(243) Ida

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
(243) Ida
Sonda Galileu
Imatge de (243) Ida presa per Galileu. El petit punt a la dreta és la seva lluna Dàctil.
Descobriment[1] i designació
Descobert per Johann Palisa
Lloc del descobriment Viena
Data de descobriment 29 de setembre de 1884
Designacions
Categoria
de planeta menor
Cinturó principal (Coronis)[2]
Adjectiu Ideà
Època DJ 2454800.5 (2008-Nov-30.0)
Afeli 2,991 UA
Periheli 2,732 UA
Semieix major 2,862 UA
Excentricitat 0,0452
Període orbital 1768,136 d
Velocitat orbital mitjana 0,2036°/s
Anomalia mitjana 191,869°
Inclinació 1,138°
Longitud del node ascendent 324,218°
Argument del periàpside 108,754°
Satèl·lits Dàctil
Dimensions 53,6 × 24.0 × 15,2 km
Radi mitjà 15,7 km[4]
Massa 4.2 ± 0,6 ×1016 kg[4]
Densitat mitjana 2,6 ± 0.5 g/cm3[5]
Gravetat a la superfície
de l'equador
0.3–1.1 cm/s2[6]
Període de rotació 4,63 h[7]
Ascensió recta del pol nord 168,76°[8]
Declinació del pol nord −2,88°[8]
Albedo geomètric 0,2383[3]
Temperatura 200 K[2]
Tipus espectral S[9]
Magnitud absoluta (H) 9,94[3]

(243) Ida és un asteroide de la família Coronis[10] 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 a 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 Galileu, 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 compost per dos grans objectes connectats entre ells en una forma que recorda un croissant. La seva superfície és una de les que té més cràters del sistema solar, amb una àmplia varietat pel que fa a les mides i edats dels cràters.

La lluna d'Ida, Dàctil,[11] va ser descoberta per la membre de la missió Ann Harch en imatges preses per la sonda Galileu. 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 suggereix un origen comú.

Les imatges creades per la sonda Galileu, i la posterior mesura de la massa d'Ida, significaren nous coneixements sobre la geologia dels asteroides de tipus S. Abans del sobrevol del Galileu, 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 | modifica el codi]

L'asteroide 243 va ser descobert el 29 de setembre del 1884 per l'astrònom austríac Johann Palisa a l'Observatori de Viena.[12] Va ser el seu 45è descobriment d'un asteroide.[1] Ida va ser batejat per Moriz von Kuffner, un fabricant de cervesa de Viena i astrònom aficionat.[13][14] En la mitologia grega, Ida era una nimfa de Creta que va criar el déu Zeus.[15][16] Ida va ser reconegut com a part de la família Coronis per Kiyotsugu Hirayama, qui va proposar el 1918 que aquest grup comprèn els asteroides formats per les deixalles del cos precursor destruït.[17]

L'espectre de reflexió d'Ida es va mesurar el 16 de setembre de 1980 pels astrònoms David J. Tholen i Edward F. Tedesco com a part de la investigació d'asteroides de vuit colors (ECAS).[18] El seu espectre coincidia amb el dels asteroides de tipus S.[19][20] A principis de 1993 es van fer moltes observacions d'Ida a l'Observatori Naval dels EUA a Flagstaff i a l'Observatori 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 Galileu de 78 a 60 km.[21]

Exploració[modifica | modifica el codi]

Trajectòria del Galileu des del seu llançament fins a arribar l'òrbita de Júpiter

Sobrevol del Galileu[modifica | modifica el codi]

L'asteroide Ida va ser visitat el 1993 per la sonda espacial Galileu dirigida a Júpiter. Les seves trobades amb els asteroides Gaspra[22] 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.[23] Cap missió anterior havia intentat un sobrevol.[24] El Galileu va ser posat en òrbita pel transbordador espacial Atlantis en la missió STS-34 el 18 d'octubre de 1989.[25] El canvi de trajectòria del Galileu per acostar-se a Ida exigeix que es consumeixen 34 kg (75 lliures) de propel·lent.[26] 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.[27]

Imatges del sobrevol, a partir de 5,4 hores abans del màxim acostament i mostrant la rotació d'Ida

La trajectòria del Galileu 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 (41.000 peus/s) en relació amb l'asteroide.[27] L'aparell detector d'imatges de bord observà Ida des d'una distància de 240.350 quilòmetres (149 350 milles) fins a la seva màxima aproximació de 2.390 km (1.490 milles).[15][28] Ida fou el segon asteroide, després de Gaspra, que va ser captat per una nau espacial.[29] A prop del 95% de la superfície d'Ida va quedar a la vista de la sonda durant el sobrevol.[6]

La transmissió de moltes imatges d'Ida es va retardar a causa d'una falla permanent de l'antena d'alt guany de la nau.[30] Les cinc primeres imatges es van rebre el setembre de 1993.[31] Aquestes imatges estaven compostes per un mosaic d'alta resolució de l'asteroide amb una resolució de 31-38 m/píxel.[32][33] Les imatges restants van ser enviades la primavera següent, quan la proximitat de la nau a la Terra permetia una major velocitat de transmissió.[31][34]

Descobriments[modifica | modifica el codi]

Les dades obtingudes pels sobrevols del Galileu de Gaspra i Ida, i la posterior missió d'asteroides NEAR Shoemaker, van permetre el primer estudi de la geologia dels asteroides.[35] La superfície relativament gran d'Ida exhibia una àmplia gamma de característiques geològiques.[36] El descobriment de la lluna d'Ida Dàctil, el primer satèl·lit d'un asteroide confirmat, proporcionà informació addicional de la composició d'Ida.[37]

Ida està classificat com un asteroide de tipus S a partir de mesures espectroscòpiques en terra.[38] La composició dels asteroides del tipus S era incert abans dels sobrevols del Galileu, però va ser interpretat com un dels dos minerals que es troben en els meteorits que havien caigut a Terra: condrita ordinària (CO) i pal·lasita.[9][39] Les estimacions de la densitat d'Ida, es veuen limitats a menys de 3,2 g/cm3 per l'estabilitat a llarg termini de l'òrbita de Dàctil.[38] Això exclou la pal·lasita; ja que si Ida estàs feta d'un material ric en ferro i níquel de 5 g/cm3 hauria d'estar buit en més del 40%.[37]

Les imatges del Galileu 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.[17][40] El mateix procés afecta tant Ida com la seva lluna, encara que Dàctil mostra un canvi menor.[41] 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 amb els espectres dels asteroides de tipus S.[24]

Secció d'un meteorit de condrita ordinària

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.[24] Els meteorits CO són, així mateix, el tipus més comú de meteorit trobat a la superfície de la Terra.[24] Els espectres de reflexió mesurats per observacions remotes dels asteroides de tipus S, però, no es corresponia amb el dels meteorits CO. El sobrevol d'Ida del Galileu va descobrir que alguns tipus S, en particular la família Coronis, podria ser la font d'aquests meteorits.[41]

Característiques físiques[modifica | modifica el codi]

Comparació de la mida d'Ida, amb altres asteroides, el planeta nan Ceres, i Mart

La massa d'Ida està entre 3,65 i 4,99 kg × 1016.[42] El seu camp gravitacional produeix una acceleració d'aproximadament de 0,3 a 1,1 cm/s2 sobre la seva superfície.[6] Aquest camp és tan feble que un astronauta aturat a la seva superfície podria saltar d'un dels extrems d'Ida a l'altra, i un objecte que es mou a més de 20 m/s (70 peus/s) podria escapar de l'asteroide del tot.[43][44]

Imatges successives d'Ida rotant

Ida és un asteroide clarament allargat,[45] amb una superfície irregular,[46][47] i és gairebé de la forma d'un "croissant".[31] Ida és de 2,35 vegades més llarg que ampla,[45] i la "cintura", el separa en dues meitats desiguals geològicament.[31] Aquesta forma de constricció és coherent amb la teoria que Ida està fet de dues peces de grans dimensions, sòlida, amb materials solts que omplen el buit entre ells. De totes maneres, aquests residus no s'han vist en imatges d'alta resolució captades pel Galileu.[47] Encara que hi ha algunes pendents costeruts d'inclinacions de fins a 50° a Ida, el pendent generalment no excedeix els 35°.[6] La forma d'Ida és responsable de la irregularitat del camp gravitatori de l'asteroide.[48] L'acceleració de superfície és més baixa en les extremitats causa de la seva velocitat de rotació ràpida. També és baixa a prop de la “cintura", perquè la massa de l'asteroide es concentra en les dues meitats, lluny d'aquest lloc.[6]

La superfície[modifica | modifica el codi]

Vegeu també: Llista de característiques geològiques de (243) Ida i Dàctil
Mosaic d'imatges capturades pel Galileu 3,5 minuts abans de la seva aproximació màxima

La superfície d'Ida, apareix plena de cràters i gris en la seva majoria, tot i que petites variacions de color marquen les àrees acabades de crear o descobertes.[15] A més de cràters són evidents altres característiques, com ara solcs, crestes i asprors. Ida està coberta per una gruixuda capa de regolita, els residus solts que enfosqueixen la roca sòlida de sota. Els més grans fragments 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 | modifica el codi]

La superfície d'Ida es descriu com un mantell de roca polvoritzada, anomenat regolita, uns 50-100 m (160-330 peus) de gruix.[31] Aquest material és produït per esdeveniments d'impacte i distribuït per tota la superfície d'Ida pels processos geològics.[49] El Galileu va observar evidència de moviments recents de la regolita costa avall.[50]

La regolita d'Ida està composta pels silicats minerals olivina i piroxè.[2][51] La seva aparença canvia amb el temps a través d'un procés anomenat erosió espacial.[41] A causa d'aquest procés, la regolita vella sembla tenir un color més vermell en comparació amb el material recentment exposat.[40]

Imatge del Galileu d'un bloc d'uns 150 m a 24,8ºS 2,8º E[52]

S'han identificat prop de 20 blocs grossos (40 a 150 m de diàmetre) de material expulsat, incorporats en la regolita d'Ida.[31][53] Els blocs d'ejecció constitueixen les peces més grosses de regolita.[54] A causa 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 sigut descoberts per un esdeveniment d'impacte.[48][55] La majoria d'ells es troben dins dels cràters de Lascaux i Mammoth, però és possible que no s'han produït allà.[55] Aquesta zona atrau la runa a causa de l'irregular camp gravitatori d'Ida.[48] Alguns blocs poden haver sigut expulsats del jove cràter Azzura al costat oposat de l'asteroide.[56]

Estructures[modifica | modifica el codi]

Diverses estructures importants marquen la superfície d'Ida. L'asteroide sembla estar dividit en dues meitats, aquí es fa referència com la regió 1 i la regió 2, connectades per una "cintura".[31] Aquesta característica pot haver sigut omplerta per la runa, o expulsada fora de l'asteroide pels impactes.[31][56]

La regió 1 d'Ida conté dues estructures principals. Una és una destacada cresta de 40 km (25 milles) anomenada Townsend Dorsum que s'estén 150 graus al voltant de la superfície d'Ida.[57] L'altra estructura és una llarga fondalada anomenada Vienna Regio.[31]

La regió 2 d'Ida conté diversos conjunts de solcs, la majoria dels quals són de 100 m (330 peus) d'amplada o menys i fins a 4 km (2,5 milles) de llarg.[31][58] Es troben a prop, però no estan relacionats amb, els cràters del 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 | modifica el codi]

Ida és un dels cossos amb més densitat de cràters del Sistema Solar,[32][46] i els impactes han estat el procés principal de conformació 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, deixant el recompte total de cràters gairebé igual.[61] Està coberta de cràters de totes les mides i etapes de degradació,[46] i amb edats que van des de frescs a tan antics com la pròpia Ida.[31] El més antic pot haver estat format durant la desintegració del cos matriu de la família Coronis.[41] El cràter més gran, Lascaux, és de gairebé 12 quilòmetres (7,5 milles) d'ample.[47][62] La regió 2 conté quasi la totalitat dels cràters més grans de 6 km (3,7 milles) de diàmetre, però la Regió 1 no té pas grans cràters.[31] Alguns cràters estan disposats en cadenes.[33]

El crater Fingal és asimètric amb 1,5 km d'ample a 13,2°S, 39,9°E[62]

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 ser l'impacte més recent d'Ida.[53] El material expulsat d'aquesta col·lisió es va distribuir de manera discontínua sobre Ida[40] 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.[8]

Els cràters són simples en la seva estructura: en 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.[66] El material expulsat excavat pels impactes es diposita de manera diferent d'Ida que en els planetes a causa de la seva ràpida rotació, la baixa gravetat i forma irregular.[45] 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.[67]

Composició[modifica | modifica el codi]

Ida va ser classificada com un Asteroide de tipus S basat en la similitud dels seus espectres de reflectància amb asteroides similars.[9] Els asteroides de tipus S poden compartir la seva composició amb els meteorits de ferro o de condrita ordinària (CO).[9] La composició de l'interior no ha estat directament analitzada, però se suposa que és similar al material CO en base als canvis de color de la superfície observats i la densitat aparent d'Ida de 2,27 a 3,10 g/cm3.[5][41] Els meteorits de CO contenen quantitats variables dels silicats olivina i piroxè, ferro, i feldspat.[68] El Galileu va detectar olivina i piroxè a Ida.[2] El contingut mineral sembla ser homogeni en tota la seva extensió. El Galileu va trobar variacions mínimes en la superfície, i el gir de l'asteroide indica una densitat consistent.[69][70] 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 del 11 al 42%.[5]

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 qualque roca del nucli d'Ida hagi estat fracturada per sota dels grans cràters Mammoth, Lascaux, i Undara.[70]

Òrbita i rotació[modifica | modifica el codi]

Òrbita i posició d'Ida i cinc planetes el 8 de març de 2009

Ida és un membre de la família Coronis dels asteroides del cinturó principal.[17] Ida orbita el Sol a una distància mitjana de 2,862 UA (428,1 Gm), entre les òrbites de Mart i Júpiter.[2][3] Ida tarda 4,84089 anys per completar una òrbita.[3]

El període de rotació d'Ida és de 4,63 hores,[7][45] la qual cosa el fa un dels asteroides rotatoris més ràpids descoberts fins ara.[71] El moment d'inèrcia és el màxim calculat per 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 que la gravetat del Sol actua sobre la forma no esfèrica de l'asteroide.[72]

Origen[modifica | modifica el codi]

Ida deu el seu origen a la desintegració de voltant uns 120 km (75 milles) de diàmetre del cos principal de Coronis.[7] A l'asteroide progenitor els materials s'havien diferenciat parcialment, amb la migració de metalls pesants al nucli.[73] Ida portava quantitats insignificants d'aquest material del nucli.[73] No se sap quin 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.[73] Tanmateix, això és incompatible amb l'edat estimada del sistema d'Ida-Dàctil de menys de 100 milions d'anys;[74] és probable que el sistema s'hauria desfet si hagués passat més temps des d'una gran col·lisió, degut a la mida petita de Dàctil. La diferència en les estimacions de edat poden ser explicades per un augment de la taxa de formació de cràters a partir de la runa procedent de la destrucció del cos original de Coronis.[75]

Lluna[modifica | modifica el codi]

Imatge d'alta resolució de Dàctil, desada mentre el Galileu estava a uns 3.900 km de la lluna

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 Galileu durant el seu sobrevol el 1993. Aquestes imatges proporcionen la primera confirmació directa d'una lluna d'asteroide.[37] En aquest moment, estava separat d'Ida per una distància de 90 quilòmetres (56 milles), es mou en una òrbita que segueix el moviment directe. La superfície de Dàctil és plena de cràters, com Ida, i es compon de materials similars. El seu origen és incert, però l'evidència del sobrevol suggereix que es va originar com un fragment del cos matriu Coronis.

Descobriment[modifica | modifica el codi]

Dàctil va ser trobat el 17 de febrer de 1994 per Ann Harch membre de la missió Galileu, en examinar en posterioritat la descàrrega d'imatges de la nau.[2] El Galileu va registrar 47 imatges de Dàctil en un període d'observació de 5,5 hores a l'agost de 1993.[76] La nau era a 10.760 quilòmetres (6.690 milles) d'Ida[77] i 10.870 quilòmetres (6.750 milles) de Dàctil quan va ser capturada la primera imatge de la lluna, 14 minuts abans el Galileu havia fet la seva aproximació més propera.[78]

Dàctil va ser designat en un principi com a 1993 (243) 1.[77][79] Va ser anomenat per la Unió Astronòmica Internacional el 1994,[79] com els mitològics dàctils que habitaven a la muntanya Ida, a l'illa de Creta.[80][81]

Característiques físiques[modifica | modifica el codi]

Dàctil té "forma d'ou”,[37] però és un objecte "notablement esfèric”[80] que mesura 1,6 per 1,4 per 1,2 quilòmetres.[37] Està orientat amb el seu eix més llarg apuntant cap a Ida.[37] Igual que Ida, la superfície de Dàctil exhibeix una saturació de cràters.[37] Es caracteritza per més d'una dotzena de cràters amb un diàmetre superior a 80 m, la qual cosa indica que la lluna ha patit moltes col·lisions durant la seva història.[15] 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.[37] Els cràters de Dàctil podrien contenir pics centrals, a diferència dels trobats a Ida.[82] Aquestes característiques, i la forma esferoidal de Dàctil, implica que la lluna està gravitacionalment controlada malgrat la seva petita mida.[82] Igual que Ida, la seva temperatura mitjana és de 200 K (-73 °C).[2]

Dàctil comparteix moltes característiques amb Ida. La seva albedo i el seu espectres de reflexió són molt similars.[83] Les petites diferències indiquen que el procés d'erosió espacial és menys actiu a Dàctil.[41] La seva mida petita fa impossible la formació de quantitats significatives de regolita.[41][77] Això contrasta amb Ida, que està cobert per una gruixuda capa de regolita.

Òrbita[modifica | modifica el codi]

Diagrama d'òrbites potencials de Dàctil voltant Ida

L'òrbita de Dàctil al voltant d'Ida no es coneix amb precisió. Galileu 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.[38] L'òrbita de Dàctil és en sentit directe[84] i s'inclina al voltant de 8° respecte a l'equador d'Ida.[76] 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.[85] El rang de les òrbites generades per les simulacions es va reduir perquè han de passar a través dels punts en què Galileu 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°.[86][87] 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 la lluna si hagués estat a més de 700 km d'Ida.[38]

El període orbital de Dàctil és d'aproximadament 20 hores, suposant que està en una òrbita circular al voltant d'Ida.[83] 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".[38]

Edat i origen[modifica | modifica el codi]

Dàctil es podria haver originat en el mateix temps que Ida,[88] 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.[89] És molt poc probable que hagi estat capturada per Ida.[78] Dàctil podria haver patit un gran impacte fa uns 100 milions d'anys, que en va reduir la seva mida.[73]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Notes[modifica | modifica el codi]

  1. 1,0 1,1 Raab 2002
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Holm 1994
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 JPL 2008
  4. 4,0 4,1 Britt et al. 2002, p. 486
  5. 5,0 5,1 5,2 Wilson, Keil & Love 1999, p. 480
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Thomas et al. 1996
  7. 7,0 7,1 7,2 Vokrouhlicky, Nesvorny & Bottke 2003, p. 147
  8. 8,0 8,1 8,2 Seidelmann et al. 2007, p. 171
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 Wilson, Keil & Love 1999, p. 479
  10. Grimal 2008, p. 116.
  11. Grimal 2008, p. 125.
  12. Ridpath 1897, p. 206
  13. Schmadel 2003, p. 36
  14. Berger 2003, p. 241
  15. 15,0 15,1 15,2 15,3 NASA 2005
  16. Grimal 2008, p. 283.
  17. 17,0 17,1 17,2 Chapman 1996, p. 700
  18. Zellner, Tholen & Tedesco 1985, pàg. 357, 373
  19. 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...
  20. Zellner, Tholen & Tedesco 1985, p. 410
  21. Owen & Yeomans 1994, p. 2295
  22. 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.
  23. D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 26
  24. 24,0 24,1 24,2 24,3 Chapman 1996, p. 699
  25. D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 24
  26. D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 72
  27. 27,0 27,1 D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 36
  28. Sullivan et al. 1996, p. 120
  29. Cowen 1993, p. 215 Gairebé un mes després d'una sessió de fotos amb èxit, la nau espacial Galileu 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 Galileu el 28 d'agost.
  30. Chapman 1994, p. 358
  31. 31,00 31,01 31,02 31,03 31,04 31,05 31,06 31,07 31,08 31,09 31,10 31,11 Chapman 1996, p. 707
  32. 32,0 32,1 Chapman et al. 1994, p. 237
  33. 33,0 33,1 Greeley et al. 1994, p. 469
  34. Monet et al. 1994, p. 2293
  35. Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 57
  36. Chapman et al. 1994, p. 238
  37. 37,0 37,1 37,2 37,3 37,4 37,5 37,6 37,7 Chapman 1996, p. 709
  38. 38,0 38,1 38,2 38,3 38,4 Byrnes & D'Amario 1994
  39. Riba i Arderiu et al., 2000, P. 108
  40. 40,0 40,1 40,2 Chapman 1996, p. 710
  41. 41,0 41,1 41,2 41,3 41,4 41,5 41,6 Chapman 1995, p. 496
  42. Petit et al. 1997, pàg. 179–180
  43. Geissler et al. 1996, p. 142
  44. Lee et al. 1996, p. 99
  45. 45,0 45,1 45,2 45,3 Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 58
  46. 46,0 46,1 46,2 Chapman 1994, p. 363
  47. 47,0 47,1 47,2 Bottke et al. 2002, p. 10
  48. 48,0 48,1 48,2 Cowen 1995
  49. Lee et al. 1996, p. 96
  50. Greeley et al. 1994, p. 470
  51. Chapman 1996, p. 701
  52. Lee et al. 1996, p. 90
  53. 53,0 53,1 Geissler et al. 1996, p. 141
  54. 54,0 54,1 Sullivan et al. 1996, p. 132
  55. 55,0 55,1 55,2 Lee et al. 1996, p. 97
  56. 56,0 56,1 Stooke 1997, p. 1385
  57. Sárneczky & Kereszturi 2002
  58. Sullivan et al. 1996, p. 131
  59. 59,0 59,1 Thomas & Prockter 2004
  60. Geissler, Petit & Greenberg 1996, pàg. 57–58
  61. Chapman 1996, pàg. 707–708
  62. 62,0 62,1 USGS
  63. Greeley & Batson 2001, p. 393
  64. Bottke et al. 2002, p. 9
  65. 65,0 65,1 Sullivan et al. 1996, p. 124
  66. Sullivan et al. 1996, p. 128
  67. Geissler et al. 1996, p. 155
  68. Lewis 1996, p. 89 Les condrites cauen de forma natural en cinc classes de composició, de les quals tres tenen un contingut mineral molt semblant, però diferents proporcions de metall i silicats. Les tres contenen ferro abundant en tres formes diferents (òxid de ferro ferrós en silicats, ferro metàl·lic, i sulfur de ferro), generalment amb tots les tres formes són prou abundants per ser classificats com a menes potencials. els tres contenen feldspat (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.
  69. Thomas & Prockter 2004, p. 21
  70. 70,0 70,1 Sullivan et al. 1996, p. 135
  71. Greenberg et al. 1996, p. 107
  72. Slivan 1995, p. 134
  73. 73,0 73,1 73,2 73,3 Greenberg et al. 1996, p. 117
  74. Hurford & Greenberg 2000, p. 1595
  75. Carroll & Ostlie 1996, p. 878
  76. 76,0 76,1 Petit et al. 1997, p. 177
  77. 77,0 77,1 77,2 Belton & Carlson 1994
  78. 78,0 78,1 Mason 1994, p. 108
  79. 79,0 79,1 Green 1994
  80. 80,0 80,1 Schmadel 2003, p. 37
  81. 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.
  82. 82,0 82,1 Asphaug, Ryan & Zuber 2003, p. 463
  83. 83,0 83,1 Chapman et al. 1994, p. 455
  84. Petit et al. 1997, p. 179
  85. Petit et al. 1997, p. 195
  86. Petit et al. 1997, p. 188
  87. Petit et al. 1997, p. 193
  88. Greenberg et al. 1996, p. 116
  89. Petit et al. 1997, p. 182


Referències[modifica | modifica el codi]

Articles de periòdics
Llibres
Altres

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]


Planetes menors
Llista d'asteroides (243) Ida (244) Sita
Llista d'asteroides