243 Ida

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Ida
(243 Ida)
243 ida.jpg
Descoperire 29 septembrie 1884
Descoperitor Johann Palisa
Clasificare Formația principală
Familie Coronis
Clasa spectrală S.
Denumiri
alternative
1910 CD , 1988 DB 1
Coordonatele
(pe atunci K107N)
Ascensiunea dreaptă 168,76 °
Declinaţie −2,88 °
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră 428 234 458 km
2.8625298 au
Periheliu 410 089 998 km
2.7412433 au
Afelion 446 378 918 km
2.9838163 au
Perioadă orbitală 1768,98 zile
(4,84 ani )
Înclinare
pe ecliptică
1,13290 °
Excentricitate 0,0423704
Longitudine de
nod ascendent
324.11749 °
Argom. a periheliului 108.40409 °
Anomalie medie 313.23514 °
Par. Tisserand (T J ) 3.300 ( calculat )
Sateliți Tastați-l
Date fizice
Dimensiuni 53,6 × 24,0 × 15,2 km
Diametrul mediu 32 km
Masa
(4,2 ± 0,6) × 10 16 kg
Densitate medie 2,6 ± 0,5 g / cm³
Accelerare de greutate la suprafață 0,3-1,1 cm / s² [1]
Perioada de rotație 4.634 ore
Albedo 0,2383
Date observaționale
Magnitudine abs. 9,94

243 Ida este un asteroid principal al centurii , aparținând familiei Coronide și clasificat ca un asteroid de tip S. A fost descoperit în 1884 de Johann Palisa și are un diametru mediu de aproximativ 32 km . Ida are o orbită caracterizată printr -o axă semi-majoră egală cu 2.8625298 au și o excentricitate de 0,0423704, înclinată cu 1,13290 ° față de ecliptică . Numele său este dedicat lui Ida , în mitologia greacă o nimfă de pe Muntele Ida care a fost asistenta lui Zeus . Ida a fost primul asteroid binar descoperit; este de fapt însoțit de un mic satelit de 1,4 km , Dattilo , descoperit la 28 august 1993 în timpul misiunii sondei Galileo .

La fel ca toți asteroizii aparținând centurii principale, orbita lui Ida se află între cea a lui Marte și Jupiter . Perioada de revoluție este de 4,84 ani, în timp ce perioada de rotație este de 4,63 ore. Are o formă neregulată și alungită și este aparent compus din două obiecte mari ținute împreună într-o formă care aduce în minte un croissant . Suprafața sa este una dintre cele mai craterate din sistemul solar și are o mare varietate de cratere de diferite vârste și dimensiuni.

Dattilo a fost descoperit de Ann Harch în imagini din sonda Galileo . Numele său, Dattilo, derivă din Dattili , creaturi care, potrivit mitologiei grecești, au locuit pe Muntele Ida . Cu un diametru de numai 1,4 km , Dattilo are aproximativ unu douăzeci și unu de mărimea lui Ida. Orbita sa în jurul Ida nu poate fi determinată foarte precis. Cu toate acestea, restricțiile posibilelor orbite permit o determinare aproximativă a densității Ida, care a dezvăluit că Ida este săracă în minereuri metalice. Dattilo și Ida au, prin urmare, caracteristici similare, ceea ce duce la a crede că au o origine comună.

Imaginile din nava spațială Galileo și măsurătorile ulterioare ale masei lui Ida oferă noi informații despre geologia asteroizilor de tip S. Înainte de zborul lui Galileo, au fost propuse multe teorii diferite pentru a explica compoziția sa în termeni de minerale. Determinarea acestei compoziții permite o corelație între căderea meteoriților pe Pământ și originea lor în centura de asteroizi. Datele din flyby au indicat asteroizii de tip S ca sursă de condrite obișnuite, cel mai comun tip de asteroid găsit pe Pământ.

Descoperire și observații

Ida a fost descoperită pe 29 septembrie 1884 de un astronom austriac, Johann Palisa,la Observatorul din Viena . [2] A fost al 45-lea asteroid pe care l-a descoperit. [3] Numele Ida a fost dat asteroidului de către Moriz von Kuffner , un fabricant de bere și astronom amator vienez care a susținut observatorul omonim . [4] [5] În mitologia greacă, Ida era o nimfă cretană care a crescut zeul Zeus . [6] Ida a fost recunoscută ca membru al familiei Coronide de către Kiyotsugu Hirayama , care a propus în 1918 ca grupul să includă restul corpurilor precursoare distruse. [7]

Spectrul de reflexie al Ida a fost măsurat pe 16 septembrie 1980 de astronomii David James Tholen și Edward F. Tedesco ca parte a programului ECAS . [8] Spectrul său sa dovedit a fi același cu cel al asteroizilor de tip S. [9] [10] Multe dintre observațiile lui Ida au fost făcute în 1993 de către Observatorul Naval al Statelor Unite Flagstaff Station și de Oak Ridge Observatory . Aceste observații au îmbunătățit măsurătorile orbitei lui Ida în jurul Soarelui și au redus incertitudinea poziției sale în timpul zborului lui Galileo de la 78 la 60 km. [11]

Explorare

Traiectoria lui Galileo de la lansare până la inserarea pe orbita lui Jupiter

Zburatul lui Galileo

Ida a fost observată de nava spațială Galileo , care se îndrepta spre Jupiter în 1993. Întâlnirile sale cu asteroizii Gaspra și Ida au fost secundare misiunii de explorare a lui Jupiter . Acestea au fost alese ca ținte ca răspuns la o nouă politică a NASA care solicită tuturor celor care planifică misiuni de nave spațiale care ar traversa centura de asteroizi să ia în considerare zburători cu astfel de corpuri cerești. [12] Nicio misiune nu a încercat anterior un astfel de zbor. [13] Galileo a fost lansat pe orbită de misiunea STS-34 a Navetei Spațiale Atlantis la 18 octombrie 1989. [14] Schimbarea traiectoriei „Galileo” pentru a se apropia de Ida a necesitat un consum de 34 kg propulsor . [15] Planificatorii de misiuni au întârziat decizia de a încerca un flyby până când au fost siguri că nava spațială va avea suficient propulsor pentru a-și încheia misiunea la Jupiter. [16]

Imagini ale flyby-ului, începând cu 5,4 ore înainte de apropierea maximă și arătând rotația lui Ida

Traiectoria lui Galileo în drumul său spre Jupiter l-a dus de două ori în centura de asteroizi. În timpul celei de-a doua pase, a efectuat un flyby pe Ida pe 28 august 1993 cu o viteză de 12,4 km / s față de asteroid. [16] Imaginile de la bord au luat-o pe Ida de la o distanță de 240 350 km până la distanța minimă de 2 390 km . [6] [17] Ida a fost al doilea asteroid, după Gaspra , preluat de o navă spațială. [18] Aproximativ 95% din suprafața lui Ida a fost acoperită de filmările navei spațiale în timpul zborului. [1]

Transmiterea multor imagini ale lui Ida a fost întârziată din cauza unei defecțiuni a antenei cu câștig ridicat. [19] Primele cinci imagini au fost primite în septembrie 1993. [20] Acestea includeau un mozaic al asteroidului la o rezoluție de 31-38 m / pixel . [21] [22] Imaginile rămase au fost trimise în primăvara următoare, când vehiculul a reușit să transmită la o viteză mai mare în apropierea Pământului. [20] [23]

Descoperiri

Datele obținute din flybys-urile lui Galileo pe Gaspra și Ida și din misiunea NEAR Shoemaker au făcut posibilă pentru prima dată studierea geologiei asteroizilor. [24] Suprafața relativ mare a Idei a prezentat o gamă diversă de caracteristici geologice. [25] Descoperirea lui Dattilo, primul satelit confirmat al unui asteroid, a furnizat informații suplimentare despre compoziția lui Ida. [26]

Ida este clasificat ca un asteroid de tip S bazat pe măsurători spectroscopice la sol. [27] Compoziția asteroizilor de tip S era incertă înainte de zborurile lui Galileo ; în urma acestei misiuni s-a presupus că acestea sunt compuse din două minerale care au fost detectate în meteoriți care cad pe Pământ: condrita obișnuită și meteoritul cu piatră de fier . [28] Stabilitatea pe termen lung a orbitei lui Dattilo sugerează că densitatea Ida este mai mică de 3,2 g / cm³ . [27] Toate acestea exclud o compoziție stâncoasă de fier; dacă Ida ar fi făcute din materiale bogate în fier și nichel cu o densitate de 5 g / cm³ , ar trebui să conțină mai mult de 40% spațiu gol. [26]

Imaginile lui Galileo au dus, de asemenea, la descoperirea că eroziunea spațială are loc pe Ida, un proces care în timp provoacă o colorare mai roșie în regiunile mai vechi. [7] [29] Același proces are loc și pe Dattilo, dar arată mai puține modificări. [30] Această acțiune pe suprafața Ida a dezvăluit un alt detaliu despre compoziția sa: spectrul de reflexie al părților tocmai expuse de eroziunea de suprafață seamănă cu condrite obișnuite, dar regiunile mai vechi au un spectru similar cu cel al asteroizilor de tip S. [13]

Secțiune fără cusur a unui meteorit obișnuit de tip condrită

Ambele descoperiri - efectele vremii spațiale și densitatea redusă - au condus la o nouă înțelegere a relației dintre asteroizii de tip S și condritele obișnuite . Asteroizii de tip S sunt cele mai numeroase tipuri de asteroizi din partea interioară a centurii de asteroizi . [13] Condritele obișnuite sunt, de asemenea, cel mai comun tip de meteorit găsit pe Pământ. [13] Spectrul de reflecție măsurat prin observații la distanță ale asteroizilor de tip S , totuși, nu corespunde cu cel al condritelor obișnuite. Supravegherea „Galileo” de pe Ida ne-a permis să formulăm ipoteza că unii asteroizi de tip S, în special cei din familia Coronide , ar putea fi sursa acestor meteoriți. [30]

Caracteristici fizice

Compararea mărimii lui Ida, cu alți asteroizi, planeta pitică Ceres și Marte .

Masa Ida este cuprinsă între 3,65 și 4,99 × 10 19 kg. [31] Câmpul său gravitațional produce o accelerație de aproximativ 0,3-1,1 cm / s² pe suprafața sa. [1] Acest câmp este atât de slab încât un astronaut poziționat pe suprafața sa ar putea sări de la un capăt la altul al Idei și un obiect care se mișcă mai mult de 20 m / s ar scăpa de asteroid. [32] [33]

Imagini succesive ale rotației lui Ida.

Ida este un asteroid foarte alungit, [34] cu o suprafață neregulată, [35] [36] care seamănă cu forma unui corn . [20] Lungimea lui Ida este de 2,35 ori adâncimea sa, [34] și un fel de „sufocator central” împarte asteroidul în două părți geologice diferite. [20] Această formă comprimată este în concordanță cu ipoteza că Ida a fost format din două mari componente masive separate și că resturile au umplut spațiul dintre ele. Cu toate acestea, aceste resturi nu au fost detectate în imaginile de înaltă rezoluție luate de Galileo . [36] Deși există unele pante abrupte pe Ida cu o înclinație mai mare de 50 °, înclinarea în general nu depășește 35 °. [1] Forma neregulată a Ida este responsabilă pentru neregularitatea ridicată a câmpului gravitațional al asteroidului. [37] Accelerarea suprafeței este mai mică la capetele asteroidului datorită vitezei lor de rotație ridicate. De asemenea, este scăzut în apropierea „gâtuirii centrale”, deoarece masa asteroidului este concentrată în cele două jumătăți, adică departe de „gâtuirea” în sine. [1]

Aspectul suprafeței

Mozaic al imaginilor surprinse de Galileo cu 3,5 minute înainte de apropierea maximă

Suprafața Ida apare considerabil craterată și în cea mai mare parte gri, deși zonele neacoperite sau formate recent prezintă mici variații de culoare. [6] Lângă cratere, sunt evidente alte detalii, cum ar fi brazdele, crestele și proeminențele. Ida este acoperită de un strat gros de regolit , eliberat de resturi, care ascund roca solidă de dedesubt. Fragmentele și bolovanii de resturi mai mari se numesc blocuri de ejectare și mai multe dintre acestea au fost observate la suprafață.

Regolitul

Suprafața Ida este acoperită cu un strat de rocă pulverizată, numit regolit , pentru o grosime de 50-100 m. [20] Acest material a fost produs de impact și distribuit pe suprafața Ida prin procese geologice. [38] Observațiile lui Galileo oferă dovezi ale mișcărilor recente de regulit de-a lungul versanților. [39] Regolitul prezent pe Ida este compus din silicați precum olivină și piroxen . [40] [41] Schimbările sale în timp se datorează unui proces numit eroziune spațială . [30] Datorită acestui proces, regulitul mai vechi apare mai roșu decât materialul care a apărut recent la suprafață. [29]

Imagine Galileo a unui bloc de 150 metri lățime la 24,8 ° S, 2,8 ° E. [42]

Scufundate parțial în regulitul Ida, au fost identificate 20 de blocuri mari de ejectare cu lățimea cuprinsă între 40 și 150 m. [20] [43] Blocurile de ejectare sunt cele mai mari bucăți de regolit. [44] Deoarece se așteaptă ca blocurile de evacuare să fie distruse rapid de impacturile astronomice, se presupune că cele prezente în prezent la suprafață sunt fie recent formate, fie au apărut recent în urma impacturilor astronomice . [37] [45] Majoritatea acestor blocuri de ejectare se găsesc în craterele Lascaux și Mammoth, dar nu ar fi trebuit să provină acolo. [45] Această zonă atrage resturi datorită câmpului gravitațional neregulat al lui Ida. [37] Unele blocuri de ejectare ar fi putut fi scoase din recentul crater Azzurra de pe partea opusă a asteroidului. [46]

Structura

Multe structuri importante caracterizează suprafața Ida. Asteroidul pare a fi împărțit în două jumătăți, denumite în mod obișnuit regiunea 1 și regiunea 2 , conectate printr-un „sufocator”. [20] Această întindere ar fi putut fi umplută cu resturi sau ar putea fi rezultatul ejectării materialului de pe asteroid în urma diferitelor impacturi. [20] [47]

Regiunea 1 din Ida conține două structuri mari. Una este o creastă proeminentă lungă de 40 km, numită Townsend Dorsum, care se extinde la 150 de grade în jurul suprafeței. [48] A doua structură este Viena Regio , o depresiune mare pe suprafața Idei. [20]

Regiunea 2 are multe seturi de brazde, dintre care majoritatea au 100 de metri lățime sau mai puțin și au o lungime de până la 4 km; [20] [49] sunt situate în apropierea craterelor Mamut, Lascaux și Kartchner fără a fi conectate cu ele. Unele caneluri au fost legate de impacturile astronomice, cum ar fi un grup situat în fața Vienei Regio. [50]

Craterele

Ida este unul dintre corpurile cele mai dens craterate din sistemul solar [21] [35] , iar impacturile au fost procesul principal în sculptarea suprafeței sale. [51] Craterizarea a atins punctul de saturație, ceea ce înseamnă că noile impacturi șterg dovezile celor mai vechi, lăsând numărul total de cratere aproximativ neschimbat. [52] Suprafața este acoperită cu cratere de toate dimensiunile și toate etapele degradării, [35] variind în vârstă de la cele mai recente până la cele care datează din Ida însăși. [20] Cele mai vechi cratere dintre toate ar fi trebuit să se formeze în timpul ruperii corpurilor aparținând familiei Coronide . [30] Cel mai mare crater, Lascaux, măsoară aproape 12 km în diametru. [36] [53] Regiunea 2 conține aproape toate craterele mai mari decât 6 km în diametru, în timp ce regiunea 1 nu are deloc. [20] Unele cratere sunt aranjate în lanțuri. [22]

Fingal, un crater mare asimetric situat la 13,2 ° S, 39,9 ° E. [53]

Cele mai mari cratere au fost numite după peșterile și tunelurile de lavă ale Pământului. Craterul Albastru, de exemplu, își ia numele din peștera scufundată a insulei Capri cunoscută sub numele de Grota Albastră . [54] Azzurra pare a fi rezultatul celui mai recent impact asupra Ida. [43] Blocurile de ejectare care sunt derivate din această coliziune sunt distribuite discontinuu pe suprafața Ida [29] și sunt responsabile pentru variațiile la scară largă ale culorii și albedului suprafeței. [55] O excepție de la morfologia craterelor este recentul Fingal, un crater asimetric care, pe o parte, are o limită ascuțită între fund și pereți. [56] Un alt crater semnificativ este Afon, care marchează meridianul Ida. [57]

Craterele au o structură simplă: sunt în formă de bol, fără o bază plată și fără vârfuri centrale. [56] Sunt distribuite uniform pe Ida, cu excepția unei zone la nord de craterul Choukoutien, care este mai plată și mai puțin craterată. [58] Ejectele sculptate în impact sunt depuse diferit de planete datorită rotației rapide, gravitației reduse și formei neregulate. [34] Păturile Ejecta se poziționează asimetric în jurul craterelor lor, cu excepția celor împușcate cu o viteză suficient de rapidă pentru a scăpa de asteroid, care în acest caz se pierd definitiv. [59]

Compoziţie

Ida este clasificat ca un asteroid de tip S bazat pe similaritatea spectrului său de reflexie cu cel al asteroizilor similari. [28] Asteroizii de acest tip își împărtășesc compoziția cu cea a meteoriților de piatră-fier sau a condritei . [28] Compoziția internă nu a fost analizată direct, dar se presupune că este similară cu materialele conținute în condrite pe baza observațiilor variațiilor de culoare ale suprafeței și a densității sale aparente de 2,27- 3,10 g / cm³ . [30] [60] Condritele conțin cantități diferite de silicați, cum ar fi olivină și piroxen , fier și feldspat . [61] Olivina și piroxena au fost detectate pe Ida de Galileo . [40] Conținutul de minerale pare a fi omogen pe toată întinderea sa. Galileo a detectat, de asemenea, variații minime la suprafață, iar rotația asteroidului indică o densitate uniformă. [62] [63] Presupunând că compoziția sa este similară cu cea a condritelor, a căror densitate variază de la 3,48 la 3,64 g / cm³ , Ida ar avea o porozitate de 11 până la 42%. [60]

Interiorul Idei conține probabil cantități de rocă de impact sau fractură, numită megaregolit . Stratul de megaregolit Ida se extinde de la sute de metri la câțiva kilometri sub suprafață. Este posibil ca unele roci din interiorul Idei să fi crăpat sub craterele mari Mamut, Lascaux și Undara. [63]

Orbită și rotație

Orbita și poziția Ida și a cinci planete pe 9 martie 2009.

Ida face parte din familia Coronide a centurii principale . [7] Ida orbitează Soarele la o distanță medie de 2.862 au ( 428,1 × 10 6 km ), între orbita lui Marte și cea a lui Jupiter . [40] [64] Perioada sa de revoluție este de 4.81089 ani. [64]

Perioada de rotație a Ida este de 4,63 ore, [34] [65] făcându-l unul dintre asteroizii cu cea mai rapidă rotire până în prezent. [66] Momentul maxim de inerție calculat pentru un obiect cu densitate uniformă și aceeași formă ca Ida, coincide cu axa de rotație a asteroidului. Acest lucru sugerează că nu există variații mari de densitate în interiorul asteroidului. [50] Axa de rotație Ida are o perioadă de precesiune de 77 mii de ani, datorită gravitației Soarelui care acționează asupra formei non-sferice a asteroidului. [67]

Origine

Ida a provenit din fractura unui corp de aproximativ 120 km în diametru care a dat naștere familiei Coronide. [65] Asteroidul părinte a fost ușor diferit, cu metale mai grele împrăștiate prin nucleu. [68] Nu este sigur cât timp a avut loc evenimentul. Conform unei analize a procesului de craterare Ida, suprafața sa datează de mai bine de un miliard de ani. [68] Cu toate acestea, acest lucru este în contrast cu vârsta estimată a sistemului Ida-Dattilo, care este mai mică de 100 de milioane de ani; [69] Datorită dimensiunilor reduse, este puțin probabil ca Dattilo să fi scăpat de distrugerea coliziunii atât de mult timp. Diferența de vârstă estimată ar putea fi explicată printr-o creștere a ratei craterelor din resturile rezultate din distrugerea corpului de origine al Coronidae. [70]

Tastați-l

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: 243 I Dattilo .
Cea mai înaltă rezoluție a imaginii lui Dattilo, realizată de Galileo la o distanță de aprox 3 900 km

Un mic satelit numit Dattilo orbitează în jurul Idei. Numele său oficial este (243) Ida I Dattilo și a fost descoperit de nava spațială Galileo în timpul zborului său în 1993. Aceste imagini au furnizat prima confirmare directă a unui satelit asteroid . [26] La acea vreme, Dattilo se afla la 90 km distanță de Ida și orbita într- un mod prograd . Suprafața lui Dattilo este puternic craterată, ca și Ida, și este compusă din materiale similare. Originea sa este incertă, dar datele de flyby sugerează că este un fragment din corpul de origine al Coronidae.

Descoperire

Dattilo a fost descoperit pe 17 februarie 1994 de Ann Harch , membru al misiunii Galileo , în timp ce examina imagini descărcate de pe nava spațială. [40] Galileo a realizat 47 de imagini cu Dattilo într-o perioadă de observație de 5,5 ore în august 1993. [71] Sonda a fost localizată la o distanță de 10 760 km de Ida [72] și di 10 870 de la Dattilo când, cu 14 minute înainte de cea mai apropiată apropiere de asteroid, a făcut prima fotografie a lui Dattilo. [73]

Dattilo a fost numit inițial 1993 (243) 1. [72] [74] Numele actual i-a fost atribuit de Uniunea Astronomică Internațională în 1994, [74] de mitologii Dactyls care au locuit pe Muntele Ida de pe Insula Cretei . [75] [76]

Caracteristici fizice

Dattilo este „în formă de ou”, [26] dar „remarcabil sferic” [75] și măsoară 1,6 × 1,4 × 1,2 km³ [26] și cea mai lungă axă este orientată spre Ida. [26] Suprafața lui Dattilo, ca și cea a lui Ida, prezintă craterizare saturată. [26] Suprafața este marcată de mai mult de o duzină de cratere cu un diametru mai mare de 80 m, indicând faptul că luna mică a suferit multe coliziuni în timpul istoriei sale. [6] Cel puțin șase cratere formează un lanț liniar, sugerând că acestea au fost cauzate de resturi formate local, posibil evacuate de Ida. [26] Craterele lui Dattilo pot conține vârfuri centrale, spre deosebire de Ida. [77] Acest detaliu, împreună cu forma sferoidă a lui Dattilo, implică faptul că luna, în ciuda dimensiunilor mici, este controlată gravitațional. [77] La fel ca Ida, temperatura sa medie este de aproximativ 200 K ( −73 ° C ). [40]

Dattilo împarte multe funcții cu Ida. De exemplu, spectrele lor de albedo și reflexie sunt foarte asemănătoare. [78] Micile diferențe indică faptul că procesul de eroziune spațială pe Dattilo este mai puțin activ. [30] Mărimea sa mică ar face imposibilă formarea regulitului în cantități semnificative. [30] [72] În schimb, Ida este acoperit cu un strat profund de regolit.

Orbită

Diagrama potențialelor orbite ale lui Dattilo în jurul Idei.

Orbita lui Dattilo în jurul Ida nu este cunoscută cu exactitate. Galileo se afla în planul orbital al lui Dattilo când și-a luat majoritatea imaginilor și acest lucru a făcut dificilă determinarea orbitei sale exact. [27] Orbita lui Dattilo are o direcție progradală [79] și este înclinată cu 8 ° față de ecuatorul lui Ida. [71] Pe baza simulărilor pe computer, periapsisul lui Dattilo ar trebui să fie la mai mult de 65 km distanță de Ida pentru a rămâne pe o orbită stabilă. [80] Diferitele soluții orbitale generate de simulări găsesc o limită în nevoia de a avea o orbită care trece prin punctele în care a fost prezentă când a fost observată de Galileo la 16:52:05 UT la 28 august 1993, aproximativ 90 km distanță de Ida la o longitudine de 85 °. [81] [82] La 26 aprilie 1994, telescopul spațial Hubble a observat Ida timp de opt ore, dar nu a putut să îl localizeze pe Dattilo. Detectarea ar fi fost posibilă dacă luna ar fi fost la o distanță mai mare decât 700 km de Ida. [27]

Presupunând că orbita sa în jurul lui Ida este circulară, Dattilo are o perioadă orbitală de 20 de ore. [78] Viteza sa orbitală este de aproximativ 10 m / s, „aproximativ viteza unei curse rapide sau a unui baseball cu aruncare lentă”. [27]

Vârsta și originea

Dattilo ar fi trebuit să provină în același timp cu Ida, [83] din distrugerea elementului strămoș al corpurilor familiei Coronid. [45] Totuși, s-ar fi putut forma și mai recent, poate sub forma unei ejecții dintr-un impact uriaș cu Ida. [84] Este extrem de puțin probabil ca acesta să fi fost capturat de Ida. [73] Este posibil ca Dattilo să fi suferit un impact uriaș în urmă cu aproximativ 100 de milioane de ani, ceea ce i-a redus dimensiunea. [68]

Notă

  1. ^ a b c d e Thomas, Belton, Carcich și Chapman
  2. ^ Ridpath , p. 206
  3. ^ Rahab
  4. ^ Schmadel , p. 36
  5. ^ Berger , p. 241
  6. ^ a b c d NASA
  7. ^ a b c Chapman , p. 700
  8. ^ Zellner, Tholen și Tedesco , pp. 357, 373
  9. ^ Zellner, Tholen și Tedesco , p. 404

    "Familia Eos și Coronide ... sunt în întregime de tip S, ceea ce este rar la distanțele lor heliocentrice ..."

  10. ^ Zellner, Tholen și Tedesco , p. 410
  11. ^ Owen și Yeomans , p. 2295
  12. ^ D'Amario, Bright and Wolf , p. 26
  13. ^ a b c d Chapman , p. 699
  14. ^ D'Amario, Bright and Wolf , p. 24
  15. ^ D'Amario, Bright and Wolf , p. 72
  16. ^ a b D'Amario, Bright and Wolf , p. 36
  17. ^ Sullivan, Greeley, Pappalardo și Asphaug , p. 120
  18. ^ Cowen , p. 215

    «Aproape o lună după o sesiune foto de succes, nava Galileo săptămâna trecută a terminat de transmis pe Pământ un portret de înaltă rezoluție al celui de-al doilea asteroid care a fost vreodată imaginat din spațiu. Cunoscut sub numele de 243 Ida, asteroidul a fost fotografiat de la o distanță medie de doar 3.400 de kilometri, cu aproximativ 3,5 minute înainte de cea mai apropiată abordare a lui Galileo, pe 28 august. "

  19. ^ Chapman , p. 358
  20. ^ a b c d e f g h i j k l Chapman , p. 707
  21. ^ a b Chapman, Belton, Veverka și Neukum , p. 237
  22. ^ a b Greeley, Sullivan, Pappalardo și Veverka , p. 469
  23. ^ Monet, Stone, Monet și Dahn , p. 2293
  24. ^ Geissler, Petit și Greenberg , p. 57
  25. ^ Chapman, Belton, Veverka și Neukum , p. 238
  26. ^ a b c d e f g h Chapman , p. 709
  27. ^ a b c d și Byrnes și D'Amario
  28. ^ a b c Wilson, Keil și Love , p. 479
  29. ^ a b c Chapman , p. 710
  30. ^ a b c d e f g Chapman , p. 496
  31. ^ Petit, Durda, Greenberg și Hurford , pp. 179-180
  32. ^ Geissler, Petit, Durda și Greenberg , p. 142
  33. ^ Lee, Veverka, Thomas și Helfenstein , p. 99
  34. ^ a b c d Geissler, Petit și Greenberg , p. 58
  35. ^ a b c Chapman , p. 363
  36. ^ a b c Bottke, Cellino, Paolicchi și Binzel , p. 10
  37. ^ a b c Cowen
  38. ^ Lee, Veverka, Thomas și Helfenstein , p. 96
  39. ^ Greeley, Sullivan, Pappalardo și Veverka , p. 470
  40. ^ a b c d e Holm
  41. ^ Chapman , p. 701
  42. ^ Lee, Veverka, Thomas și Helfenstein , p. 90
  43. ^ a b Geissler, Petit, Durda și Greenberg , p. 141
  44. ^ Sullivan, Greeley, Pappalardo și Asphaug , p. 132
  45. ^ a b c Lee, Veverka, Thomas și Helfenstein , p. 97
  46. ^ Stooke , p. 132
  47. ^ Stooke , p. 1385
  48. ^ Sárneczky și Kereszturi
  49. ^ Sullivan, Greeley, Pappalardo și Asphaug , p. 131
  50. ^ a b Thomas și Prockter
  51. ^ Geissler, Petit și Greenberg , pp. 57–58
  52. ^ Chapman , pp. 707-708
  53. ^ a b USGS
  54. ^ Greeley și Batson , p. 393
  55. ^ Bottke, Cellino, Paolicchi și Binzel , p. 9
  56. ^ a b Sullivan, Greeley, Pappalardo și Asphaug , p. 124
  57. ^ Seidelmann, Archinal, A'hearn și Conrad , p. 171
  58. ^ Sullivan, Greeley, Pappalardo și Asphaug , p. 128
  59. ^ Geissler, Petit, Durda și Greenberg , p. 155
  60. ^ a b Wilson, Keil și Love , p. 480
  61. ^ Lewis , p. 89

    «Condritele se împart în mod natural în 5 clase de compoziție, dintre care 3 conțin minerale foarte asemănătoare, dar proporții diferite de metal și silicați. Toate cele trei conțin fier abundent în trei forme diferite (oxid feros în silicați, fier metalic și sulfură de fier), dar de obicei toate cele trei au suficient fier pentru a fi clasificate ca minerale. Toate cele trei conțin feldspat (un aluminosilicat de calciu , sodiu și potasiu ), piroxen (silicați cu un atom de siliciu pentru fiecare atom de magneziu, fier sau calciu), olivină (silicați cu doi atomi de fier sau magneziu pentru fiecare atom de siliciu) , fier metalic și sulfură de fier ( troilită ). Aceste trei clase, care sunt denumite colectiv condrite, conțin cantități diferite de metal. "

  62. ^ Thomas e Prockter , p. 21
  63. ^ a b Sullivan, Greeley, Pappalardo e Asphaug , p. 135
  64. ^ a b JPL
  65. ^ a b Vokrouhlicky, Nesvorny e Bottke , p. 147
  66. ^ Greenberg, Bottke, Nolan e Geissler , p. 107
  67. ^ Slivan , p. 134
  68. ^ a b c Greenberg, Bottke, Nolan e Geissler , p. 117
  69. ^ Hurford e Greenberg , p. 1595
  70. ^ Carroll e Ostlie , p. 878
  71. ^ a b Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 177
  72. ^ a b c Belton e Carlson
  73. ^ a b Mason , p. 108
  74. ^ a b Green
  75. ^ a b Schmadel , p. 37
  76. ^ Pausanias

    «Quando nacque Zeus, Rea affidò la difesa di suo figlio ai Dattili di Ida, vale a dire i Cureti. Essi venivano da Ida dell'Isola di Creta ei loro nomi erano. Heracles, Paeonaeus, Epimedes, Iasius e Idas.»

  77. ^ a b Asphaug, Ryan e Zuber , p. 463
  78. ^ a b Chapman, Klaasen, Belton e Veverka , p. 455
  79. ^ Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 179
  80. ^ Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 195
  81. ^ Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 188
  82. ^ Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 193
  83. ^ Greenberg, Bottke, Nolan e Geissler , p. 116
  84. ^ Petit, Durda, Greenberg e Hurford , p. 182

Bibliografia

Articoli tratti da riviste
Libri
Altro

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
L'asteroide 4 Vesta

Precedente: 242 Kriemhild Successivo: 244 Sita
Satelliti: 243 I Dattilo


Pianeti nani CererePlutoidi : Plutone ( ) · Haumea ( ) · Makemake ( ) · Eris ( )
Raggruppamenti asteroidali VulcanoidiNEA ( Apollo · Aten · Amor ) • Fascia principale • Planetosecanti ( Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno ) • Troiani ( della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno ) • CentauriTNO ( Fascia di KuiperPlutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso ) • Gruppi e famiglie ( Famiglie collisionali )
Classi spettrali Tholen : B · F · G · C · S · X · M · E · P · A · D · T · Q · R · VSMASS : C · B · S · A · Q · R · K · L · X · T · D · Ld · O · V
Altro Asteroidi principaliLista completaSatelliti asteroidaliAsteroidi binariFamiglie asteroidali
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh2007003500
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare