | Sol | ||
| Cossos fills | |||
| Època | DJ 2454800.5 (2008-Nov-30.0) | ||
Dades orbitals  | |||
| Apoàpside | 2,9878035293052 ua[2] | ||
| Periàpside | 2,7337275553346 ua (arg (ω): 113,88217992389)[2] | ||
| Semieix major a | 2,8607655423199 ua | ||
| Excentricitat e | 0,044406990054229[2] | ||
| Període orbital P | 1.767,3469959207 d | ||
| Velocitat orbital mitjana | 0,2036°/s | ||
| Anomalia mitjana M | 205,35832653311 °[2] | ||
| Inclinació i | 1,138 ° 1,1298782195199 °[2] | ||
| Longitud node ascendent Ω | 323,59070348399 ° | ||
| Característiques físiques i astromètriques | |||
| Diàmetre | 32 km[1] | ||
| Magnitud absoluta | 10,09[3] | ||
| Massa | 42.000.000.000.000.000 kg[4] | ||
| Densitat mitjana | 2,6 g/cm³[1] | ||
| Periode de rotació | 4,634 h[1] | ||
| Gravetat superficial equatorial | 0,3 cm/s²[5]–1,1 cm/s²[4] | ||
| Ascensió recta (α) | 11h 15m 2.4s[4] | ||
| Declinació (δ) | -3° 7' 12''[4] | ||
| Albedo | 0,262 (albedo geomètrica)[1] | ||
| Temperatura de superfície |
| ||
| Catàlegs astronòmics | |||
| Identificador JPL | 20000243 | ||
| Sèrie | |||
| « (242) Kriemhild • (244) Sita » | |||
Ida (designació de planeta menor: 243 Ida) és un asteroide de la família Coronis[6] del cinturó principal. Va ser descobert el 29 de setembre del 1884 per Johann Palisa i rebé el nom d'una nimfa de la mitologia grega. Posteriors observacions telescòpiques classificaren l'asteroide Ida com un asteroide de tipus S, el tipus més nombrós en el cinturó interior d'asteroides. El 28 d'agost del 1993, Ida va ser visitat per la nau espacial Galileo, amb destinació a Júpiter. Va ser el segon asteroide visitat per una nau espacial i el primer que es va descobrir que tenia un satèl·lit.
Igual que tots els asteroides del cinturó principal, l'òrbita d'Ida es troba entre els planetes Mart i Júpiter. El seu període orbital és de 4,84 anys, i el seu període de rotació, de 4,63 hores. Ida té un diàmetre mitjà de 31,4 quilòmetres. És de forma irregular i allargada, i, pel que sembla, està compost per dos grans objectes connectats entre si que donen lloc a una forma que recorda un croissant. La seva superfície és una de les que tenen més cràters del sistema solar, amb una àmplia varietat pel que fa a les mides i les edats dels cràters.
El satèl·lit d'Ida, Dàctil,[7] va ser descobert per la membre de la missió Ann Harch en imatges preses per la sonda Galileo. Va rebre el seu nom dels dàctils, les criatures que habitaven la muntanya Ida, segons la mitologia grega. Dàctil, que fa només 1,4 quilòmetres de diàmetre, és aproximadament una vintena part de la mida d'Ida. La seva òrbita al voltant d'Ida, però, no es va poder determinar amb gaire precisió. No obstant això, les limitacions de les possibles òrbites permeten una estimació aproximada de la densitat d'Ida, que va revelar que no conté minerals metàl·lics. Dàctil i Ida comparteixen moltes característiques, la qual cosa en suggereix un origen comú.
Les imatges creades per la sonda Galileo, i la posterior mesura de la massa d'Ida, significaren nous coneixements sobre la geologia dels asteroides de tipus S. Abans del sobrevol de Galileo, s'havien proposat moltes teories per explicar la seva composició mineral. La determinació de la seva composició permet una correlació entre la caiguda de meteorits a la Terra i el seu origen en el cinturó d'asteroides. Les dades creades a partir del sobrevol van assenyalar que els asteroides de tipus S són la font dels meteorits de condrita ordinària, el tipus més comú que es troba a la superfície de la Terra.
Descobriment i observacions
[modifica]L'asteroide 243 va ser descobert el 29 de setembre del 1884 per l'astrònom austríac Johann Palisa a l'Observatori de Viena.[8] Va ser el seu 45è descobriment d'un asteroide.[9] Ida va ser batejat per Moriz von Kuffner, un fabricant de cervesa de Viena i astrònom aficionat.[10][11] En la mitologia grega, Ida era una nimfa de Creta que va criar el déu Zeus.[12][13] Ida va ser reconegut com a part de la família Coronis per Kiyotsugu Hirayama, que va proposar el 1918 que aquest grup comprèn els asteroides formats per les deixalles del cos precursor destruït.[14]
L'espectre de reflexió d'Ida el van mesurar el 16 de setembre de 1980 els astrònoms David J. Tholen i Edward F. Tedesco com a part de la investigació d'asteroides de vuit colors (ECAS).[15] El seu espectre coincidia amb el dels asteroides de tipus S.[16][17] A principis de 1993 es van fer moltes observacions d'Ida a l'Observatori Naval dels Estats Units a Flagstaff i a l'Observatori d'Oak Ridge. Aquestes observacions milloraren la mesura de l'òrbita d'Ida al voltant del Sol i reduïren la incertesa de la seva posició durant el sobrevol de Galileo de 78 a 60 km.[18]
Exploració
[modifica]
Sobrevol de Galileo
[modifica]L'asteroide Ida va ser visitat el 1993 per la sonda espacial Galileo dirigida a Júpiter. Les seves trobades amb els asteroides Gaspra[19] i Ida van ser objectius secundaris a la missió a Júpiter. Aquests van ser seleccionats com a blancs en resposta a una nova política de la NASA dirigida a planificar acostaments a asteroides de totes les naus que creuessin el cinturó.[20] Cap missió anterior havia intentat un sobrevol.[21] El Galileo va ser posat en òrbita pel transbordador espacial Atlantis en la missió STS-34 el 18 d'octubre de 1989.[22] El canvi de trajectòria del Galileo per acostar-se a Ida exigeix que es consumeixen 34 kg de propel·lent.[23] Els planificadors de la missió retardaren la decisió d'intentar un sobrevol fins que estigueren segurs que aquest deixaria a la nau espacial suficient combustible per a completar la seva missió a Júpiter.[24]
La trajectòria del Galileo el traslladà al cinturó d'asteroides dues vegades en el seu camí a Júpiter. La segona vegada que va creuar el cinturó, va sobrevolar Ida el 28 d'agost de 1993 a una velocitat de 12.400 m/s en relació amb l'asteroide.[24] L'aparell detector d'imatges de bord observà Ida des d'una distància de 240.350 quilòmetres fins a la seva màxima aproximació de 2.390 km.[12][25] Ida fou el segon asteroide, després de Gaspra, que va ser captat per una nau espacial.[26] A prop del 95% de la superfície d'Ida va quedar a la vista de la sonda durant el sobrevol.[27]
La transmissió de moltes imatges d'Ida es va retardar a causa d'una fallada permanent de l'antena d'alt guany de la nau.[28] Les cinc primeres imatges es van rebre el setembre de 1993.[29] Aquestes imatges estaven compostes per un mosaic d'alta resolució de l'asteroide amb una resolució de 31-38 m/píxel.[30][31] Les imatges restants van ser enviades la primavera següent, quan la proximitat de la nau a la Terra permetia una major velocitat de transmissió.[29][32]
Descobriments
[modifica]Les dades obtingudes pels sobrevols de Galileo de Gaspra i Ida, i la posterior missió d'asteroides NEAR Shoemaker, van permetre el primer estudi de la geologia dels asteroides.[33] La superfície relativament gran d'Ida exhibia una àmplia gamma de característiques geològiques.[34] El descobriment del satèl·lit d'Ida, Dàctil, el primer satèl·lit d'un asteroide confirmat, proporcionà informació addicional de la composició d'Ida.[35]
Ida està classificat com un asteroide de tipus S a partir de mesures espectroscòpiques en terra.[36] La composició dels asteroides del tipus S era incerta abans dels sobrevols de Galileo, però va ser interpretada com un dels dos minerals que es troben en els meteorits que havien caigut a Terra: condrita ordinària (CO) i pal·lasita.[37][38] Les estimacions de la densitat d'Ida es veuen limitades a menys de 3,2 g/cm³ per l'estabilitat a llarg termini de l'òrbita de Dàctil.[36] Això exclou la pal·lasita, ja que si Ida estigués feta d'un material ric en ferro i níquel de 5 g/cm³, hauria d'estar buit en més del 40%.[35]
Les imatges de Galileo també va conduir al descobriment que el temps espacial donava lloc a Ida a un procés que causa que grans regions siguin de color vermell amb el temps.[14][39] El mateix procés afecta tant Ida com el seu satèl·lit, encara que Dàctil mostra un canvi menor.[40] L'erosió de la superfície d'Ida va revelar un altre detall sobre la seva composició: els espectres de reflexió de les peces recentment exposades de la superfície s'assemblaven a la dels meteorits CO, però les regions més velles s'assemblaven als espectres dels asteroides de tipus S.[21]
Tots dos descobriments —els efectes del temps espacial i la baixa densitat— varen portar a una nova comprensió sobre la relació entre els asteroides de tipus S i meteorits CO. Els de tipus S són la classe més nombrosa d'asteroide a la part interna del cinturó d'asteroides.[21] Els meteorits CO són, així mateix, el tipus més comú de meteorit trobat a la superfície de la Terra.[21] Els espectres de reflexió mesurats per observacions remotes dels asteroides de tipus S, però, no es corresponien amb els dels meteorits CO. El sobrevol d'Ida de Galileo va descobrir que alguns tipus S, en particular la família Coronis, podria ser la font d'aquests meteorits.[40]
Característiques físiques
[modifica]
La massa d'Ida és d'entre 3,65 i 4,99 kg × 10¹⁶.[41] El seu camp gravitacional produeix una acceleració d'aproximadament 0,3 a 1,1 cm/s² sobre la seva superfície.[27] Aquest camp és tan feble que un astronauta aturat a la superfície podria saltar d'un dels extrems d'Ida a l'altre, i un objecte que es mou a més de 20 m/s es podria escapar del tot de l'asteroide.[42][43]
Ida és un asteroide clarament allargat,[44] amb una superfície irregular,[45][46] i és gairebé de la forma d'un croissant.[29] Ida és de 2,35 vegades més llarg que ample,[44] i la «cintura», el separa en dues meitats desiguals geològicament.[29] Aquesta forma de constricció és coherent amb la teoria que Ida està fet de dues peces de grans dimensions, sòlides, amb materials solts que omplen el buit entre elles. De totes maneres, aquests residus no s'han vist en imatges d'alta resolució captades per Galileo.[46] Encara que a Ida hi ha alguns pendents costeruts d'inclinacions de fins a 50°, el pendent generalment no excedeix els 35°.[27] La forma d'Ida és responsable de la irregularitat del seu camp gravitatori.[47] L'acceleració de superfície és més baixa als extrems a causa de la seva ràpida velocitat de rotació. També és baixa a prop de la «cintura», perquè la massa de l'asteroide es concentra a les dues meitats, lluny d'aquest lloc.[27]
Superfície
[modifica]
La superfície d'Ida apareix plena de cràters i és grisa en la seva majoria, tot i que petites variacions de color marquen les àrees acabades de crear o descobertes.[12] A més de cràters, són evidents altres característiques, com ara solcs, crestes i asprors. Ida està cobert per una gruixuda capa de regolita, els residus solts que enfosqueixen la roca sòlida de sota. Els fragments més grans de deixalles, de la mida d'una pedra, s'anomenen blocs de material expulsat, diversos dels quals s'han observat a la superfície.
Regolita
[modifica]La superfície d'Ida es descriu com un mantell de roca polvoritzada, anomenat regolita, d'uns 50-100 m de gruix.[29] Aquest material és produït per esdeveniments d'impacte i es distribuït per tota la superfície d'Ida pels processos geològics.[48] Galileo va observar evidència de moviments recents de la regolita costa avall.[49]
La regolita d'Ida està composta pels silicats minerals olivina i piroxè.[50][51] La seva aparença canvia amb el temps per un procés anomenat erosió espacial.[40] A causa d'aquest procés, la regolita vella sembla tenir un color més vermell en comparació amb el material exposat recentment.[39]
S'han identificat prop de 20 blocs grossos (40 a 150 m de diàmetre) de material expulsat, incorporats en la regolita d'Ida.[29][53] Els blocs d'ejecció constitueixen les peces més grosses de regolita.[54] A causa del fet que els blocs d'ejecció s'espera que es descomponguin amb rapidesa per esdeveniments d'impacte, els presents a la superfície s'han d'haver format recentment o han d'haver quedat descoberts per un esdeveniment d'impacte.[47][55] La majoria es troben dins dels cràters de Lascaux i Mammoth, però és possible que no s'hagin produït allà.[55] Aquesta zona atrau la runa a causa de l'irregular camp gravitatori d'Ida.[47] Alguns blocs poden haver sigut expulsats del jove cràter Azzura, al costat oposat de l'asteroide.[56]
Estructures
[modifica]Diverses estructures importants marquen la superfície d'Ida. L'asteroide sembla estar dividit en dues meitats (aquí s'hi fa referència com la regió 1 i la regió 2) connectades per una "cintura".[29] Aquesta característica pot haver sigut omplerta per la runa o expulsada fora de l'asteroide pels impactes.[29][56]
La regió 1 d'Ida conté dues estructures principals. Una és una destacada cresta de 40 km anomenada Townsend Dorsum que s'estén 150 graus al voltant de la superfície de l'ateroide.[57] L'altra estructura és una llarga fondalada anomenada Vienna Regio.[29]
La regió 2 d'Ida conté diversos conjunts de solcs, la majoria dels quals són de 100 m d'amplada o menys i fins a 4 km de llargada.[29][58] Es troben a prop, però no estan relacionats amb els cràters Mammoth, Lascaux i Kartchner.[54] Alguns solcs estan relacionats amb esdeveniments importants d'impacte; per exemple, un conjunt oposat a Vienna Regio.[59]
Cràters
[modifica]Ida és un dels cossos amb més densitat de cràters del Sistema Solar,[30][45] i els impactes han estat el procés principal de formació de la seva superfície.[60] La formació de cràters ha arribat al punt de saturació, la qual cosa significa que nous impactes esborren l'evidència dels antics i deixen el recompte total de cràters gairebé igual.[61] Ida està cobert de cràters de totes les mides i etapes de degradació,[45] i amb edats que van des de frescos fins a tan antics com la mateixa Ida.[29] El més antic pot haver estat format durant la desintegració del cos matriu de la família Coronis.[40] El cràter més gran, Lascaux, és de gairebé 12 quilòmetres d'ample.[46][62] La regió 2 conté quasi la totalitat dels cràters més grans de 6 km de diàmetre, però la Regió 1 no té grans cràters.[29] Alguns cràters estan disposats en cadenes.[31]
Els cràters més grans d'Ida porten el nom de coves i tubs de lava de la Terra. El cràter Azzurra, per exemple, deu el seu nom a una cova submergida a l'illa de Capri, també coneguda com la Grotta Azzurra (Gruta Blava).[63] L'Azzurra sembla l'impacte més recent d'Ida.[53] El material expulsat d'aquesta col·lisió es va distribuir de manera discontínua sobre Ida[39] i és responsable de les variacions de color a gran escala i les variacions d'albedo en la seva superfície.[64] Una excepció a la morfologia dels cràters és el fresc, l'asimètric Fingal, que té un límit clar entre el pis i la paret en un dels seus costats.[65] Un altre cràter significatiu és Afon, que marca el meridià de longitud zero d'Ida.[66]
Els cràters són simples en la seva estructura: amb forma de bol sense fons pla i sense pics centrals.[65] Es distribueixen uniformement al voltant d'Ida, a excepció d'un sortint al nord del cràter Choukoutien que és més suau i amb menys cràters.[67] El material expulsat excavat pels impactes es diposita de manera diferent a Ida que en els planetes a causa de la seva ràpida rotació, la baixa gravetat i la forma irregular.[44] Les mantes d'ejeccions s'instal·len de manera asimètrica al voltant dels seus cràters, però les ejeccions de moviment ràpid que s'escapen de l'asteroide es perden definitivament.[68]
Composició
[modifica]Ida es va classificar com un asteroide de tipus S basant-se en la similitud dels seus espectres de reflectància amb asteroides semblants.[37] Els asteroides de tipus S poden compartir la seva composició amb els meteorits de ferro o de condrita ordinària (CO).[37] La composició de l'interior no ha estat directament analitzada, però se suposa que és semblant al material CO basant-se en els canvis de color de la superfície observats i la densitat aparent d'Ida de 2,27 a 3,10 g/cm³.[69][40] Els meteorits de CO contenen quantitats variables dels silicats olivina i piroxè, ferro, i feldespat.[70] Galileo va detectar olivina i piroxè a Ida.[50] El contingut mineral sembla homogeni en tota la seva extensió. Galileo va trobar variacions mínimes en la superfície, i el gir de l'asteroide indica una densitat consistent.[71][72] Suposant que la seva composició és similar als meteorits CO, que tenen una densitat de va de 3,48 a 3,64 g/cm³, Ida podria tenir una porositat entre l'11% i el 42%.[69]
L'interior d'Ida probablement conté una certa quantitat de roca fracturada per impacte, anomenat megaregolita. La capa de megaregolita d'Ida s'estén des de centenars de metres sota la superfície a uns pocs quilòmetres. És possible que alguna roca del nucli d'Ida hagi estat fracturada per sota dels grans cràters Mammoth, Lascaux, i Undara.[72]
Òrbita i rotació
[modifica]
Ida és un membre de la família Coronis dels asteroides del cinturó principal.[14] Ida orbita el Sol a una distància mitjana de 2,862 UA (428,1 Gm), entre les òrbites de Mart i Júpiter.[50][73] Ida tarda 4,84089 anys per completar una òrbita.[73] El període de rotació d'Ida és de 4,63 hores,[74][44] la qual cosa el fa un dels asteroides rotatoris més ràpids descoberts fins ara.[75] El moment d'inèrcia és el màxim calculat per a un objecte dens uniforme de la mateixa forma d'Ida, que coincideix amb l'eix de rotació de l'asteroide. Això suggereix que no hi ha grans variacions de densitat en l'asteroide.[59] L'eix de rotació d'Ida segueix una precessió d'un període de 77.000 anys, a causa del fet que la gravetat del Sol actua sobre la forma no esfèrica de l'asteroide.[76]
Origen
[modifica]Ida deu el seu origen a la desintegració d'uns 120 km de diàmetre del cos principal de Coronis.[74] A l'asteroide progenitor, els materials s'havien diferenciat parcialment, amb la migració de metalls pesants al nucli.[77] Ida portava quantitats insignificants d'aquest material del nucli.[77] No se sap quant temps fa d'aquest esdeveniment. Segons una anàlisi dels processos de formació de cràters d'Ida, l'edat de la seva superfície és de més de mil milions d'anys.[77] Tanmateix, això és incompatible amb l'edat estimada del sistema d'Ida-Dàctil, de menys de 100 milions d'anys;[78] és probable que el sistema s'hagués desfet si hagués passat més temps des d'una gran col·lisió, a causa de la mida petita de Dàctil. La diferència en les estimacions d'edat es pot explicar per un augment de la taxa de formació de cràters a partir de la runa procedent de la destrucció del cos original de Coronis.[79]
Satèl·lit
[modifica]
Un petit satèl·lit anomenat Dàctil òrbita al voltant d'Ida, oficialment (243) Ida I Dàctil. Va ser descobert en imatges preses per la nau espacial Galileo durant el seu sobrevol el 1993. Aquestes imatges proporcionen la primera confirmació directa d'un satèl·lit asteroidal.[35] En aquest moment estava separat d'Ida per una distància de 90 quilòmetres. Es mou en una òrbita que segueix el moviment directe. La superfície de Dàctil és plena de cràters, com la d'Ida, i es compon de materials semblants. El seu origen és incert, però l'evidència del sobrevol suggereix que es va originar com un fragment del cos matriu Coronis.
Descobriment
[modifica]Dàctil va ser trobat el 17 de febrer de 1994 per Ann Harch, membre de la missió Galileo, en examinar amb posterioritat la descàrrega d'imatges de la nau.[50] Galileo va registrar 47 imatges de Dàctil en un període d'observació de 5,5 hores l'agost de 1993.[80] La nau era a 10.760 quilòmetres d'Ida[81] i 10.870 quilòmetres de Dàctil quan va ser capturada la primera imatge del satèl·lit. Catorze minuts abans Galileo havia fet la seva aproximació més propera.[82]
Dàctil va ser designat en un principi com a 1993 (243) 1.[81][83] Va ser anomenat per la Unió Astronòmica Internacional el 1994,[83] com els mitològics dàctils que habitaven a la muntanya Ida, a l'illa de Creta.[84][85]
Característiques físiques
[modifica]Dàctil té "forma d'ou»,[35] però és un objecte "notablement esfèric»[84] que mesura 1,6 per 1,4 per 1,2 quilòmetres.[35] Està orientat amb el seu eix més llarg apuntant cap a Ida.[35] Igual que Ida, la superfície de Dàctil exhibeix una saturació de cràters.[35] Es caracteritza per més d'una dotzena de cràters amb un diàmetre superior a 80 m, la qual cosa indica que el satèl·lit ha patit moltes col·lisions durant la seva història.[12] Almenys sis cràters formen una cadena lineal, la qual cosa suggereix que va ser causada per les deixalles de producció local, possiblement expulsades per Ida.[35] Els cràters de Dàctil podrien contenir pics centrals, a diferència dels trobats a Ida.[86] Aquestes característiques, i la forma esferoidal de Dàctil, implica que el satèl·lit està gravitacionalment controlat malgrat la seva petita mida.[86] Igual que Ida, la seva temperatura mitjana és de 200 K (–73 °C).[50]
Dàctil comparteix moltes característiques amb Ida. La seva albedo i el seu espectres de reflexió són molt similars.[87] Les petites diferències indiquen que el procés d'erosió espacial és menys actiu a Dàctil.[40] La seva mida petita fa impossible la formació de quantitats significatives de regolita.[40][81] Això contrasta amb Ida, que està cobert per una gruixuda capa de regolita.
Òrbita
[modifica]
L'òrbita de Dàctil al voltant d'Ida no es coneix amb precisió. Galileo estava en el pla de l'òrbita de Dàctil quan se'n van prendre la majoria de les imatges, la qual cosa va fer difícil la determinació de la seva òrbita exacta.[36] L'òrbita de Dàctil és en sentit directe[88] i s'inclina al voltant de 8° respecte a l'equador d'Ida.[80] A partir de simulacions per ordinador, l'àpside de Dàctil ha de ser superior a uns 65 quilòmetres d'Ida per mantenir-lo en una òrbita estable.[89] El rang de les òrbites generades per les simulacions es va reduir perquè han de passar a través dels punts en què Galileo va observar Dàctil quan estava a les 16:52:05 UT del 28 d'agost de 1993, a uns 90 km d'Ida en la longitud 85°.[90][91] El 26 d'abril de 1994, el Telescopi Espacial Hubble va observar Ida durant vuit hores i va ser incapaç de detectar Dàctil. Hauria estat capaç d'observar el satèl·lit si hagués estat a més de 700 km d'Ida.[36]
El període orbital de Dàctil és d'aproximadament 20 hores, suposant que està en una òrbita circular al voltant d'Ida.[87] La seva velocitat orbital és d'aproximadament 10 m/s, "aproximadament és com la velocitat d'una carrera ràpida o la d'una pilota de beisbol llançada lentament".[36]
Edat i origen
[modifica]Dàctil es podria haver originat al mateix temps que Ida,[92] a partir de la ruptura del cos matriu de Coronis.[55] No obstant això, també es podria haver format més recentment, potser a partir d'ejeccions provinents d'un gran impacte a Ida.[93] És molt poc probable que hagi estat capturat per Ida.[82] Dàctil podria haver patit un gran impacte fa uns 100 milions d'anys, que en va reduir la mida.[77]
Notes
[modifica]- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 «JPL Small-Body Database». [Consulta: 17 octubre 2023].
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 «JPL Small-Body Database». [Consulta: 24 gener 2024].
- ↑ «JPL Small-Body Database». [Consulta: 3 novembre 2024].
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Afirmat a: JPL Small-Body Database. Identificador JPL Small-Body Database: 2000243.
- ↑ Merton Davies «The Shape of Ida». Icarus, 1, 3-1996, pàg. 20-32. DOI: 10.1006/ICAR.1996.0033.
- ↑ Grimal, 2008, p. 116.
- ↑ Grimal, 2008, p. 125.
- ↑ Ridpath 1897, p. 206
- ↑ Raab 2002
- ↑ Schmadel 2003, p. 36
- ↑ Berger 2003, p. 241
- ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 NASA 2005
- ↑ Grimal, 2008, p. 283.
- ↑ 14,0 14,1 14,2 Chapman 1996, p. 700
- ↑ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, pàg. 357, 373
- ↑ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, p. 404 Les famílies d'Eos i Coronis... són completament del tipus S, la qual cosa es estranya a les seves distàncies heliocèntriques...
- ↑ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, p. 410
- ↑ Owen & Yeomans 1994, p. 2295
- ↑ Al contrari d'altres noms de l'astronomia, que deriven de noms de la mitologia, el nom de Gaspra prové d'un balneari ucraïnès de la Mar Negra.
- ↑ D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 26
- ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 Chapman 1996, p. 699
- ↑ D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 24
- ↑ D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 72
- ↑ 24,0 24,1 D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 36
- ↑ Sullivan et al. 1996, p. 120
- ↑ Cowen 1993, p. 215 Gairebé un mes després d'una sessió de fotos amb èxit, la nau espacial Galileo va acabar enviant la darrera setmana a la Terra un retrat d'alta resolució del segon asteroide fotografiat des de l'espai. Conegut com 243 Ida, l'asteroide va ser fotografiat des d'una distància mitjana de només 3.400 quilòmetres al voltant de 3,5 minuts abans de màxima aproximació de Galileo el 28 d'agost.
- ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 Thomas et al. 1996
- ↑ Chapman 1994, p. 358
- ↑ 29,00 29,01 29,02 29,03 29,04 29,05 29,06 29,07 29,08 29,09 29,10 29,11 Chapman 1996, p. 707
- ↑ 30,0 30,1 Chapman et al. 1994, p. 237
- ↑ 31,0 31,1 Greeley et al. 1994, p. 469
- ↑ Monet et al. 1994, p. 2293
- ↑ Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 57
- ↑ Chapman et al. 1994, p. 238
- ↑ 35,0 35,1 35,2 35,3 35,4 35,5 35,6 35,7 Chapman 1996, p. 709
- ↑ 36,0 36,1 36,2 36,3 36,4 Byrnes & D'Amario 1994
- ↑ 37,0 37,1 37,2 Wilson, Keil & Love 1999, p. 479
- ↑ Riba i Arderiu et al., 2000, P. 108
- ↑ 39,0 39,1 39,2 Chapman 1996, p. 710
- ↑ 40,0 40,1 40,2 40,3 40,4 40,5 40,6 Chapman 1995, p. 496
- ↑ Petit et al. 1997, pàg. 179-180
- ↑ Geissler et al. 1996, p. 142
- ↑ Lee et al. 1996, p. 99
- ↑ 44,0 44,1 44,2 44,3 Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 58
- ↑ 45,0 45,1 45,2 Chapman 1994, p. 363
- ↑ 46,0 46,1 46,2 Bottke et al. 2002, p. 10
- ↑ 47,0 47,1 47,2 Cowen 1995
- ↑ Lee et al. 1996, p. 96
- ↑ Greeley et al. 1994, p. 470
- ↑ 50,0 50,1 50,2 50,3 50,4 Holm 1994
- ↑ Chapman 1996, p. 701
- ↑ Lee et al. 1996, p. 90
- ↑ 53,0 53,1 Geissler et al. 1996, p. 141
- ↑ 54,0 54,1 Sullivan et al. 1996, p. 132
- ↑ 55,0 55,1 55,2 Lee et al. 1996, p. 97
- ↑ 56,0 56,1 Stooke 1997, p. 1385
- ↑ Sárneczky & Kereszturi 2002
- ↑ Sullivan et al. 1996, p. 131
- ↑ 59,0 59,1 Thomas & Prockter 2004
- ↑ Geissler, Petit & Greenberg 1996, pàg. 57-58
- ↑ Chapman 1996, pàg. 707-708
- ↑ 62,0 62,1 USGS
- ↑ Greeley & Batson 2001, p. 393
- ↑ Bottke et al. 2002, p. 9
- ↑ 65,0 65,1 Sullivan et al. 1996, p. 124
- ↑ Seidelmann et al. 2007, p. 171
- ↑ Sullivan et al. 1996, p. 128
- ↑ Geissler et al. 1996, p. 155
- ↑ 69,0 69,1 Wilson, Keil & Love 1999, p. 480
- ↑ Lewis 1996, p. 89 Les condrites cauen de manera natural en cinc classes de composició, tres de les quals tenen un contingut mineral molt semblant, però diferents proporcions de metall i silicats. Totes tres contenen ferro abundant en tres formes diferents (òxid de ferro ferrós en silicats, ferro metàl·lic i sulfur de ferro); generalment, amb tot, les tres formes són prou abundants per a ser classificades com a menes potencials. Totes tres contenen feldespat (un aluminosilicat de calci, sodi i potassi), piroxè (silicats amb un àtom de silici per cada àtom de magnesi, ferro o calci), olivina (silicats amb dos àtoms de ferro o magnesi per àtom de silici), ferro metàl·lic i sulfur de ferro (la triolita mineral). Aquestes tres classes, què s'esmenten col·lectivament com les condrites ordinàries, contenen quantitats molt diferents de metall.
- ↑ Thomas & Prockter 2004, p. 21
- ↑ 72,0 72,1 Sullivan et al. 1996, p. 135
- ↑ 73,0 73,1 JPL 2008
- ↑ 74,0 74,1 Vokrouhlicky, Nesvorny & Bottke 2003, p. 147
- ↑ Greenberg et al. 1996, p. 107
- ↑ Slivan 1995, p. 134
- ↑ 77,0 77,1 77,2 77,3 Greenberg et al. 1996, p. 117
- ↑ Hurford & Greenberg 2000, p. 1595
- ↑ Carroll & Ostlie 1996, p. 878
- ↑ 80,0 80,1 Petit et al. 1997, p. 177
- ↑ 81,0 81,1 81,2 Belton & Carlson 1994
- ↑ 82,0 82,1 Mason 1994, p. 108
- ↑ 83,0 83,1 Green 1994
- ↑ 84,0 84,1 Schmadel 2003, p. 37
- ↑ Pausanias 5.7.6 Quan Zeus va néixer, Rea va confiar la tutela del seu fill als Dàctils, que es coneixen també amb el nom de Curets; procedien del mont Ida de l'illa de Creta, i s'anomenaven Hèracles, Peoneu, Epimedes, Iasos, i Idas.
- ↑ 86,0 86,1 Asphaug, Ryan & Zuber 2003, p. 463
- ↑ 87,0 87,1 Chapman et al. 1994, p. 455
- ↑ Petit et al. 1997, p. 179
- ↑ Petit et al. 1997, p. 195
- ↑ Petit et al. 1997, p. 188
- ↑ Petit et al. 1997, p. 193
- ↑ Greenberg et al. 1996, p. 116
- ↑ Petit et al. 1997, p. 182
Referències
[modifica]- Articles de periòdics
- Asphaug, Erik; Ryan, Eileen V.; Zuber, Maria T. «Asteroid Interiors». Asteroids III. University of Arizona [Tucson], 2003, pàg. 463-484. Bibcode: 2002aste.conf..463A [Consulta: 4 gener 2009].
- Bottke, William F., Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. «An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective». Asteroids III. University of Arizona [Tucson], 2002, pàg. 3-15. Bibcode: 2002aste.conf....3B [Consulta: 23 octubre 2008].
- Britt, D. T.; Yeomans, D. K.; Housen, K.; Consolmagno, G. «Asteroid Density, Porosity, and Structure». Asteroids III. University of Arizona [Tucson], 2002, pàg. 485-500. Bibcode: 2002aste.conf..485B [Consulta: 27 octubre 2008].
- Chapman, Clark R. «The Galileo Encounters with Gaspra and Ida». Asteroids, Comets, Meteors, 1994, pàg. 357-365. Bibcode: 1994IAUS..160..357C [Consulta: 27 octubre 2008].
- Chapman, Clark R.; Klaasen, K.; Belton, Michael J. S.; Veverka, Joseph «Asteroid 243 IDA and its satellite». Meteoritics, 29, juliol 1994, pàg. 455. Bibcode: 1994Metic..29..455C [Consulta: 23 octubre 2008].
- Chapman, Clark R. «Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics». Meteoritics, 30, 5, setembre 1995, pàg. 496. Bibcode: 1995Metic..30R.496C [Consulta: 23 octubre 2008].
- Chapman, Clark R. «S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida» (PDF). Meteoritics, 31, octubre 1996, pàg. 699-725. Bibcode: 1996M&PS...31..699C [Consulta: 27 octubre 2008].
- Chapman, Clark R.; Ryan, Eileen V.; Merline, William J.; Neukum, Gerhard; Wagner, Roland; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Sullivan, Robert J. «Cratering on Ida». Icarus, 120, 1, març 1996, pàg. 77-86. Bibcode: 1996Icar..120...77C. DOI: 10.1006/icar.1996.0038 [Consulta: 27 octubre 2008].
- D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. «Galileo trajectory design». Space Science Reviews, 60, maig 1992, pàg. 23-78. Bibcode: 1992SSRv...60...23D. DOI: 10.1007/BF00216849 [Consulta: 22 octubre 2008].
- Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Moore, Jeffrey «Erosion and Ejecta Reaccretion on 243 Ida and Its Moon». Icarus, 120, 1, març 1996, pàg. 140-157. Bibcode: 1996Icar..120..140G. DOI: 10.1006/icar.1996.0042 [Consulta: 26 març 2009].
- Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Greenberg, Richard «Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros». Completing the Inventory of the Solar System. Astronomical Society of the Pacific, 107, 1996, pàg. 57-67. Bibcode: 1996ASPC..107...57G [Consulta: 22 octubre 2008].
- Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Head, James «Collisional and Dynamical History of Ida». Icarus, 120, 1, març 1996, pàg. 106-118. Bibcode: 1996Icar..120..106G. DOI: 10.1006/icar.1996.0040 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Hurford, Terry A.; Greenberg, Richard «Tidal Evolution by Elongated Primaries: Implications for the Ida/Dactyl System». Geophysical Research Letters, 27, 11, juny 2000, pàg. 1595-1598. Bibcode: 2000GeoRL..27.1595H. DOI: 10.1029/1999GL010956 [Consulta: 25 octubre 2008].
- Lee, Pascal; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Paul; Belton, Michael J. S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Head, James W., III «Ejecta Blocks on 243 Ida and on Other Asteroids». Icarus, 120, 1, març 1996, pàg. 87-105. Arxivat de l'original el 2016-06-12. Bibcode: 1996Icar..120...87L. DOI: 10.1006/icar.1996.0039 [Consulta: 27 octubre 2008]. Arxivat 2016-06-12 a Wayback Machine.
- Mason, John W. «Ida's new moon». Journal of the British Astronomical Association, 104, 3, juny 1994, pàg. 108. Bibcode: 1994JBAA..104..108M [Consulta: 23 octubre 2008].
- Monet, A. K. B.; Stone, R. C.; Monet, D. G.; Dahn, C. C.; Harris, H. C.; Leggett, S. K.; Pier, J. R.; Vrba, F. J.; Walker, R. L. «Astrometry for the Galileo mission. 1: Asteroid encounters». The Astronomical Journal, 107, 6, juny 1994, pàg. 2290-2294. Bibcode: 1994AJ....107.2290M. DOI: 10.1086/117036 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Owen, W. M., Jr.; Yeomans, D. K. «The overlapping plates method applied to CCD observations of 243 Ida». The Astronomical Journal, 107, 6, juny 1994, pàg. 2295-2298. Bibcode: 1994AJ....107.2295O. DOI: 10.1086/117037 [Consulta: 3 abril 2009].
- Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Hurford, Terry A.; Geissler, Paul E. «The Long-Term Dynamics of Dactyl's Orbit». Icarus, 130, 1, novembre 1997, pàg. 177-197. Bibcode: 1997Icar..130..177P. DOI: 10.1006/icar.1997.5788 [Consulta: 25 octubre 2008].
- Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A.; Neumann, G.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, Edward F.; Tholen, David J.; Thomas, Peter C.; Williams, I. P. «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 98, 3, juliol 2007, pàg. 155-180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 12 gener 2009].[Enllaç no actiu]
- Sullivan, Robert J.; Greeley, Ronald; Pappalardo, R.; Asphaug, E.; Moore, J. M.; Morrison, D.; Belton, Michael J. S.; Carr, M.; Chapman, Clark R.; Geissler, Paul E.; Greenberg, Richard; Granahan, James; Head, J. W., III; Kirk, R.; McEwen, A.; Lee, P.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph «Geology of 243 Ida». Icarus, 120, 1, març 1996, pàg. 119-139. Arxivat de l'original el 2016-06-12. Bibcode: 1996Icar..120..119S. DOI: 10.1006/icar.1996.0041 [Consulta: 27 octubre 2008]. Arxivat 2016-06-12 a Wayback Machine.
- Thomas, Peter C.; Belton, Michael J. S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M. E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Joseph «The shape of Ida». Icarus, 120, 1, 1996, pàg. 20-32. Bibcode: 1996Icar..120...20T. DOI: 10.1006/icar.1996.0033.
- Vokrouhlicky, David; Nesvorny, David; Bottke, William F. «The vector alignments of asteroid spins by thermal torques». Nature, 425, 6954, 11-09-2003, pàg. 147-151. Bibcode: 2003Natur.425..147V. DOI: 10.1038/nature01948. PMID: 12968171 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Wilson, Lionel; Keil, Klaus; Love, Stanley J. «The internal structures and densities of asteroids». Meteoritics & Planetary Science, 34, 3, maig 1999, pàg. 479-483. Bibcode: 1999M&PS...34..479W [Consulta: 22 octubre 2008].
- Zellner, Ben; Tholen, David J.; Tedesco, Edward F. «The eight-color asteroid survey: Results for 589 minor planets». Icarus, 61, 3, març 1985, pàg. 355-416. Bibcode: 1985Icar...61..355Z. DOI: 10.1016/0019-1035(85)90133-2.
- Llibres
- Berger, Peter. «The Gildemeester Organisation for Assistance to Emigrants and the expulsion of Jews from Vienna, 1938–1942». A: Gourvish, Terry. Business and Politics in Europe, 1900–1970. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2003. ISBN 0521823447.
- Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A.. An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley Publishing Company, 1996. ISBN 0-201-54730-9.
- Greeley, Ronald; Batson, Raymond M.. The Compact NASA Atlas of the Solar System. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2001. ISBN 052180633X.
- Grimal, Pierre. Diccionari de Mitologia Grega i Romana. Barcelona: Edicions de 1984, 2008. ISBN 978-84-96061-97-2.
- Lewis, John S. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets. Reading, MA: Addison-Wesley, 1996. ISBN 0201479591.
- Pausanias. Description of Greece. Translated by Jones, W. H. S. & Omerod, H. A.. Loeb Classical Library, 1916. ISBN 0674991044.
- Riba i Arderiu, Oriol; Mata i Perelló, Josep M.; Melgarejo i Daper, Joan Carles; i Egea i Puigventós, Angels. Vocabulari de mineralogia: segons les normes de la International Mineralogical Association. Universitat de Barcelona, 2000. ISBN 931001-0-2 [Consulta: 30 maig 2010].
- Ridpath, John Clark. The Standard American Encyclopedia of Arts, Sciences, History, Biography, Geography, Statistics, and General Knowledge. Encyclopedia Publishing, 1897.
- Schmadel, Lutz D. «Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances». A: Dictionary of minor planet names. 20. Springer, 2003 (IAU commission). ISBN 9783540002383.
- Slivan, Stephen Michael. Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids. Massachusetts Institute of Technology, juny 1995. OCLC 32907677 [Consulta: 10 abril 2009].
- Thomas, Peter C.; Prockter, Louise M.. «Tectonics of Small Bodies». A: Planetary Tectonics. 11. Cambridge University Press, 28 maig 2004 (Cambridge Planetary Science). ISBN 9780521765732 [Consulta: 29 novembre 2008].
- Altres
- Belton, Michael J. S.; Carlson, R. «1993 (243) 1». IAU Circular. International Astronomical Union, 5948, 12-03-1994. Bibcode: 1994IAUC.5948....2B.
- Byrnes, Dennis V.; D'Amario, Louis A.; Galileo Navigation Team «Solving for Dactyl's Orbit and Ida's Density». The Galileo Messenger. NASA, 35, desembre 1994. Arxivat de l'original el 2010-06-24 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Chapman, Clark R.; Belton, Michael J. S.; Veverka, Joseph; Neukum, G.; Head, J.; Greeley, Ronald; Klaasen, K.; Morrison, D. «First Galileo image of asteroid 243 Ida». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Institute, març 1994, pàg. 237-238. Bibcode: 1994LPI....25..237C [Consulta: 23 octubre 2008].
- Cowen, Ron «Close-up of an asteroid: Galileo eyes Ida». Science News, 02-10-1993, p. 215.
- Cowen, Ron «Idiosyncrasies of Ida—asteroid 243 Ida's irregular gravitational field» (PDF). Science News, 01-04-1995, p. 207 [Consulta: 26 març 2009]. Arxivat 2012-03-27 a Wayback Machine. «Còpia arxivada». Arxivat de l'original el 2012-03-27. [Consulta: 29 maig 2010].
- Greeley, Ronald; Sullivan, Robert J.; Pappalardo, R.; Head, J.; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Lee, P.; Belton, M.; Chapman, Clark R. «Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Institute, març 1994, pàg. 469-470. Bibcode: 1994LPI....25..469G [Consulta: 23 octubre 2008].
- Green, Daniel W. E. «1993 (243) 1 = (243) Ida I (Dactyl)». IAU Circular. International Astronomical Union, 6082, 26-09-1994. Bibcode: 1994IAUC.6082....2G.
- Holm, Jeanne; Jones, Jan (ed.) «Discovery of Ida's Moon Indicates Possible "Families" of Asteroids». The Galileo Messenger. NASA, 34, juny 1994. Arxivat de l'original el 2010-06-24 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Raab, Herbert «Johann Palisa, the most successful visual discoverer of asteroids». Meeting on Asteroids and Comets in Europe, 2002 [Consulta: 23 octubre 2008].
- Sárneczky, K; Kereszturi, Á. «'Global' Tectonism on Asteroids?». 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference, març 2002. Bibcode: 2002LPI....33.1381S [Consulta: 22 octubre 2008].
- Stooke, P. J. «Reflections on the Geology of 243 Ida». Lunar and Planetary Science XXVIII, 1997, pàg. 1385-1386 [Consulta: 29 novembre 2008].
- «JPL Small-Body Database Browser: 243 Ida». Jet Propulsion Laboratory, 25-08-2008.
- «Images of Asteroids Ida & Dactyl». National Aeronautics and Space Administration, 23-08-2005. Arxivat de l'original el 2011-08-18. [Consulta: 4 desembre 2008].
- «Gazetteer of Planetary Nomenclature: Ida». United States Geological Survey Astrogeology Research Program. [Consulta: 15 abril 2009].
Vegeu també
[modifica]Enllaços externs
[modifica]
- El Tamiz, el cinturó d'asteroides (castellà)
- Tian12, plana sobre els asteroides (xinès)
- Simulació orbital del JPL (Java) / Ephemeris (anglès)
| |
