(243) Ida

(243) Ida ( lat.  Ida ) je malý asteroid hlavního pásu , který je součástí rodiny Koronidů . Byl objeven 29. září 1884 rakouským astronomem Johannem Palisou na observatoři ve Vídni ( Rakousko ) a pojmenován po nymfě Idě  , postavě ze starověké řecké mytologie . Pozdější pozorování identifikovala Idu jako kamenný asteroid třídy S (jedna z nejběžnějších spektrálních tříd v pásu asteroidů).

Stejně jako všechny asteroidy hlavního pásu obíhá Ida mezi Marsem a Jupiterem s oběžnou dobou 4,84 let a dobou rotace  4,63 hodiny. Ida má nepravidelný protáhlý tvar s průměrným průměrem 32 km.

28. srpna 1993 proletěla kolem asteroidu automatická kosmická loď „ Galileo “ ( USA ), která poblíž Idy objevila satelit o velikosti 1,4 km . Satelit byl pojmenován Dactyl, na počest daktylů  - ve starověké řecké mytologii tvorů, kteří žili na ostrově Kréta na hoře Ida , na jejímž svazích se nachází jeskyně Idean , kde bohyně Rhea ukryla dítě Dia a svěřila mu jej. k nymfám Ida a Adrastea .

Dactyl byl prvním měsícem objeveným kolem asteroidu. Jeho průměr je pouze 1,4 km, což je asi jedna dvacetina velikosti Idy. Dráhu Dactylu kolem Idy nelze přesně určit, ale dostupná data jsou dostatečná pro hrubý odhad hustoty a složení Idy. Oblasti povrchu Idy mají různou jasnost , což je spojeno s množstvím různých minerálů obsahujících železo . Na povrchu Idy je mnoho kráterů různých průměrů a stáří, jedná se o jedno z nejvíce kráterovaných těles ve sluneční soustavě.

Snímky z Galilea a následná měření hmotnosti Idy přinesly mnoho nových dat o geologii kamenných asteroidů. Dříve existovalo mnoho teorií vysvětlujících mineralogické složení asteroidů této třídy. Údaje o jejich složení bylo možné získat pouze analýzou chondritových meteoritů spadlých na Zemi , které jsou nejběžnějším typem meteoritů. Předpokládá se, že hlavním zdrojem takových meteoritů jsou asteroidy třídy S.

Objevy a pozorování

Idu objevil 29. září 1884 rakouský astronom Johann Palisa na vídeňské observatoři [4] . Byl to jím objevený 45. asteroid [5] . Jméno nymfy , která vychovala Dia [6] , dostal asteroid díky Moritzi von Kuffnerovi , vídeňskému sládkovi a amatérskému astronomovi [7] [8] . V roce 1918 byl asteroid Ida zařazen do rodiny asteroidů Koronids , vznikl jako výsledek srážky dvou velkých asteroidů před 2 miliardami let [9] . Mnoho důležitých údajů o tomto asteroidu bylo získáno později, v roce 1993, z výzkumu na observatoři Oak Ridge a z údajů získaných během průletu sondy Galileo poblíž asteroidu . V první řadě jde o zpřesnění parametrů oběhu Idy kolem Slunce [10] .

Výzkum

Průlet Galilea

V roce 1993 proletěla kolem Idy sonda Galileo na své cestě k Jupiteru . Hlavním cílem mise byl Jupiter a jeho satelity a přiblížení k asteroidům Ida a Gaspra bylo druhořadého charakteru. Byli vybráni v souladu s novou politikou NASA , která zajišťuje setkání s asteroidy pro všechny mise překračující hlavní pás [11] . Před tím žádná mise nepředpokládala takové sblížení [12] . Galileo vynesl na oběžnou dráhu 18. října 1989 raketoplán Atlantis (mise STS-34 ) [13] . Změna trajektorie Galilea na přiblížení k Idě si navíc vyžádala spotřebu 34 kg paliva , takže rozhodnutí o změně trajektorie padlo až ve chvíli , kdy bylo přesně zjištěno , že palivo zbývající na vozidle bude stačit k dokončení hlavní mise Jupiter [11] .

Galileo na své cestě k Jupiteru dvakrát překročil pás asteroidů. Podruhé proletěl kolem Idy 28. srpna 1993 rychlostí 12,4 km/s vzhledem k planetce [11] . První snímky Idy byly získány, když bylo zařízení ve vzdálenosti 240 350  km od asteroidu a jejich největší přiblížení bylo 2390 km [6] [14] . Ida byla po Gaspra druhým asteroidem, ke kterému se Galileo přiblížil [15] . Během průletu sondy bylo vyfotografováno asi 95 % povrchu Idy [16] .

Přenos mnoha snímků byl zpožděn kvůli častým poruchám vysílací antény s vysokým ziskem [17] . Prvních pět snímků bylo pořízeno v září 1993 [18] . Jednalo se o mozaiku sešitých snímků povrchu asteroidu ve vysokém rozlišení asi 31-38 metrů na pixel [19] [20] . Zbytek snímků byl odeslán na jaře následujícího roku, kdy blízkost Galilea k Zemi umožnila dosáhnout vyšších přenosových rychlostí [18] [21] .

Objevy Galilea

Data získaná jako výsledek průletu Galilea poblíž asteroidů Ida a Gaspra umožnila poprvé provést podrobné studie geologie asteroidů [22] . Na povrchu Idy byly objeveny geologické struktury několika typů [19] . Objev Idina měsíce Dactyl byl prvním důkazem o možnosti existence satelitů kolem planetek [9] .

Na základě dat z pozemních spektroskopických studií byla Ida klasifikována jako asteroid spektrálního typu S [23] . Přesné složení asteroidů třídy S před letem Galilea nebylo známo, ale byly spojovány se dvěma třídami meteoritů běžně se vyskytujících na Zemi: obyčejnými chondrity (OX) a pallasity [3] . Podle různých odhadů hustota Ida nepřesahuje 3,2 g/cm³, pouze taková hodnota hustoty umožňuje zajistit stabilitu daktylské oběžné dráhy [23] . To vše vylučuje vysoký obsah kovů, jako je železo nebo nikl na Ida , s průměrnou hustotou 5 g/cm³, protože v tomto případě by jeho porozita měla dosahovat 40 % [9] .

Snímky z Galilea odhalily stopy kosmického zvětrávání na Idě  , což je proces, který způsobuje, že starší oblasti časem zčervenají [9] . Tento proces, i když v menší míře, postihuje i Idinu družici Dactyl [24] . Zvětrávání na povrchu Idy umožnilo získat další informace o složení jeho povrchu: reflexní spektra mladých povrchových oblastí se podobala spektru meteoritů OX, zatímco starší oblasti jsou více podobné spektrálním charakteristikám asteroidům třídy S [12]. .

Nízká hustota asteroidu a objev kosmických procesů zvětrávání vedly k novému pochopení vztahu mezi asteroidy třídy S a meteority OX. Třída S je jednou z nejpočetnějších ve vnitřku hlavního pásu asteroidů [12] . Obyčejné chondrity jsou také velmi běžné mezi meteority nalezenými na Zemi [12] . Spektra asteroidů třídy S se neshodují se spektry meteoritů OX. Galileo tak během svého průletu poblíž Idy zjistil, že zdrojem meteoritů OX mohou být pouze některé asteroidy této třídy, včetně těch z rodiny Coronid [24] .

Fyzikální vlastnosti

Odhady hmotnosti Idy se pohybují od 3,65⋅10 16 do 4,99⋅10 16 kg [25] . Zrychlení volného pádu na povrchu se v závislosti na poloze na asteroidu pohybuje od 0,3 do 1,1 cm/s² [16] . To je tak malé, že astronaut stojící na povrchu může po vyskočení létat z jednoho konce Idy na druhý, a pokud zrychlí na rychlost 20 m/s, může od asteroidu dokonce odletět [ 26] [27] .

Ida je protáhlý asteroid [22] trochu připomínající rohlík [18] s nerovným povrchem [28] [29] . Délka asteroidu je 2,35násobek šířky [22] a střední část spojuje dvě geologicky odlišné části [18] . Tento tvar asteroidu lze vysvětlit tím, že se skládá ze dvou pevných složek spojených oblastí sypkého, drceného materiálu. Snímky z Galilea však tuto hypotézu nepotvrdily [29] , přestože na asteroidu byly nalezeny svahy se sklonem 50°, přičemž obvykle nepřesahují 35° [16] . Díky nepravidelnému tvaru a vysoké rychlosti rotace je rozložení gravitačního pole po povrchu Idy extrémně nerovnoměrné [30] . Působení odstředivých sil na měřítko asteroidu s tak malou hmotností a takovým tvarem vede k velmi znatelným zkreslením gravitace v různých částech Idy [16] . Zejména gravitační zrychlení je nejnižší na koncích asteroidu a v jeho středních oblastech (kvůli nízké hustotě).

Vlastnosti povrchu

Povrch Idy je převážně šedý, ale u mladých, nově vzniklých oblastí jsou možné mírné barevné odchylky [6] . Kromě kráterů má Ida další rysy, jako jsou údolí, hřebeny a římsy. Ida je pokryta silnou vrstvou regolitu , který ukrývá hlavní horniny asteroidu. Ale některé velké úlomky mateřské horniny, které byly vyvrženy během pádu asteroidů, lze nalézt na povrchu.

Regolit

Tloušťka vrstvy kamenné drtě z drcených kamenů pokrývající povrch Idy, zvané regolit , je 50-100 metrů [18] . Tento materiál vznikl pod vlivem intenzivního bombardování nebeského tělesa meteority. Četné meteority dopadající na Idu rozdrtily a rozdrtily její horninu, a tak působily jako jeden z hlavních geologických faktorů, které tvořily povrch [27] .

Nyní se mění i povrch vlivem pohybu regolitu po něm vlivem gravitace a rychlé rotace. Galileo během svého průletu našel důkazy o nedávném takovém pohybu, jakémsi sesuvu půdy [20] . Regolit Ida je složen z křemičitanů různých minerálů, zejména olivínu a pyroxenu [9] [32] . Za svůj vzhled a změnu vděčí procesům kosmického zvětrávání [24] , v důsledku čehož starý regolit získává načervenalý nádech, který jej odlišuje od mladšího [9] .

Ale mezi regolity jsou také poměrně velké části mateřské horniny vyvržené z kráteru v době jeho vzniku. Celkem bylo objeveno asi 20 velkých (40-150 metrů napříč) bloků [18] [26] . Jsou největšími částmi regolitu [14] . Vzhledem k tomu, že vlivem kosmické eroze dochází k postupnému obrušování a drcení těchto bloků v relativně krátké době, nemohou dlouhodobě existovat a ty bloky, které existují nyní, vznikly pravděpodobně poměrně nedávno [27] [30] . Většina z nich se nachází v blízkosti kráterů Lascaux a Mammoth , ale možná se v nich nevytvořily [27] . Vlivem nerovnoměrného gravitačního pole do této oblasti proudí regolit ze sousedních oblastí povrchu Idy [30] . Některé bloky mohou pocházet z kráteru Azzurra (na opačné straně asteroidu) [33] .

Struktury

Na povrchu Idy je několik poměrně velkých struktur. Samotný asteroid lze rozdělit na dvě části (oblast 1 a oblast 2), které jsou uprostřed vzájemně propojeny [18] [33] .

Oblast 1 obsahuje dvě hlavní stavby, jednou z nich je čtyřicetikilometrový hřeben Townsend Dorsum táhnoucí se 150° podél povrchu Idy [34] a druhou jsou velké lavice Vienna Regio [18] .

Region 2 zahrnuje několik údolí, z nichž většina je široká až 100 metrů a dosahují délky až 4 km [14] [18] .

Nacházejí se poblíž kráterů Lascaux , Mammoth a Kartchner , ale nejsou s nimi spojeny [14] . Některá údolí jsou spojena se strukturami na druhé straně asteroidu, jako je oblast Vena . Oblasti Idy jsou pojmenovány po jejím objeviteli a místech, kde působil [35] .

Townsend Dorsum, objevený na Idě , je pojmenován po Timu E. Townsendovi, který pracoval v týmu Galileo v zobrazovací skupině.

Krátery

Ida je jedním z nejvíce kráterovaných těles ve Sluneční soustavě [19] [28] , bombardování meteority bylo hlavním procesem, který tvořil její povrch [22] . V určité fázi tvorba kráterů dosáhla bodu nasycení, to znamená, že tvorba nových kráterů musí nevyhnutelně vést k vymazání starých, v důsledku čehož celkový počet kráterů na asteroidu zůstává přibližně stejný [ 9] . Ida je pokryta krátery různého stáří [28]  – od nových, nově vzniklých, až po téměř stejně staré jako Ida samotná [18] . Ty staré se mohly objevit i v době vzniku Idy, při rozpadu mateřského asteroidu, který tvořil rodinu Koronidů [24] . Největší kráter, Lascaux, má napříč téměř 12 km [29] [36] . Všechny největší krátery o průměru větším než 6 km se nacházejí v Regionu 2 , zatímco Region 1 je prakticky bez velkých kráterů [18] . Některé krátery se nacházejí v řetězci na stejné čáře [20] .

Největší krátery na Idě jsou pojmenovány po slavných pozemských jeskyních a lávových trubicích . Kráter Azzurra je například pojmenován po napůl ponořené jeskyni na ostrově Capri , známé také jako Modrá jeskyně [37] . Předpokládá se, že Azzurra je nejmladší velký útvar na povrchu Idy [26] . Energie srážky byla tak velká, že materiál vyvržený z tohoto kráteru se rozptýlil po celém povrchu planetky [9] , a právě tento materiál způsobuje na něm pozorované kolísání barvy a albeda [38] . Fingal má mezi mladými krátery zajímavou morfologii , která má jasnou hranici mezi dnem kráteru a jeho stěnou [14] . Dalším významným kráterem je Athos, ze kterého se počítají poledníky na Idě [39] .

Struktura kráterů je celkem jednoduchá: mají miskovitý tvar bez centrálního vrcholu [14] . Jsou poměrně rovnoměrně rozmístěny po povrchu Idy, s výjimkou výběžku severně od kráteru Zhoukoudian, kde je povrch mladší a méně kráterovaný [14] . V důsledku nízké gravitace spojené s rychlou rotací Idy je hornina vyražená z povrchu unášena přes ni na větší vzdálenost a nerovnoměrněji [22] . Tím se hornina vyvržená z kráteru nachází kolem něj asymetricky a v případě dostatečně vysoké rychlosti zcela vyletí z asteroidu [26] .

Složení

Na základě spektrální analýzy Idy provedené 16. září 1980 astronomy Davidem J. Tolenem a Edwardem F. Tedescem [40] [41] a srovnáním získaných spekter se spektry jiných asteroidů byla Ida klasifikována jako S- asteroid třídy [3] . Asteroidy třídy S jsou svým složením podobné železno-kamenným meteoritům a obyčejným chondritům [3] . Analýza vnitřního složení nebyla provedena, ale na základě barvy a hustoty půdy, která je 2,6 ± 0,5 g/cm³ [3] , se předpokládá, že je podobná složení běžných chondritů [3 ] [24] . Chondritické meteority obsahují ve svém složení křemičitany , olivín , pyroxen , železo a živec v různém poměru [42] . Z nich byly pyroxeny a olivín objeveny sondou Galileo na Idě [32] . Minerální složení je na celém asteroidu téměř jednotné. Na základě předpokladu, že složení Ida je podobné složení chondritových meteoritů s hustotou 3,48–3,64 g/cm³, lze usuzovat, že pórovitost Ida by měla být 11–42 % [3] .

Hluboké vrstvy Idy pravděpodobně obsahují určité množství nárazově rozbitých hornin nazývaných megaregolity . Megaregolitová vrstva začíná pod povrchem Idy v hloubce několika set metrů až několika kilometrů [14] .

Orbita a rotace

Ida je členem rodiny Koronidů v hlavním pásu asteroidů [9] a obíhá kolem Slunce mezi drahami Marsu a Jupiteru [43] v průměrné vzdálenosti od Slunce 2,862 AU. nebo 428 milionů km, což znamená úplnou revoluci za 4 roky, 307 dní a 3 hodiny [43] .

Tato planetka má rotační periodu 4 hodiny 37,8 minuty [22] [44]  a je jedním z nejrychleji rotujících asteroidů, které byly dosud objeveny [45] . Hlavní centrální osa setrvačnosti objektu s rovnoměrnou hustotou a stejným tvarem jako Ida se shoduje se směrem osy rotace asteroidu, což ukazuje na jeho homogenitu. To znamená, že uvnitř ní nejsou žádné výrazné výkyvy hustoty. Jinak by se směr vypočteného momentu setrvačnosti neshodoval se směrem osy rotace, to znamená, že skutečná osa rotace by byla na jiném místě planetky. Galileo detekoval extrémně malé odchylky hustoty spojené s rychlou rotací Ida [14] [46] . Vzhledem k tomu, že asteroid Ida má nenulový sklon oběžné dráhy a nepravidelný tvar, dochází vlivem gravitace Slunce k jeho rotační ose s periodou 77 tisíc let [47] .

Původ

Ida vznikla v důsledku destrukce mateřského asteroidu o průměru 120 km, který tvořil rodinu Koronidů [44] . Byl dostatečně velký, aby v něm začalo docházet k diferenciaci útrob, v důsledku čehož těžší prvky, zejména kovy, migrovaly do centrální oblasti asteroidu. Předpokládá se, že Ida vznikla z horních částí tohoto asteroidu, dosti vzdálených od jádra. Je obtížné přesně datovat vznik Idy, ale podle rozboru kráterů je stáří jejího povrchu více než 1 miliarda let [45] , což však příliš nesouhlasí s existencí Ida-Dactyl systém, který nemůže být starší než 100 milionů let [48] . Věkový rozdíl lze vysvětlit pádem materiálu z mateřského tělesa na povrch Idy v době jeho zničení [49] .

Satelitní daktyl

Malý satelit Dactyl, obíhající kolem asteroidu Ida, byl objeven ze snímků získaných sondou Galileo během průletu kolem asteroidu v roce 1993. Tyto snímky byly prvním dokumentárním potvrzením možnosti existence satelitů kolem planetek [9] . Tyto snímky asteroidu byly pořízeny, když byl Dactyl ve vzdálenosti 90 km od Idy. Soudě podle obrázků je jeho povrch silně posetý krátery, jako povrch Idy, a skládá se z podobných materiálů. Přesný původ Dactylu není znám, ale předpokládá se, že vznikl jako jeden z fragmentů mateřských asteroidů, které tvořily rodinu Coronid .

Objev

Družici Dactyl objevila členka mise Galileo Ann Harch 17. února 1994 při analýze snímků přijatých z kosmické lodi [32] . Celkem Galileo dokázal zaznamenat 47 snímků Dactyla za 5,5 hodiny pozorování v srpnu 1993 [25] . Sonda byla v době získání prvního snímku družice ve vzdálenosti 10 760  km od Idy [50] a 10 870 km od Dactylu  , 14 minut před tím letěla sonda v minimální vzdálenosti od družice [51] .

Původní označení družice  je 1993 (243) 1 [50] [52] . Později, na zasedání Mezinárodní astronomické unie v roce 1994 [52] , byl pojmenován po mytologických daktylských liliputánech , kteří obývali horu Ida na ostrově Kréta [53] [54] .

Přesné parametry oběžné dráhy Dactyla kolem Idy se bohužel nepodařilo získat. To se vysvětluje tím, že vzájemná poloha Idy a Dactyla se za krátkou dobu letu sondy změnila jen málo. V době přenosu dat se navíc aparatura Galileo nacházela v rovině oběžné dráhy satelitu, což velmi ztěžovalo určení dráhy. Přestože tedy IAU potvrdila skutečnost objevu družice, dokud nebude stanovena její dráha, stále přetrvávají určité pochybnosti o správnosti závěrů [55] .

Fyzikální vlastnosti

Daktyl o rozměrech 1,6×1,4×1,2 km má vejčitý tvar [9] velmi blízký sféroidu [53] . Jeho osa otáčení je orientována směrem k Idě. Povrch satelitu je stejně jako Ida kráterovaný, bylo na něm nalezeno více než tucet kráterů o průměru více než 80 metrů, což svědčí o intenzivním ostřelování meteority v minulosti [6] . Na povrchu byl nalezen lineární řetězec nejméně šesti kráterů. Těla, která je tvořila, byla pravděpodobně předtím vyražena ze samotné Idy, načež již spadla na Dactyla a vytvořila takovou strukturu. Mnoho kráterů na satelitu obsahuje centrální vrcholy, které v podobných kráterech na Idě chybí. Tyto znaky, stejně jako kulovitý tvar satelitu, naznačují, že i přes svou malou velikost má na povrchové struktury a na samotný asteroid vliv gravitace [56] . Průměrná povrchová teplota je asi 200 K, neboli -73 °C [32] .

Dactyl má mnoho společných vlastností s Idou, zejména jejich albeda jsou velmi blízko u sebe [57] , ale zároveň jsou na něm mnohem méně patrné stopy eroze a vesmírného zvětrávání, protože díky své malé velikosti nemůže na svém povrchu akumulovat velké množství vody.množství drceného materiálu, které kontrastuje s povrchem Idy, který je pokryt silnou vrstvou regolitu [24] [50] .

Orbit

Zatímco hmotnost Idy byla neznámá, rekonstrukce Dactylovy oběžné dráhy na základě zákona univerzální gravitace umožnila velmi významnou nejistotu. Téměř okamžitě bylo jasné, že bez znalosti hmotnosti nebo hustoty Idy nebude možné přesně určit oběžnou dráhu Dactyla. Proto byla pomocí počítačových simulací vytvořena sada jeho drah pro různé možné hodnoty hmotnosti a hustoty Idy, zejména pro hustotu od 1,5 do 4,0 g/cm³. Pro různé hodnoty hustoty centrálního tělesa se také liší oběžné dráhy, po kterých se bude satelit pohybovat. Navíc pro daný rozsah hustot se oběžné dráhy velmi liší. Při hustotách Ida nižších než 2,1 g/cm³ se oběžné dráhy ukáží jako hyperbolické, to znamená, že satelit bude muset asteroid opustit po prvním průletu. Při vyšších hustotách Idy jsou oběžné dráhy eliptické s obrovskou excentricitou : se vzdáleností v periapse asi 80–85 km, s obrovskými vzdálenostmi od Idy v apocentru a s periodou jednoho až mnoha desítek dnů. Při přibližně 2,8 g/cm³ se oběžná dráha stává téměř kruhovou s periodou asi 27 hodin. Jak se hustota dále zvyšuje, vzdálenosti v pericentrech eliptických drah se zmenšují přímo úměrně k hodnotě hustoty a vzdálenosti v apocentrech se stávají asi 95–100 km. Pro hustotu Ida větší než 2,9 g/cm³ je periaptická vzdálenost menší než 75 km a oběžná doba je kratší než 24 hodin [55] .

Podle výsledků počítačových simulací pohybu Dactyla, aby se družice udržela na stabilní oběžné dráze [25] , musí být její periapse alespoň 65 km od Idy. Rozsah možných drah v simulaci byl zúžen kvůli bodům, kde se družice nacházela v době průletu Galilea, konkrétně 28. srpna 1993 v 16:52:05 byla ve vzdálenosti 90 km od Idy. s délkou 85° [25 ] . A 26. dubna 1994 Hubbleův teleskop pozoroval Idu osm hodin, ale jeho rozlišení neumožňovalo detekovat satelit: k tomu by musel být více než 700 km od Idy [23] .

Je známo, že Dactyl se pohybuje kolem Idy po retrográdní dráze (otáčí se kolem Idy v opačném směru, tedy proti směru rotace Idy kolem Slunce), která má sklon 8° k rovníku Idy [ 25] . Doba oběhu Dactylu je asi 20 hodin, pokud předpokládáme, že se pohybuje po kruhové dráze [57] s oběžnou rychlostí asi 10 m/s [23] .

Věk a rodokmen

Dactyl mohl vzniknout ve stejné době jako Ida [45] , v době srážky dvou asteroidů, ze kterých se zrodila rodina Coronids [27] . Mohla se však zformovat později, například být vyražena z Idy v době srážky Idy s jiným asteroidem [25] . Pravděpodobnost jeho náhodného zachycení je extrémně malá. Možná, že asi před 100 miliony let samotný Dactyl přežil srážku s asteroidem, v důsledku čehož se jeho velikost výrazně zmenšila [51] .

Viz také

• Seznam asteroidů ( 201-300 )

Poznámky

1. ↑ Wm. Archiv Roberta Johnstona (243) Ida a Dactyl. 2005 . Staženo 11. října 2008. (neurčitý)
2. ↑ Britt, D.T.; Yeomans, DK; Housen, K.; Consolmagno, G. Hustota, pórovitost a struktura asteroidů  (neznámá)  // Asteroidy III. - Tucson: University of Arizona, 2002. - S. 485-500 . - . Archivováno z originálu 16. července 2020.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Wilson, Lionel; Keil, Klaus; Love, Stanley J.  Vnitřní struktury a hustoty asteroidů  // Meteoritika a planetární věda. - 1999. - Květen ( roč. 34 , č. 3 ). - str. 479-483 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1999.tb01355.x . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
4. ↑ John Clark. Standardní americká encyklopedie umění, věd, historie, biografie, geografie, statistiky a obecných znalostí . - Encyclopedia Publishing, 1897. - 206 s.
5. ↑ Herbert. Johann Palisa, nejúspěšnější vizuální objevitel asteroidů  (anglicky)  // Meeting on Asteroids and Comets in Europe : journal. - 2002. Archivováno 28. září 2007.
6. ↑ 1 2 3 4 Obrázky asteroidů Ida & Dactyl (nepřístupný odkaz - historie ) . Národní úřad pro letectví a vesmír (23. srpna 2005). (neurčitý) 
7. ↑ Lutz D.; Schmadel. Katalog jmen planetek a objevných okolností // Slovník jmen  planetek (neopr.) . - Springer, 2003. - T. 20. - S. 36. - (komise IAU). — ISBN 9783540002383 . Archivováno 25. dubna 2016 na Wayback Machine
8. ↑ Berger, Peter. Organizace Gildemeester pro pomoc emigrantům a vyhnání Židů z Vídně, 1938-1942 // Obchod a politika v Evropě, 1900-1970  (anglicky) / Gourvish, Terry. - Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2003. - S. 241. - ISBN 0521823447 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Chapman, Clark R. Asteroidy typu S, obyčejné chondrity a vesmírné zvětrávání: Důkazy z Galileových průletů Gaspra a Ida  //  Meteoritika : časopis. - 1996. - Říjen ( roč. 31 ). - str. 699-725 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
10. ↑ Owen, W.M., Jr.; Yeomans, DK Metoda překrývajících se desek aplikovaná na CCD pozorování 243 Ida  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Červen ( roč. 107 , č. 6 ). - str. 2295-2298 . - doi : 10.1086/117037 . - . Archivováno z originálu 23. října 2017.
11. ↑ 1 2 3 D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Návrh trajektorie Galilea  (neznámý)  // Recenze vesmírné vědy . - Springer , 1992. - Květen ( sv. 60 ). - S. 23-78 . - doi : 10.1007/BF00216849 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
12. ↑ 1 2 3 4 Chapman, Clark R. Asteroidy typu S, obyčejné chondrity a kosmické zvětrávání: Důkazy z Galileových průletů Gaspra a Ida  //  Meteoritika : časopis. - 1996. - Říjen ( roč. 31 ). — S. 699 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
13. ↑ D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Návrh trajektorie Galilea  (neznámý)  // Recenze vesmírné vědy . - Springer , 1992. - Květen ( sv. 60 ). - S. 26 . - doi : 10.1007/BF00216849 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Sullivan, Robert J.; Greeley, Ronald; Pappalardo, R.; Asphaug, E.; Moore, JM; Morrison, D.; Belton, Michael J.S.; Carr, M.; Chapman, Clark R.; Geissler, Paul E.; Greenberg, Richard; Granahan, James; Hlava, JW, III; Kirk, R.; McEwen, A.; Lee, P.; Thomas, Peter C.; Veverka, Josef. Geology of 243 Ida  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1996. - Březen ( roč. 120 , č. 1 ). - str. 119-139 . - doi : 10.1006/icar.1996.0041 . — . Archivováno z originálu 12. června 2016.
15. ↑ Cowen, Ron (1993-10-02). „Detailní záběr asteroidu: Galileo očima Ida“. 144 (14). Science News: 215. ISSN  0036-8423 .
16. ↑ 1 2 3 4 Thomas, Peter C.; Belton, Michael J.S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M.E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Josef. Tvar Idy  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1996. - Sv. 120 , č. 1 . - str. 20-32 . - doi : 10.1006/icar.1996.0033 . — .
17. ↑ Chapman, Clark R. The Galileo Encounters with Gaspra and Ida  (unknown)  // Asteroids, Comets, Meteors. - 1994. - S. 358 . — . Archivováno 5. května 2021.
18. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Chapman, Clark R. Asteroidy typu S, obyčejné chondrity a vesmírné zvětrávání: Důkazy z Galileových průletů Gaspra a Ida  //  Meteoritika : časopis. - 1996. - Říjen ( roč. 31 ). — S. 707 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
19. ↑ 1 2 3 Chapman, Clark R.; Belton, Michael J.S.; Veverka, Josef; Neukum, G.; Head, J.; Greeley, Ronald; Klaasen, K.; Morrison, D. První Galileo snímek asteroidu 243 Ida  (neznámý)  // Abstrakty 25. konference o lunárních a planetárních vědách. - Lunární a planetární institut, 1994. - březen. - S. 237-238 . - . Archivováno z originálu 21. ledna 2022.
20. ↑ 1 2 3 Greeley, Ronald; Sullivan, Robert J.; Pappalardo, R.; Head, J.; Veverka, Josef; Thomas, Peter C.; Lee, P.; Belton, M.; Chapman, Clark R. Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations  (anglicky)  // Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference: journal. - Lunární a planetární institut, 1994. - březen. - S. 469-470 . - . Archivováno z originálu 21. ledna 2022.
21. ↑ Monet, AKB; Stone, R.C.; Monet, DG; Dahn, CC; Harris, H.C.; Leggett, S.K.; Pier, JR; Vrba, FJ; Walker, RL Astrometrie pro misi Galileo. 1: Asteroid meets  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Červen ( roč. 107 , č. 6 ). - str. 2290-2294 . - doi : 10.1086/117036 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
22. ↑ 1 2 3 4 5 6 Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Greenberg, Richard. Ejecta Reaccretion na rychle rotujících asteroidech: Důsledky pro 243 Ida a 433 Eros  //  Dokončení inventáře sluneční soustavy: časopis. - Astronomická společnost Pacifiku, 1996. - Sv. 107 . - str. 57-67 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
23. ↑ 1 2 3 4 Byrnes, Dennis V.; D'Amario, Louis A.; Navigační tým Galileo. Řešení orbity Dactyla a hustoty Idy  (neznámé)  // The Galileo Messenger. - NASA, 1994. - Prosinec ( č. 35 ). Archivováno z originálu 19. července 2009.
24. ↑ 1 2 3 4 5 6 Chapman, Clark R. Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics  //  Meteoritics: journal. - 1995. - září ( roč. 30 , č. 5 ). - str. 496 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Hurford, Terry A.; Geissler, Paul E. The Long-Term Dynamics of Dactyl 's Orbit   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Listopad ( roč. 130 , č. 1 ). - str. 177-197 . - doi : 10.1006/icar.1997.5788 . - . Archivováno z originálu 4. října 2013.
26. ↑ 1 2 3 4 Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Moore, Jeffrey. Eroze a reakrece vyvržení na 243 Idě a jejím měsíci  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1996. - Březen ( roč. 120 , č. 1 ). - S. 140-157 . - doi : 10.1006/icar.1996.0042 . — . Archivováno 13. května 2020.
27. ↑ 1 2 3 4 5 Lee, Pascal; Veverka, Josef; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Pavel; Belton, Michael J.S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Vedoucí, James W. III. Ejecta Blocks na 243 Ida a na jiných asteroidech  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1996. - Březen ( roč. 120 , č. 1 ). - S. 87-105 . - doi : 10.1006/icar.1996.0039 . — . Archivováno z originálu 12. června 2016.
28. ↑ 1 2 3 Chapman, Clark R. The Galileo Encounters with Gaspra and Ida  (unknown)  // Asteroids, Comets, Meteors. - 1994. - S. 357-365 . — . Archivováno 5. května 2021.
29. ↑ 1 2 3 Bottke, William F., Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective  //  ​​​​Asteroids III: journal. - Tucson: University of Arizona, 2002. - S. 3-15 . - . Archivováno 13. května 2020.
30. ↑ 1 2 3 Cowen, Ron (1995-04-01). „Idiosynkrazie Idy – nepravidelné gravitační pole asteroidu 243 Idy“ (PDF) . 147 (15). Science News: 207. ISSN  0036-8423 . Archivováno z originálu (PDF) dne 2011-06-04 . Získáno 2009-03-26 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
31. ↑ Lee, Pascal; Veverka, Josef; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Pavel; Belton, Michael J.S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Vedoucí, James W. III. Ejecta Blocks na 243 Ida a na jiných asteroidech  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1996. - Březen ( roč. 120 , č. 1 ). — S. 90 . - doi : 10.1006/icar.1996.0039 . — . Archivováno z originálu 12. června 2016.
32. ↑ 1 2 3 4 Holm, Jeanne; Jones, Jan (ed.). Objev Idina měsíce naznačuje možné „rodiny“ asteroidů  (anglicky)  // The Galileo Messenger : journal. - NASA, 1994. - Červen ( č. 34 ). Archivováno z originálu 24. června 2010.
33. ↑ 1 2 Stooke, PJ Úvahy o geologii 243 Ida  //  Lunární a planetární věda XXVIII. - 1997. - S. 1385-1386 . Archivováno z originálu 12. června 2016.
34. ↑ Sárneczky, K; Kereszturi, A. „Globální“ tektonismus na asteroidech?  (neznámo)  // 33. výroční konference o lunárních a planetárních vědách. - 2002. - Březen. - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
35. ↑ Kategorie pro pojmenování prvků na planetách a  satelitech . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Staženo: 24. července 2015.
36. ↑ 1 2 Gazetteer of Planetary Nomenclature: Ida . Astrogeologický výzkumný program USGS . Staženo: 15. dubna 2009. (neurčitý)
37. ↑ Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. Kompaktní atlas sluneční  soustavy NASA . - Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2001. - S.  393 . — ISBN 052180633X .
38. ↑ Bottke, William F., Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective  //  ​​​​Asteroids III: journal. - Tucson: University of Arizona, 2002. - S. 9 . - . Archivováno 13. května 2020.
39. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B.A.; A'hearn, M.F.; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Krasinský, G.A.; Neumann, G.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, Edward F.; Tholen, David J .; Thomas, Peter C.; Williams, IP Zpráva pracovní skupiny IAU  / IAG pro kartografické souřadnice a rotační prvky: 2006  // Nebeská mechanika a dynamická astronomie  : časopis. - Springer Nature , 2007. - Červenec ( roč. 98 , č. 3 ). - S. 155-180 . - doi : 10.1007/s10569-007-9072-y .  (nedostupný odkaz)
40. ↑ Zellner, Ben; Tholen, David J .; Tedesco, Edward F. Osmibarevný průzkum asteroidů: Výsledky pro 589 malých planetek  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1985. - Březen ( roč. 61 , č. 3 ). - S. 355-416 . - doi : 10.1016/0019-1035(85)90133-2 . - .
41. ↑ D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Návrh trajektorie Galilea  (neznámý)  // Recenze vesmírné vědy . - Springer , 1992. - Květen ( sv. 60 ). - S. 23-78 . - doi : 10.1007/BF00216849 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
42. ↑ Lewis, John S. Mining the Sky : Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets   . - Reading, MA: Addison-Wesley , 1996. - S.  89 . — ISBN 0201479591 .

    Chondritové meteority jsou rozděleny do pěti tříd podle složení, tři z nich obsahují prakticky stejné minerály (kovy a silikáty), ale v různém poměru. Všechny tři třídy obsahují velké množství železa v různých formách (oxid železa v silikátech, kovové železo a železo ve formě sulfidů), zpravidla všechny tři třídy jsou obohaceny železem do té míry, že je lze považovat za Železná Ruda. Všechny tři třídy obsahují živec , pyroxen , olivín (Mg, Fe) 2 [SiO 4 ], kovové železo a sulfid železa. Tyto tři třídy, nazývané obyčejné chondrity, obsahují širokou škálu kovů.

43. ↑ 1 2 Prohlížeč databáze JPL Small-Body: 243 Ida . Laboratoř proudového pohonu (25. srpna 2008). (neurčitý)
44. ↑ 1 2 Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Bottke, William F. Vektorová zarovnání asteroidů se točí tepelnými momenty  //  Nature : journal. - 2003. - 11. září ( roč. 425 , č. 6954 ). - S. 147-151 . - doi : 10.1038/nature01948 . — . — PMID 12968171 . Archivováno 13. května 2020.
45. ↑ 1 2 3 Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Asphaug, Eric; Hlava, Jamesi. Kolizní a dynamická historie Idy  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1996. - Březen ( roč. 120 , č. 1 ). - str. 106-118 . - doi : 10.1006/icar.1996.0040 . - . Archivováno 13. května 2020.
46. ↑ Thomas, Peter C.; Prockter, Louise M. Tektonika malých těles // Planetární tektonika  (neopr.) . - Cambridge University Press , 2004. - V. 11. - S. 21. - (Cambridge Planetary Science). — ISBN 9780521765732 .
47. ↑ Slivan, Stephen Michael. Zarovnání rotační osy  asteroidů rodiny Koronis . - Massachusetts Institute of Technology, 1995. - S. 134.
48. ↑ Hurford, Terry A.; Greenberg, Richard. Evoluce přílivu a odlivu prodlouženými primáři: Důsledky pro systém Ida/Dactyl   // Geofyzikální výzkumné dopisy : deník. - 2000. - Červen ( roč. 27 , č. 11 ). - S. 1595-1598 . - doi : 10.1029/1999GL010956 . - . Archivováno z originálu 4. března 2009.
49. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. Úvod do moderní astrofyziky  (neopr.) . - Addison-Wesley Publishing Company , 1996. - S. 878. - ISBN 0-201-54730-9 .
50. ↑ 1 2 3 Belton, Michael JS; Carlson, R. 1993 (243) 1  (neznámý)  // IAU Circular. - Mezinárodní astronomická unie, 1994. - 12. března ( č. 5948 ). — .
51. ↑ 1 2 Mason, novoluní Johna W. Idy //  Journal of the British Astronomical Association . — Britská astronomická asociace, 1994. - Červen ( roč. 104 , č. 3 ). — S. 108 . — . Archivováno 5. května 2021.
52. ↑ 1 2 Green, Daniel ST 1993 (243) 1 = (243) Ida I (Dactyl)  (neznámo)  // Oběžník IAU. - Mezinárodní astronomická unie, 1994. - 26. září ( č. 6082 ). — .
53. ↑ 1 2 Schmadel, Lutz D. Katalog jmen vedlejších planet a objevných okolností // Slovník jmen vedlejších planet  (neopr.) . - Springer, 2003. - T. 20. - S. 37. - (komise IAU). — ISBN 9783540002383 .
54. ↑ Pausanias. Popis Řecka  (neopr.) . - Loeb Classical Library, 1916. - ISBN 0674991044 . Archivováno 18. listopadu 2019 na Wayback Machine

    Když se Zeus narodil, Rhea svěřila opatrovnictví svého syna Daktylům z Idy, kteří jsou stejní jako ti, kteří se nazývají Curetes. Pocházeli z krétské Idy – Hérakles, Paeonaeus, Epimédes, Iasius a Idas

55. ↑ 1 2 Grishaev A.A. Mají malá tělesa sluneční soustavy svou vlastní gravitaci? . FSUE "VNIIFTRI" (1. prosince 2005). Získáno 15. listopadu 2010. Archivováno z originálu 16. září 2011. (neurčitý)
56. ↑ Asphaug, Erik; Ryan, Eileen V.; Zuber, Maria T. Interiéry asteroidů  (neznámé)  // Asteroidy III. - Tucson: University of Arizona, 2003. - S. 463 . - . Archivováno z originálu 12. června 2016.
57. ↑ 1 2 Chapman, Clark R.; Klaasen, K.; Belton, Michael J.S.; Veverka, Josef. Asteroid 243 IDA a jeho satelit  (neznámý)  // Meteoritika. - 1994. - Červenec ( vol. 29 ). - S. 455 . - . Archivováno 5. května 2021.

Odkazy

• Databáze malých objektů sluneční soustavy NASA JPL (243  )
• Databáze malých těles MPC Solar System (243  )
• Astronomický snímek dne. Ida a Dactyl: Asteroid and Moon  (anglicky) (19. června 2004). Staženo: 16. února 2014.
• Asteroid Ida a jeho měsíc Dactyl Archivováno 28. prosince 2008 na Wayback Machine
• Ida a Dactyl: asteroid a satelit Archivováno 10. března 2018 na Wayback Machine // "Astronomie"
• Ida a Dactyl: asteroid a satelit
• Ida a Dactyl: asteroid a jeho satelit Archivováno 21. ledna 2021 na Wayback Machine
• Asteroid Ida a jeho měsíc Dactyl Archivováno 10. března 2016 na Wayback Machine

Tematické stránky	Databáze malých těles JPL
V bibliografických katalozích	J9U : 987007559139905171 LCCN : sh2007003500

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty