Ida , designación de planeta menor 243 Ida , es un asteroide de la familia Koronis del cinturón de asteroides . Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena y lleva el nombre de una ninfa de la mitología griega . Observaciones telescópicas posteriores clasificaron 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 visitada por la nave espacial no tripulada Galileo mientras se dirigía a Júpiter . Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial y el primero en tener 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 millas). Tiene forma irregular y alargada, aparentemente compuesta por dos grandes objetos conectados entre sí. Su superficie es una de las más llenas de cráteres del Sistema Solar y presenta una amplia variedad de tamaños y edades de cráteres.
La luna de Ida, Dactyl, fue descubierta por Ann Harch, miembro de la misión, en imágenes enviadas por Galileo . Debe su nombre a los Dáctilos , criaturas que habitaban el monte Ida en la mitología griega. Dactyl tiene sólo 1,4 kilómetros (0,87 millas) de diámetro, aproximadamente 1/20 del tamaño de Ida. Su órbita alrededor de Ida no pudo determinarse con mucha precisión, pero las limitaciones de las posibles órbitas permitieron una determinación aproximada de la densidad de Ida y revelaron que está empobrecido en 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 correlacionar la caída de los meteoritos a la Tierra y su origen en el cinturón de asteroides. Los datos obtenidos del sobrevuelo apuntaron a asteroides de tipo S como la fuente de los meteoritos de condritas ordinarias , 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 austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena . [13] Fue su descubrimiento número 45 de asteroides. [1] Ida fue nombrada 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 estaba formado por 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 coincidía con el de los asteroides de la clasificación de tipo S. [19] [20] Muchas observaciones de Ida fueron realizadas a principios de 1993 por el Observatorio Naval de los Estados Unidos en Flagstaff y el Observatorio Oak Ridge . Estos 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 millas). [21]
Ida fue visitada en 1993 por la sonda espacial Galileo , 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 ordena a los planificadores de misiones considerar sobrevuelos de asteroides para todas las naves espaciales que crucen el cinturón. [22] Ninguna misión anterior había intentado tal sobrevuelo. [23] Galileo fue lanzado a 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 propulsor . [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 propulsor para completar su misión a Júpiter. [26]
La trayectoria de Galileo lo llevó dos veces al cinturón de asteroides en su camino hacia Júpiter. Durante su segundo cruce, pasó cerca de Ida el 28 de agosto de 1993 a una velocidad de 12.400 m/s (41.000 pies/s) con respecto al 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] Comprendían un mosaico de alta resolución del asteroide con una resolución de 31 a 38 m/ píxel . [31] [32] Las imágenes restantes fueron enviadas 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 Galileo sobre Gaspra e Ida, y la posterior misión al asteroide 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 Dactyl , la luna de Ida , 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 terrestres . [37] La composición de los tipos S era incierta antes de los sobrevuelos de Galileo , pero se interpretó que se trataba de dos minerales encontrados en meteoritos que habían caído a la Tierra: condrita ordinaria (OC) y hierro pétreo . [12] Las estimaciones de la densidad de Ida se limitan a menos de 3,2 g/cm 3 debido a la estabilidad a largo plazo de la órbita de Dactyl. [37] Esto casi descarta una composición de hierro pétreo; Si Ida estuviera hecha de un material rico en hierro y níquel con una concentración 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 se estaba produciendo erosión espacial en Ida, un proceso que hace que las regiones más antiguas se vuelvan más rojas 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 meteorización espacial y la baja densidad) llevaron a una nueva comprensión sobre la relación entre los asteroides de tipo S y los meteoritos OC. Los asteroides de tipo S son el tipo más numeroso de asteroides en la parte interior del cinturón de asteroides. [23] Los meteoritos OC son, asimismo, el tipo más común de meteorito 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 coincidieron con los de los meteoritos OC. El sobrevuelo de Galileo sobre Ida descubrió que algunos tipos S, particularmente 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 gravitacional produce una aceleración de aproximadamente 0,3 a 1,1 cm/s 2 sobre su superficie. [9] Este campo es tan débil que un astronauta parado en su superficie podría saltar de un extremo de Ida al otro, y un objeto que se mueva a más de 20 m/s (70 pies/s) podría escapar del asteroide por completo. [41] [42]
Ida es un asteroide claramente alargado, [43] con una superficie irregular. [44] [45] Ida es 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 hecha de dos componentes grandes y sólidos, con escombros sueltos llenando el espacio entre ellos. Sin embargo, no se vieron tales restos 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 gravitacional 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 bajo cerca de la "cintura" porque la masa del asteroide se concentra en las dos mitades, alejadas de este lugar. [9]
La superficie de Ida parece llena de cráteres y mayoritariamente gris, aunque pequeñas variaciones de color marcan áreas recién formadas o descubiertas. [16] Además de los cráteres, son evidentes otras características, como surcos, crestas y protuberancias. Ida está cubierta por una gruesa capa de regolito , escombros sueltos que oscurecen la roca sólida que se encuentra debajo. Los fragmentos de escombros más grandes, del tamaño de una roca, se llaman bloques eyectados , varios de los cuales se han observado en la superficie.
La superficie de Ida está cubierta por un manto de roca pulverizada, llamado 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 por la superficie de Ida mediante procesos geológicos. [47] Galileo observó evidencia de un reciente movimiento de regolito cuesta abajo . [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 meteorización espacial . [39] Debido a este proceso, el regolito más antiguo aparece de color más rojo en comparación con el material recién expuesto. [38]
Se han identificado unos 20 bloques de eyección grandes (de 40 a 150 m de ancho), incrustados en el regolito de Ida. [30] [51] Los bloques eyectados constituyen las piezas más grandes del regolito. [52] Debido a que se espera que los bloques eyectados 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 están ubicados dentro de los cráteres Lascaux y Mammoth, pero es posible que no hayan sido producidos allí. [53] Esta área atrae escombros debido al campo gravitacional irregular de Ida. [46] Es posible que algunos bloques hayan 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, denominadas aquí región 1 y región 2 , conectadas por una "cintura". [30] Esta característica puede haber sido rellenada con escombros o expulsada del asteroide por impactos. [30] [54]
La región 1 de Ida contiene dos estructuras principales. Una es una cresta prominente de 40 km (25 millas) 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 millas) de largo. [30] [56] Están ubicados cerca de los cráteres Mammoth, Lascaux y Kartchner, pero no están conectados con ellos. [52] Algunos ritmos están relacionados con eventos de gran impacto, por ejemplo, un conjunto frente a la Regio de Viena. [57]
Ida es uno de los cuerpos con mayor densidad de 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 formación de cráteres 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 con edades que van desde recientes hasta tan antiguas como la propia Ida. [30] El más antiguo puede haberse formado durante la desintegración del cuerpo parental de la familia Koronis . [39] El cráter más grande, Lascaux, tiene casi 12 km (7,5 millas) de ancho. [45] [60] La Región 2 contiene casi todos los cráteres de más de 6 km (3,7 millas) de diámetro, pero la Región 1 no tiene ningún cráter grande. [30] Algunos cráteres están dispuestos en cadenas. [32]
Los principales cráteres de Ida llevan el nombre de cuevas y tubos de lava de la Tierra. El cráter Azzurra, por ejemplo, lleva el nombre de una cueva sumergida en la isla de Capri , también conocida como 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 Fingal, fresco y asimétrico, que tiene un límite definido entre el suelo y la pared en un lado. [63] Otro cráter importante es Afon, que marca el primer meridiano de Ida . [11]
Los cráteres tienen una estructura simple: forma de cuenco, sin fondos planos ni picos centrales. [63] Están distribuidos uniformemente alrededor de Ida, a excepción de una protuberancia al norte del cráter Choukoutien que es más suave y menos llena de cráteres. [64] Las eyecciones excavadas por impactos se depositan de manera diferente en Ida que en los planetas debido a su rápida rotación, baja gravedad y forma irregular. [43] Las mantas de eyección se asientan asimétricamente alrededor de sus cráteres, pero las eyecciones de rápido movimiento que escapan del asteroide se pierden permanentemente. [sesenta y cinco]
Ida fue clasificado como un asteroide de tipo S debido a la similitud de sus espectros de reflectancia con asteroides similares. [12] Los tipos S pueden compartir su composición con meteoritos de hierro pétreo o de condrita ordinaria (OC). [12] La composición del interior no se ha analizado directamente, pero se supone que es similar al material OC según los cambios de color de la superficie observados y la densidad aparente de Ida de 2,27 a 3,10 g/cm 3 . [39] [66] Los meteoritos OC contienen cantidades variables de 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 sea similar a la de los meteoritos OC, cuya densidad varía de 3,48 a 3,64 g/cm 3 , Ida tendría una porosidad de 11 a 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 bajo 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 miembro de la familia Koronis de asteroides del cinturón de asteroides . [17] Ida orbita alrededor del Sol a una distancia promedio de 2,862 AU (428,1 Gm), entre las órbitas de Marte y Júpiter . [3] [5] Ida tarda 4,84089 años en completar una órbita. [5]
El período de rotación de Ida es de 4,63 horas (aproximadamente 5 horas), [10] [43], lo que lo convierte en uno de los asteroides de rotación más rápida descubiertos hasta ahora. [70] El momento de inercia máximo calculado de un objeto uniformemente denso con la misma forma que Ida coincide con el eje de giro del asteroide. Esto sugiere que no hay grandes variaciones de densidad dentro del asteroide. [57] El eje de rotación de Ida precede con un período de 77 mil años, debido a la gravedad del Sol que actúa sobre la forma no esférica del asteroide. [71]
Ida se originó en la desintegración del cuerpo matriz de Koronis, de aproximadamente 120 km (75 millas) de diámetro. [10] El asteroide progenitor se había diferenciado parcialmente y los metales más pesados migraron al núcleo. [72] Ida se llevó cantidades insignificantes de este material central. [72] No se sabe con certeza cuánto tiempo hace que ocurrió el evento de disrupción. Según un análisis de los procesos de formación de cráteres de Ida, su superficie tiene más de mil millones de años. [72] Sin embargo, esto es inconsistente con la edad estimada del sistema Ida-Dactyl de menos de 100 millones de años; [73] Es poco probable que Dactyl, debido a su pequeño tamaño, hubiera podido escapar por más tiempo de ser destruido en una colisión importante. La diferencia en las estimaciones de edad puede explicarse por una mayor tasa de formación de cráteres debido a los escombros de la destrucción del cuerpo original de Koronis. [74]
Ida tiene una luna llamada Dactyl, designación oficial (243) Ida I Dactyl . Fue descubierto en imágenes tomadas por la nave espacial Galileo durante su sobrevuelo en 1993. Estas imágenes proporcionaron la primera confirmación directa de una luna asteroide. [36] En ese momento, estaba separado de Ida por una distancia de 90 kilómetros (56 millas), moviéndose en una órbita prógrada . Dactyl tiene muchos cráteres, como Ida, y está hecho de materiales similares. Su origen es incierto, pero la evidencia del sobrevuelo sugiere que se originó como un fragmento del cuerpo progenitor de Koronis.
Dactyl fue encontrado el 17 de febrero de 1994 por Ann Harch, miembro de la misión Galileo , mientras examinaba descargas de imágenes retrasadas desde la nave espacial. [3] Galileo registró 47 imágenes de Dactyl durante un período de observación de 5,5 horas en agosto de 1993. [77] La nave espacial estaba a 10.760 kilómetros (6.690 millas) de Ida [78] y a 10.870 kilómetros (6.750 millas) de Dactyl cuando se tomó la primera imagen. de la luna fue capturada, 14 minutos antes de que Galileo hiciera su máxima aproximación. [79]
Dáctilo fue designado inicialmente 1993 (243) 1. [78] [80] Fue nombrado por la Unión Astronómica Internacional en 1994, [80] por los dáctilos mitológicos que habitaban el monte Ida en la isla de Creta. [81] [82]
Dactyl es un objeto con "forma de huevo" [36] pero "notablemente esférico" [81] que mide 1,6 por 1,4 por 1,2 kilómetros (0,99 por 0,87 por 0,75 millas). [36] Está orientado con su eje más largo apuntando hacia Ida. [36] Al igual que Ida, la superficie de Dactyl presenta cráteres de saturación. [36] Está marcado por más de una docena de cráteres con un diámetro superior 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 causado por escombros producidos localmente, posiblemente expulsados de Ida. [36] Los cráteres de Dactyl pueden contener picos centrales, a diferencia de los encontrados en Ida. [83] Estas características, y la forma esferoidal de Dactyl , implican que la luna está controlada gravitacionalmente a pesar de su pequeño tamaño. [83] 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. [84] Las pequeñas diferencias indican que el proceso de meteorización espacial es menos activo en Dactyl. [39] Su pequeño tamaño haría imposible la formación de cantidades significativas de regolito . [39] [78] Esto contrasta con Ida, que está cubierta por una profunda capa de regolito.
Los dos cráteres más grandes fotografiados en Dactyl se llamaron 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 en la imagen de arriba, y Celmis está cerca de la parte inferior de la imagen, mayormente oscurecido por las sombras. Los cráteres tienen 300 y 200 metros de diámetro respectivamente. [85]
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 dirección prógrado [86] y está inclinado unos 8° con respecto al ecuador de Ida. [77] Según simulaciones por computadora, el pericentro de Dactyl debe estar a más de 65 km (40 millas) de Ida para que permanezca en una órbita estable. [87] 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 millas) de Ida a 85° de longitud. [88] [89] El 26 de abril de 1994, el Telescopio Espacial Hubble observó a Ida durante ocho horas y no pudo detectar a Dactyl. Habría podido observarlo si estuviera a más de 700 km (430 millas) de Ida. [37]
Si estuviera en una órbita circular a la distancia a la que fue visto, el período orbital de Dactyl sería de unas 20 horas. [84] 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]
Dactyl puede haberse originado al mismo tiempo que Ida, [90] a partir de la alteración del cuerpo parental de Koronis. [53] Sin embargo, es posible que se haya formado más recientemente, tal vez como material eyectado de un gran impacto en Ida. [91] Es extremadamente improbable que fuera capturado por Ida. [79] Dactyl pudo haber sufrido un impacto importante hace unos 100 millones de años, lo que redujo su tamaño. [72]
Las familias Eos y Koronis... son enteramente de tipo S, lo cual es raro en sus distancias heliocéntricas...
Casi un mes después de una exitosa sesión de fotos, la semana pasada la nave espacial Galileo terminó de enviar por radio a la Tierra un retrato de alta resolución del segundo asteroide jamás fotografiado desde el espacio. Conocido como 243 Ida, el asteroide fue fotografiado desde una distancia promedio de sólo 3.400 kilómetros unos 3,5 minutos antes de la máxima aproximación 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. Los tres contienen abundante hierro en tres formas diferentes (óxido de hierro ferroso en silicatos, hierro metálico y sulfuro ferroso), generalmente los tres son lo suficientemente abundantes como para clasificarlos como minerales potenciales. Los 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), metales hierro y sulfuro de hierro (el mineral troilita ). Estas tres clases, denominadas colectivamente condritas ordinarias, contienen cantidades muy diferentes de metal.
Cuando nació Zeus, Rea confió la tutela de su hijo a los Dáctilos de Ida, que son los mismos que se llaman Curetes. Procedían del Ida cretense: Heracles, Paeonaeus, Epimedes, Iasius e Idas.
