243 Ida es un asteroide de la familia Koronis del cinturón de asteroides . Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austríaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena y recibió su nombre de una ninfa de la mitología griega . Observaciones telescópicas posteriores categorizaron a Ida como un asteroide de tipo S , el tipo más numeroso en el cinturón de asteroides interior. El 28 de agosto de 1993, Ida fue visitado por la nave espacial no tripulada Galileo mientras se dirigía a Júpiter . Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial y el primero que se descubrió que tenía un satélite natural.
La órbita de Ida se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter, como todos los asteroides del cinturón principal. Su período orbital es de 4,84 años y su período de rotación es de 4,63 horas. Ida tiene un diámetro promedio de 31,4 km (19,5 mi). Tiene forma irregular y alargada, aparentemente compuesta por dos objetos grandes conectados entre sí. Su superficie es una de las más craterizadas del Sistema Solar, con una amplia variedad de tamaños y edades de cráteres.
La luna de Ida, Dactyl, fue descubierta por la miembro de la misión Ann Harch en imágenes obtenidas de la misión Galileo . Recibió su nombre de los Dactyls , criaturas que habitaban el monte Ida en la mitología griega. Dactyl tiene solo 1,4 kilómetros (0,87 millas) de diámetro, aproximadamente 1/20 del tamaño de Ida. Su órbita alrededor de Ida no se pudo determinar con mucha precisión, pero las limitaciones de las posibles órbitas permitieron una determinación aproximada de la densidad de Ida y revelaron que carece de minerales metálicos. Dactyl e Ida comparten muchas características, lo que sugiere un origen común.
Las imágenes obtenidas por Galileo y la posterior medición de la masa de Ida proporcionaron nuevos conocimientos sobre la geología de los asteroides de tipo S. Antes del sobrevuelo de Galileo , se habían propuesto muchas teorías diferentes para explicar su composición mineral. Determinar su composición permite establecer una correlación entre los meteoritos que caen a la Tierra y su origen en el cinturón de asteroides. Los datos obtenidos durante el sobrevuelo apuntaron a los asteroides de tipo S como la fuente de los meteoritos de condrita ordinarios , el tipo más común que se encuentra en la superficie de la Tierra.
Ida fue descubierta el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austríaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena . [13] Fue su 45.º descubrimiento de asteroides. [1] Ida fue bautizada así por Moriz von Kuffner , un cervecero vienés y astrónomo aficionado. [14] [15] En la mitología griega , Ida era una ninfa de Creta que crió al dios Zeus . [16] Ida fue reconocida como miembro de la familia Koronis por Kiyotsugu Hirayama , quien propuso en 1918 que el grupo comprendía los restos de un cuerpo precursor destruido. [17]
El espectro de reflexión de Ida fue medido el 16 de septiembre de 1980 por los astrónomos David J. Tholen y Edward F. Tedesco como parte del estudio de asteroides de ocho colores (ECAS). [18] Su espectro coincidió con el de los asteroides de tipo S. [19] [20] A principios de 1993, el Observatorio Naval de los Estados Unidos en Flagstaff y el Observatorio Oak Ridge realizaron muchas observaciones de Ida . Estas mejoraron la medición de la órbita de Ida alrededor del Sol y redujeron la incertidumbre de su posición durante el sobrevuelo de Galileo de 78 a 60 km (48 a 37 mi). [21]
En 1993, la sonda espacial Galileo visitó Ida con destino a Júpiter . Sus encuentros con los asteroides Gaspra e Ida fueron secundarios a la misión a Júpiter. Estos fueron seleccionados como objetivos en respuesta a una nueva política de la NASA que ordenaba a los planificadores de misiones considerar sobrevuelos de asteroides para todas las naves espaciales que cruzaran el cinturón. [22] Ninguna misión anterior había intentado un sobrevuelo de este tipo. [23] Galileo fue puesta en órbita por la misión STS-34 del transbordador espacial Atlantis el 18 de octubre de 1989. [24] Cambiar la trayectoria de Galileo para acercarse a Ida requirió que consumiera 34 kg (75 lb) de combustible . [25] Los planificadores de la misión retrasaron la decisión de intentar un sobrevuelo hasta que estuvieron seguros de que esto dejaría a la nave espacial suficiente combustible para completar su misión a Júpiter. [26]
La trayectoria de Galileo la llevó a atravesar el cinturón de asteroides dos veces en su camino hacia Júpiter. Durante su segundo cruce, pasó por Ida el 28 de agosto de 1993 a una velocidad de 12.400 m/s (41.000 pies/s) en relación con el asteroide. [26] El generador de imágenes a bordo observó a Ida desde una distancia de 240.350 km (149.350 mi) hasta su aproximación más cercana de 2.390 km (1.490 mi). [16] [27] Ida fue el segundo asteroide, después de Gaspra, en ser fotografiado por una nave espacial. [28] Aproximadamente el 95% de la superficie de Ida quedó a la vista de la sonda durante el sobrevuelo. [9]
La transmisión de muchas imágenes de Ida se retrasó debido a una falla permanente en la antena de alta ganancia de la nave espacial . [29] Las primeras cinco imágenes se recibieron en septiembre de 1993. [30] Estas comprendían un mosaico de alta resolución del asteroide con una resolución de 31–38 m/ píxel . [31] [32] Las imágenes restantes se enviaron en febrero de 1994, [3] cuando la proximidad de la nave espacial a la Tierra permitió transmisiones a mayor velocidad. [30] [33]
Los datos obtenidos de los sobrevuelos de Gaspra e Ida por Galileo y de la posterior misión NEAR Shoemaker permitieron el primer estudio de la geología de los asteroides . [34] La superficie relativamente grande de Ida exhibió una amplia gama de características geológicas. [35] El descubrimiento de la luna de Ida, Dactyl , el primer satélite confirmado de un asteroide, proporcionó información adicional sobre la composición de Ida. [36]
Ida está clasificado como un asteroide de tipo S según mediciones espectroscópicas realizadas desde tierra . [37] La composición de los tipos S era incierta antes de los sobrevuelos de Galileo , pero se interpretó que se trataba de uno de los dos minerales encontrados en los meteoritos que habían caído a la Tierra: condrita ordinaria (OC) y hierro pétreo . [12] Las estimaciones de la densidad de Ida están limitadas a menos de 3,2 g/cm 3 por la estabilidad a largo plazo de la órbita de Dactyl. [37] Esto prácticamente descarta una composición de hierro pétreo; si Ida estuviera hecha de material rico en hierro y níquel de 5 g/cm 3 , tendría que contener más del 40% de espacio vacío. [36]
Las imágenes de Galileo también llevaron al descubrimiento de que en Ida se estaba produciendo una erosión espacial , un proceso que hace que las regiones más antiguas adquieran un color más rojizo con el tiempo. [17] [38] El mismo proceso afecta tanto a Ida como a su luna, aunque Dactyl muestra un cambio menor. [39] La erosión de la superficie de Ida reveló otro detalle sobre su composición: los espectros de reflexión de las partes recién expuestas de la superficie se parecían a los de los meteoritos OC, pero las regiones más antiguas coincidían con los espectros de los asteroides de tipo S. [23]
Ambos descubrimientos (los efectos de la erosión espacial y la baja densidad) permitieron comprender mejor la relación entre los asteroides de tipo S y los meteoritos OC. Los de tipo S son el tipo de asteroide más numeroso en la parte interior del cinturón de asteroides. [23] Los meteoritos OC son, asimismo, el tipo de meteorito más común que se encuentra en la superficie de la Tierra. [23] Sin embargo, los espectros de reflexión medidos mediante observaciones remotas de asteroides de tipo S no coincidían con los de los meteoritos OC. El sobrevuelo de Ida por Galileo descubrió que algunos de tipo S, en particular la familia Koronis, podrían ser la fuente de estos meteoritos. [39]
La masa de Ida está entre 3,65 y 4,99 × 10 16 kg. [40] Su campo gravitatorio produce una aceleración de aproximadamente 0,3 a 1,1 cm/s2 sobre su superficie. [9] Este campo es tan débil que un astronauta que se encuentre sobre su superficie podría saltar de un extremo de Ida al otro, y un objeto que se mueva a más de 20 m/s (70 ft/s) podría escapar completamente del asteroide. [41] [42]
Ida es un asteroide claramente alargado, [43] con una superficie irregular. [44] [45] Ida tiene 2,35 veces más largo que ancho, [43] y una "cintura" lo separa en dos mitades geológicamente diferentes. [30] Esta forma estrecha es consistente con que Ida esté formada por dos grandes componentes sólidos, con escombros sueltos llenando el espacio entre ellos. Sin embargo, no se observaron tales escombros en las imágenes de alta resolución capturadas por Galileo . [45] Aunque hay algunas pendientes pronunciadas que se inclinan hasta aproximadamente 50° en Ida, la pendiente generalmente no excede los 35°. [9] La forma irregular de Ida es responsable del campo gravitatorio muy desigual del asteroide. [46] La aceleración de la superficie es más baja en las extremidades debido a su alta velocidad de rotación. También es baja cerca de la "cintura" porque la masa del asteroide está concentrada en las dos mitades, lejos de esta ubicación. [9]
La superficie de Ida parece estar llena de cráteres y ser mayoritariamente gris, aunque pequeñas variaciones de color marcan áreas recién formadas o descubiertas. [16] Además de los cráteres, otras características son evidentes, como surcos, crestas y protuberancias. Ida está cubierta por una gruesa capa de regolito , escombros sueltos que oscurecen la roca sólida debajo. Los fragmentos de escombros más grandes, del tamaño de una roca, se denominan bloques de eyección , varios de los cuales se han observado en la superficie.
La superficie de Ida está cubierta por un manto de roca pulverizada, llamada regolito , de unos 50 a 100 m (160 a 330 pies) de espesor. [30] Este material se produce en eventos de impacto y se redistribuye a través de la superficie de Ida por procesos geológicos. [47] Galileo observó evidencia de un reciente movimiento descendente del regolito . [48]
El regolito de Ida está compuesto por los minerales de silicato olivino y piroxeno . [3] [49] Su apariencia cambia con el tiempo a través de un proceso llamado erosión espacial . [39] Debido a este proceso, el regolito más antiguo parece de un color más rojo en comparación con el material recién expuesto. [38]
Se han identificado unos 20 grandes bloques de eyección (de 40 a 150 m de diámetro) incrustados en el regolito de Ida. [30] [51] Los bloques de eyección constituyen las piezas más grandes del regolito. [52] Debido a que se espera que los bloques de eyección se descompongan rápidamente por eventos de impacto, los presentes en la superficie deben haberse formado recientemente o haber sido descubiertos por un evento de impacto. [46] [53] La mayoría de ellos se encuentran dentro de los cráteres Lascaux y Mammoth, pero es posible que no se hayan producido allí. [53] Esta área atrae escombros debido al campo gravitacional irregular de Ida. [46] Algunos bloques pueden haber sido expulsados del joven cráter Azzurra en el lado opuesto del asteroide. [54]
Varias estructuras importantes marcan la superficie de Ida. El asteroide parece estar dividido en dos mitades, aquí denominadas región 1 y región 2 , conectadas por una "cintura". [30] Esta característica puede haber sido rellenada por escombros o haber sido arrancada del asteroide por impactos. [30] [54]
La región 1 de Ida contiene dos estructuras importantes. Una es una prominente cresta de 40 km (25 mi) llamada Townsend Dorsum que se extiende 150 grados alrededor de la superficie de Ida. [55] La otra estructura es una gran hendidura llamada Vienna Regio . [30]
La región 2 de Ida presenta varios conjuntos de surcos, la mayoría de los cuales tienen 100 m (330 pies) de ancho o menos y hasta 4 km (2,5 mi) de largo. [30] [56] Están ubicados cerca de los cráteres Mammoth, Lascaux y Kartchner, pero no están conectados con ellos. [52] Algunos surcos están relacionados con eventos de impacto importantes, por ejemplo, un conjunto frente a Vienna Regio. [57]
Ida es uno de los cuerpos con más cráteres explorados hasta ahora en el Sistema Solar, [31] [44] y los impactos han sido el proceso principal que ha dado forma a su superficie. [58] La craterización ha alcanzado el punto de saturación, lo que significa que los nuevos impactos borran la evidencia de los antiguos, dejando el recuento total de cráteres aproximadamente igual. [59] Está cubierto de cráteres de todos los tamaños y etapas de degradación, [44] y cuya edad varía desde reciente hasta tan antiguo como el propio Ida. [30] El más antiguo puede haberse formado durante la ruptura del cuerpo padre de la familia Koronis . [39] El cráter más grande, Lascaux, tiene casi 12 km (7,5 mi) de ancho. [45] [60] La Región 2 contiene casi todos los cráteres de más de 6 km (3,7 mi) de diámetro, pero la Región 1 no tiene cráteres grandes en absoluto. [30] Algunos cráteres están dispuestos en cadenas. [32]
Los principales cráteres de Ida reciben su nombre de cuevas y tubos de lava de la Tierra. El cráter Azzurra, por ejemplo, recibe su nombre de una cueva sumergida en la isla de Capri , también conocida como la Gruta Azul . [61] Azzurra parece ser el impacto importante más reciente en Ida. [51] La eyección de esta colisión se distribuye de forma discontinua sobre Ida [38] y es responsable de las variaciones de color y albedo a gran escala en su superficie. [62] Una excepción a la morfología del cráter es el cráter asimétrico Fingal, que tiene un límite nítido entre el suelo y la pared en un lado. [63] Otro cráter significativo es Afon, que marca el meridiano principal de Ida . [11]
Los cráteres tienen una estructura simple: tienen forma de cuenco sin fondo plano ni picos centrales. [63] Están distribuidos uniformemente alrededor de Ida, a excepción de una protuberancia al norte del cráter Choukoutien que es más lisa y tiene menos cráteres. [64] La eyección excavada por los impactos se deposita de manera diferente en Ida que en los planetas debido a su rápida rotación, baja gravedad y forma irregular. [43] Las capas de eyección se depositan asimétricamente alrededor de sus cráteres, pero la eyección de rápido movimiento que escapa del asteroide se pierde permanentemente. [65]
Ida fue clasificado como un asteroide de tipo S basándose en la similitud de sus espectros de reflectancia con asteroides similares. [12] Los tipos S pueden compartir su composición con meteoritos de hierro pétreo o condrita ordinaria (OC). [12] La composición del interior no ha sido analizada directamente, pero se supone que es similar al material OC basándose en los cambios de color de la superficie observados y la densidad aparente de Ida de 2,27-3,10 g/cm 3 . [39] [66] Los meteoritos OC contienen cantidades variables de los silicatos olivino y piroxeno , hierro y feldespato . [67] Galileo detectó olivino y piroxeno en Ida . [3] El contenido mineral parece ser homogéneo en toda su extensión. Galileo encontró variaciones mínimas en la superficie y el giro del asteroide indica una densidad constante. [68] [69] Suponiendo que su composición es similar a la de los meteoritos OC, cuya densidad varía entre 3,48 y 3,64 g/cm 3 , Ida tendría una porosidad del 11-42%. [66]
El interior de Ida probablemente contiene cierta cantidad de roca fracturada por impacto, llamada megaregolito . La capa de megaregolito de Ida se extiende desde cientos de metros por debajo de la superficie hasta unos pocos kilómetros. Es posible que parte de la roca del núcleo de Ida se haya fracturado debajo de los grandes cráteres Mammoth, Lascaux y Undara. [69]
Ida es un miembro de la familia Koronis de asteroides del cinturón de asteroides . [17] Ida orbita el Sol a una distancia promedio de 2,862 UA (428,1 Gm), entre las órbitas de Marte y Júpiter . [3] [5] Ida tarda 4,84089 años en completar una órbita. [5]
Ida gira en dirección retrógrada con un período de rotación de 4,63 horas (aproximadamente 5 horas). [10] [43] [11] El momento de inercia máximo calculado de un objeto uniformemente denso con la misma forma que Ida coincide con el eje de rotación del asteroide. Esto sugiere que no hay grandes variaciones de densidad dentro del asteroide. [57] El eje de rotación de Ida precesa con un período de 77 mil años, debido a la gravedad del Sol que actúa sobre la forma no esférica del asteroide. [70]
Ida se originó en la ruptura del cuerpo progenitor Koronis de aproximadamente 120 km (75 mi) de diámetro. [10] El asteroide progenitor se había diferenciado parcialmente, con metales más pesados migrando al núcleo. [71] Ida se llevó cantidades insignificantes de este material del núcleo. [71] No se sabe con certeza cuánto tiempo hace que ocurrió el evento de ruptura. Según un análisis de los procesos de craterización de Ida, su superficie tiene más de mil millones de años. [71] Sin embargo, esto es inconsistente con la edad estimada del sistema Ida-Dactyl de menos de 100 millones de años; [72] es poco probable que Dactyl, debido a su pequeño tamaño, pudiera haber escapado a ser destruido en una colisión importante durante más tiempo. La diferencia en las estimaciones de edad puede explicarse por una mayor tasa de craterización a partir de los escombros de la destrucción del cuerpo progenitor Koronis. [73]
Ida tiene una luna llamada Dactyl, designación oficial (243) Ida I Dactyl . Fue descubierta en imágenes tomadas por la nave espacial Galileo durante su sobrevuelo en 1993. Estas imágenes proporcionaron la primera confirmación directa de una luna de asteroide. [36] En ese momento, estaba separada de Ida por una distancia de 90 kilómetros (56 mi), moviéndose en una órbita prograda . Dactyl está muy lleno de cráteres, como Ida, y consta de materiales similares. Su origen es incierto, pero la evidencia del sobrevuelo sugiere que se originó como un fragmento del cuerpo padre Koronis.
Dactyl fue encontrada el 17 de febrero de 1994 por Ann Harch, miembro de la misión Galileo , mientras examinaba imágenes descargadas con retraso desde la nave espacial. [3] Galileo registró 47 imágenes de Dactyl durante un período de observación de 5,5 horas en agosto de 1993. [76] La nave espacial estaba a 10.760 kilómetros (6.690 millas) de Ida [77] y a 10.870 kilómetros (6.750 millas) de Dactyl cuando se capturó la primera imagen de la luna, 14 minutos antes de que Galileo hiciera su aproximación más cercana. [78]
Dactyl fue designado inicialmente en 1993 (243) 1. [77] [79] Fue nombrado por la Unión Astronómica Internacional en 1994, [79] en honor a los dáctilos mitológicos que habitaban el Monte Ida en la isla de Creta. [80] [81]
Dactyl es un objeto "con forma de huevo" [36] pero "notablemente esférico" [80] que mide 1,6 por 1,4 por 1,2 kilómetros (0,99 por 0,87 por 0,75 mi). [36] Está orientado con su eje más largo apuntando hacia Ida. [36] Al igual que Ida, la superficie de Dactyl exhibe cráteres de saturación. [36] Está marcada por más de una docena de cráteres con un diámetro mayor a 80 m (260 pies), lo que indica que la luna ha sufrido muchas colisiones durante su historia. [16] Al menos seis cráteres forman una cadena lineal, lo que sugiere que fue causada por escombros producidos localmente, posiblemente expulsados de Ida. [36] Los cráteres de Dactyl pueden contener picos centrales, a diferencia de los encontrados en Ida. [82] Estas características, y la forma esferoidal de Dactyl , implican que la luna está controlada gravitacionalmente a pesar de su pequeño tamaño. [82] Al igual que Ida, su temperatura promedio es de aproximadamente 200 K (−73 °C; −100 °F). [3]
Dactyl comparte muchas características con Ida. Sus albedos y espectros de reflexión son muy similares. [83] Las pequeñas diferencias indican que el proceso de erosión espacial es menos activo en Dactyl. [39] Su pequeño tamaño haría imposible la formación de cantidades significativas de regolito . [39] [77] Esto contrasta con Ida, que está cubierta por una capa profunda de regolito.
Los dos cráteres más grandes de los que se han hecho imágenes en Dactyl se denominaron Acmon / ˈ æ k m ə n / y Celmis / ˈ s ɛ l m ɪ s / , en honor a dos de los dáctilos mitológicos. Acmon es el cráter más grande de la imagen de arriba, y Celmis está cerca de la parte inferior de la imagen, mayormente oscurecido por la sombra. Los cráteres tienen 300 y 200 metros de diámetro, respectivamente. [84]
La órbita de Dactyl alrededor de Ida no se conoce con precisión. Galileo estaba en el plano de la órbita de Dactyl cuando se tomaron la mayoría de las imágenes, lo que dificultó la determinación de su órbita exacta. [37] Dactyl orbita en la dirección prograda [85] y está inclinado unos 8° con respecto al ecuador de Ida. [76] Según simulaciones por computadora, el pericentro de Dactyl debe estar a más de 65 km (40 mi) de Ida para que permanezca en una órbita estable. [86] El rango de órbitas generadas por las simulaciones se redujo por la necesidad de que las órbitas pasaran por puntos en los que Galileo observó que Dactyl estaba a las 16:52:05 UT del 28 de agosto de 1993, a unos 90 km (56 mi) de Ida en la longitud 85°. [87] [88] El 26 de abril de 1994, el telescopio espacial Hubble observó Ida durante ocho horas y no pudo detectar a Dactyl. Habría podido observarlo si se encontrara a más de 700 km (430 mi) de Ida. [37]
Si estuviera en una órbita circular a la distancia a la que fue visto, el período orbital de Dactyl sería de aproximadamente 20 horas. [83] Su velocidad orbital es de aproximadamente 10 m/s (33 pies/s), "aproximadamente la velocidad de una carrera rápida o una pelota de béisbol lanzada lentamente". [37]
Es posible que Dactyl se haya originado al mismo tiempo que Ida, [89] a partir de la ruptura del cuerpo original de Koronis. [53] Sin embargo, es posible que se haya formado más recientemente, tal vez como material expulsado de un gran impacto en Ida. [90] Es extremadamente improbable que haya sido capturado por Ida. [78] Es posible que Dactyl haya sufrido un impacto importante hace unos 100 millones de años, lo que redujo su tamaño. [71]
Las familias Eos y Koronis... son enteramente del tipo S, lo cual es raro en sus distancias heliocéntricas...
Casi un mes después de una exitosa sesión de fotos, la sonda espacial Galileo terminó de enviar por radio a la Tierra un retrato en alta resolución del segundo asteroide jamás fotografiado desde el espacio. Conocido como 243 Ida, el asteroide fue fotografiado desde una distancia promedio de solo 3.400 kilómetros, unos 3,5 minutos antes del máximo acercamiento de Galileo el 28 de agosto.
Las condritas se dividen naturalmente en cinco clases de composición, de las cuales tres tienen contenidos minerales muy similares, pero diferentes proporciones de metal y silicatos. Las tres contienen abundante hierro en tres formas diferentes (óxido de hierro ferroso en silicatos, hierro metálico y sulfuro ferroso), generalmente con las tres lo suficientemente abundantes como para ser clasificadas como minerales potenciales. Las tres contienen feldespato (un aluminosilicato de calcio, sodio y potasio), piroxeno (silicatos con un átomo de silicio por cada átomo de magnesio, hierro o calcio), olivino (silicatos con dos átomos de hierro o magnesio por átomo de silicio), hierro metálico y sulfuro de hierro (el mineral troilita ). Estas tres clases, denominadas colectivamente condritas ordinarias, contienen cantidades bastante diferentes de metal.
Cuando nació Zeus, Rea confió la tutela de su hijo a los Dáctilos del Ida, que son los mismos llamados Curetes. Procedían del Ida cretense: Heracles, Peonaeo, Epimedes, Yasio e Idas.
