(243) Ida



Informacje, które udało nam się zgromadzić na temat (243) Ida, zostały starannie sprawdzone i uporządkowane, aby były jak najbardziej przydatne. Prawdopodobnie trafiłeś tutaj, aby dowiedzieć się więcej na temat (243) Ida. W Internecie łatwo zgubić się w gąszczu stron, które mówią o (243) Ida, a jednocześnie nie podają tego, co chcemy wiedzieć o (243) Ida. Mamy nadzieję, że dasz nam znać w komentarzach, czy podoba Ci się to, co przeczytałeś o (243) Ida poniżej. Jeśli informacje o (243) Ida, które podajemy, nie są tym, czego szukałeś, daj nam znać, abyśmy mogli codziennie ulepszać tę stronę.

.

(243) Ida
Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej
Ida i Dactyl w tle
Charakterystyka orbity
Okres 14 lipca 2004 ( JJ 2453200.5 )
Na podstawie 4441 obserwacji obejmujących 138,18 lat , U = 0
Półoś wielka ( a ) 428 000 x 10 6 km
(2.861 AU )
Peryhelium ( q ) 408.162 × 10 6 km
(2.728 AU )
Aphelia ( Q ) 447,837 x 10 6 km
(2,994 AU )
Mimośród ( e ) 0,046
Okres obrotu ( P REV ) 1767.564 d
(4,84 )
Średnia prędkość orbitalna ( v orb ) 17,60 km / s
Pochylenie ( ja ) 1,138 °
Długość węzła wstępującego ( Ω ) 324.217 °17
Argument peryhelium ( ω ) 108.809 °
Średnia anomalia ( M 0 ) 225,051 °
Kategoria Pas asteroid
rodziny Coronis
Znane satelity Daktyl
Charakterystyka fizyczna
Wymiary 56 × 24 × 21 km
Masa ( m ) 1 × 10 17 kg
Gęstość ( ρ ) 2,500 kg / m 3
Grawitacja równikowa na powierzchni ( g ) 0,015 m/s 2
Prędkość uwalniania ( v lib ) 0,025 km / s
Okres rotacji ( P rot ) 0,1924 d
Klasyfikacja spektralna S
Wielkość bezwzględna ( H ) 9.94
Albedo ( A ) 0,24
Temperatura ( T ) ~ 158 K

Odkrycie
Przestarzały 29 września 1884 r
Odkryty przez Johann palisa
Nazwany po Ida (nimfa)
Przeznaczenie A910 CD
1988 DB 1

(243) Ida jest asteroidą z rodziny Coronis , która sama znajduje się w głównym pasie i która ma szczególną cechę księżyca asteroidy . Zostało odkryte w dniuastronoma Johanna Palisy i nazwany na cześć nimfy z mitologii greckiej . Późniejsze obserwacje sklasyfikowały Idę jako asteroidę typu S , najbardziej reprezentowaną w wewnętrznym pasie asteroid. , sonda Galileo , skierowana do Jowisza, sfotografowała Idę i jej księżyc Dactyl . Jest to druga asteroida uważnie obserwowana przez statek kosmiczny i pierwsza, w której znaleziono satelitę.

Jak wszystkie asteroidy w pasie głównym, orbita Idy leży między planetami Mars i Jowisz . Jego okres rewolucji wynosi 4,84 roku, a okres rotacji 4,63 godziny. Ida o nieregularnym i wydłużonym kształcie ma średnią średnicę 31,4  km . Wydaje się, że składa się z dwóch dużych obiektów połączonych ze sobą w kształt przypominający półksiężyc. Jego powierzchnia jest jedną z najbardziej pokrytych kraterami w Układzie Słonecznym , z szeroką gamą rozmiarów i wieku.

Dactyl, księżyc Idy, został odkryty przez członka misji Galileo, Ann Harch, na podstawie otrzymanych zdjęć. Nazwa nadana jej pochodzi od Daktylów w mitologii greckiej, stworzeń zamieszkujących górę Ida . Dactyl, mający zaledwie 1,4 kilometra średnicy, jest około jednej dwudziestej wielkości Idy. Jego orbity wokół Idy nie można było określić z dużą precyzją. Jednak badania umożliwiły oszacowanie gęstości Idy i ujawniły, że jest ona zubożona w minerały metaliczne. Dactyl i Ida łączy wiele cech, co sugeruje wspólne pochodzenie.

Obrazy Galileusza, a następnie ocena masy dokonana przez Idę dostarczyły nowych wskazówek dotyczących geologii planetoid typu S. Przed przelotem sondy proponowano wiele teorii wyjaśniających ich skład mineralny. Ustalenie ich składu umożliwia skorelowanie upadku meteorytu na Ziemię z jego pochodzeniem w pasie asteroid. Dane zwrócone z tego przelotu nad Idą ujawniły, że asteroidy typu S są źródłem zwykłych meteorytów chondrytowych , które są najpowszechniejszym typem, jaki można znaleźć na powierzchni Ziemi.

Odkrycie i obserwacje

Idę odkryto dnia przez austriackiego astronoma Johanna Palisy w Obserwatorium Wiedeńskim . To był jego 45 th  Odkrycie asteroidy. Idę nazwał Moriz von Kuffner, wiedeński piwowar i astronom amator. W mitologii greckiej Ida to nimfa z Krety, która wychowała boga Zeusa . Ida została uznana za członka rodziny asteroid Coronis przez japońskiego astronoma Kiyotsugu Hirayamę , który w 1918 roku zaproponował, aby grupa ta stanowiła szczątki pierwotnie zniszczonego ciała.

Widmo odbicia Ida zmierzonoprzez astronomów Davida J. Tholena i Edwarda F. Tedesco w ramach Study of Asteroids in Eight Colors (ECAS). Jego widmo odpowiadało klasyfikacji asteroid typu S. Wiele obserwacji Idy zostało wykonanych na początku 1993 roku przez Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych znajdujące się w Flagstaff w Arizonie oraz przez Obserwatorium Oak . Umożliwiły one lepsze zmierzenie orbity Idy wokół Słońca i zmniejszyły niepewność jej pozycji dzięki przelotowi sondy Galileo z 78  km do 60  km .

Badanie

Przegląd Galileo

Galileo sonda , w kierunku Jowisza , przeleciał nad asteroidę Ida w 1993. Fragmenty pobliżu planetoidy Gaspra i Ida były wtórne do swojej misji. Zostały one wybrane jako cele po ustanowieniu polityki NASA, w celu przetestowania przelotu asteroid przez statek kosmiczny przechodzący przez pas asteroid. Żadna misja wcześniej nie próbowała takiego przelotu.

Galileo został wyniesiony na orbitę przez wahadłowiec kosmiczny Atlantis podczas misji STS-34 w dniu. Zmiana Galileo toru w celu zbliżenia Ida wymaga zużycia 34  kg z propelentem . Planiści misji opóźnili decyzję o przelocie asteroidy, dopóki nie byli pewni, że pozostawi ona wystarczającą ilość paliwa, aby sonda mogła ukończyć misję na Jowisz. Podczas podróży do Jowisza sonda dwukrotnie przekroczyła pas asteroid. Podczas drugiej wizyty ,minął Idę ze względną prędkością 12 400  m/s lub 44 640  km/h .

Sonda zaczęła robić zdjęcia z odległości 240 350  km do najbliższej odległości 2390  km . Ida była drugą po Gasprze asteroidą sfotografowaną przez statek kosmiczny . Podczas przelotu sonda widziała prawie 95% powierzchni Idy. Transmisja obrazów Idy została opóźniona z powodu nieodwracalnej awarii anteny Galileo o dużym wzmocnieniu . Pierwsze pięć zdjęć otrzymano w. Obejmowały one mozaikę obrazów asteroidy w rozdzielczości 31-38 megapikseli. Pozostałe zdjęcia zostały przesłane z powrotem do następnej wiosny, kiedy odległość Galileusza od Ziemi pozwalała na transmisję z większą szybkością transmisji.

Odkrycia

Dane zwrócone przez Galileo z przelotu Gaspry i Idy, a następnie przez misję NEAR Shoemaker , pozwoliły na pierwsze badania geologiczne asteroidy. Stosunkowo duży obszar Idy wykazywał duże zróżnicowanie cech geologicznych. Odkrycie jego księżyca, Dactylus, pierwszego potwierdzonego satelity asteroidy, dostarczyło dodatkowych informacji na temat budowy Idy.

Ida została sklasyfikowana jako asteroida typu S na podstawie pomiarów spektroskopowych na ziemi. Skład typu S był niepewny przed przelotem Galileusza, ale był znany jako jeden z dwóch minerałów znalezionych w meteorytach, które spadły na Ziemię: zwykły chondryt i mieszany (żelazo skalne). Oszacowanie gęstości Idy jest ograniczone do mniej niż 3,2 g/cm 3 przez długoterminową stabilność orbity Daktyla. Eliminuje to możliwość kompozycji skały żelaza, na który Ida musi składać się z 5 g / cm 3 żelaza i materiału bogatego w nikiel, powinna ona zawierać ponad 40% pustej przestrzeni. Galileusza zdjęć doprowadziła również do odkrycia, że „erozja space” miała miejsce na Ida, w procesie, który wykonany stare regiony wydają bardziej czerwone. Ten sam proces dotyczy zarówno Idy, jak i jej księżyca, chociaż Dactylus wykazuje mniej zmian. Erozja powierzchni Idy ujawniła kolejny szczegół dotyczący jej składu: widma odbicia niedawno odsłoniętych części przypominają te ze zwykłych meteorytów chondrytowych, ale starsze regiony zgadzają się z widmami asteroid typu S.

Te dwa odkrycia, skutki erozji kosmicznej i niskiej gęstości, prowadzą do nowego zrozumienia związku między asteroidami typu S a meteorytami skalno-żelaznymi. Asteroidy typu S są najliczniejsze w wewnętrznej części pasa planetoid. Zwykłe meteoryty chondrytowe są również najczęstszym rodzajem meteorytów znajdowanych na powierzchni Ziemi. Widma odbicia mierzone przez odległe obserwacje asteroid typu S nie odpowiadają jednak zwykłym meteorytom chondrytowym. Przelot Galileusza nad Idą pokazał, że niektóre typy S, zwłaszcza z rodziny Coronis , mogą być źródłem tych meteorytów.

Charakterystyka fizyczna

Masa Idy wynosi od 3,65 do 4,99 × 10 16  kg . Jego grawitacja powoduje przyspieszenie około 0,3 do 1,1 cm / s 2 na całej jego powierzchni. To pole jest tak słabe, że astronauta stojący na powierzchni Idy mógłby przeskoczyć z jednego końca na drugi. Podobnie obiekt poruszający się z prędkością większą niż 20  m/s ( 72  km/h ) mógłby definitywnie uciec z pola grawitacyjnego asteroidy. Ida to asteroida wyraźnie wydłużona, nieco w kształcie półksiężyca io nieregularnej powierzchni. Jest 2,35 razy dłuższa niż szeroka i posiada obszar demarkacyjny, który dzieli asteroidę na dwie różne części. Ten obszar jest zgodny z faktem, że Ida składa się z dwóch dużych brył, z kompletem gruzu wypełniającym przestrzeń między tymi elementami. Żadnego z tych szczątków nie można było jednak zaobserwować na zdjęciach o wysokiej rozdzielczości z Galileo . Chociaż na Idzie jest kilka stromych zboczy, które wznoszą się w górę pod kątem około 50 ° , stoki generalnie nie przekraczają 35 ° . Nieregularny kształt Idy odpowiada za silne nierówności pola grawitacyjnego planetoidy. Przyspieszenie powierzchniowe na końcach jest mniejsze ze względu na ich dużą prędkość obrotową. Jest również słaba w pobliżu strefy demarkacyjnej, ponieważ masa asteroidy jest skoncentrowana w każdej z dwóch części, daleko od tej strefy.

Topografia

Powierzchnia Idy jest mocno pokryta kraterami i przeważnie szara, chociaż kilka niewielkich różnic kolorystycznych wskazuje na nowe kształty i odkryte powierzchnie. Oprócz kraterów widoczne są inne cechy, takie jak rowki, grzbiety i występy. Asteroida pokryta jest grubą warstwą „  regolitu  ” z dużymi gruzami, które zasłaniają skałę poniżej. Duże bloki kamienia, fragmenty gruzu, nazywane są „blokami wyrzucanymi”, a kilka z nich zaobserwowano na powierzchni.

Regolith

Warstwa sproszkowanej skały pokrywająca powierzchnię Idy nazywana jest regolitem . Warstwa ta rozciąga się na grubości od 50 do 100  m . Materiał ten powstał w wyniku uderzeń i został ponownie rozprowadzony na powierzchni Idy w wyniku procesów geologicznych. Galileo wyraźnie pokazał dowody na niedawne osunięcie się regolitu. Regolit na Idzie składa się z minerałów krzemianu oliwinu i piroksenu . Jego wygląd zmienia się w czasie w procesie zwanym „erozją kosmiczną”. W wyniku tego procesu starszy regolit wydaje się bardziej czerwony w porównaniu ze świeżo odsłoniętym materiałem.

Zidentyfikowano około 20 dużych bloków wyrzutowych ( o średnicy od 40 do 150  m ), osadzonych w regolicie Idy. Bloki Ejecta stanowią większość regolitu. Uważa się, że bloki wypychane szybko pękają po uderzeniu, więc te obecne na powierzchni musiały zostać niedawno uformowane lub odkryte przez uderzenie. Większość z nich znajduje się wewnątrz kraterów Lascaux i Mammoth, ale być może nie zostały tam wyprodukowane. Region ten przyciąga gruz z powodu nieregularnego pola grawitacyjnego Idy. Niektóre bloki mogły zostać wyrzucone z młodego krateru Azzurra znajdującego się po drugiej stronie asteroidy.

Struktury

Na powierzchni Idy pojawia się kilka dużych struktur. Asteroida wydaje się być podzielona na dwie części, które można tutaj nazwać Region1 i Region2 , połączone ze sobą „pasem”. Ta cecha mogła zostać wypełniona przez szczątki lub zdmuchnięta z asteroidy przez uderzenia.

Regionie1 zawiera dwa duże struktury. Pierwszym z nich jest wyróżniający się 40- kilometrowy grzbiet  zwany Townsend Dorsum , nawiązujący do Tima E. Townsenda, członka zespołu obrazowania Galileo . Rozciąga się pod kątem 150  stopni wokół powierzchni Idy. Inną ważną strukturą jest wcięcie zwane Regio Wiedeńskim .

Region2 charakteryzuje kilka grup rowków, większość z nich ma szerokość około 100  m i długość do 4  km . Znajdują się one niedaleko kraterów Mammoth , Lascaux i Kartchner, ale nie są z nimi połączone. Niektóre rowki są powiązane z dużymi uderzeniami, na przykład przed wiedeńskim Regio .

Kratery

Ida jest jedną z najbardziej pokrytych kraterami asteroid znanych w Układzie Słonecznym, a te uderzenia były pierwszymi procesami, które ukształtowały jej powierzchnię. Krateracja osiągnęła punkt nasycenia, co oznacza, że nowe wpływy wymazać dawny, pozostawiając ilość kraterów zasadniczo takie same, pochodzą one we wszystkich rozmiarach iz różnych stadiach rozkładu i wieku ewoluujących od najnowszego do tego samego Ida. Najstarszy wydaje się być uformowany podczas rozpadu rodziny Coronis. Największy Lascaux obejmuje prawie 12  km . Nie ma duży krater w regionie1 podczas Region2 zawiera prawie wszystkie kratery ponad 6  km średnicy. Niektóre kratery są również ułożone w łańcuchy.

Główne kratery zostały nazwane na cześć jaskiń i tuneli lawowych znajdujących się na Ziemi. Na przykład krater Azzurra został nazwany na cześć podwodnej jaskini znajdującej się na wybrzeżu wyspy Capri, Grotta Azzurra . Azzurra wydaje się być ostatnim poważnym wpływem na Idę. Wyrzut z tego uderzenia jest rozłożony nieregularnie na Idzie i jest głównie odpowiedzialny za jej kolor, a także zmiany albedo na jej powierzchni. Asymetryczny i nowszy krater o nazwie Fingal stanowi wyjątek w morfologii kraterów, ponieważ ma dobrze zdefiniowaną granicę między dnem a krawędzią krateru z jednej strony. Inny ważny krater, Afon , wyznacza południk zerowy Idy.

Struktura kraterów jest prosta: w kształcie misy, bez płaskiego dna i bez centralnego szczytu. Są one równomiernie rozmieszczone nad Idą, z wyjątkiem występu na północ od krateru Choukoutien, który jest gładszy i mniej pokryty kraterami. Ejecta wykopane przez uderzenia rozkłada się na Idzie inaczej niż na planetach ze względu na szybki obrót, niską grawitację i nieregularny kształt. Osłony utworzone przez wyrzuty są rozmieszczone asymetrycznie wokół swoich kraterów, ale szybki wyrzut, który wydostaje się z asteroidy, zostaje trwale utracony.

Kompozycja

Ida została sklasyfikowana jako asteroida typu S na podstawie podobieństwa jej widm odbicia do podobnych planetoid. Asteroidy typu S mogą dzielić swój skład ze zwykłymi meteorytami chondrytowymi lub skalno-żelaznymi. Składu wewnętrznego nie analizowano bezpośrednio, ale przyjmuje się, że jest podobny do zwykłego materiału chondrytowego na podstawie obserwacji zmian koloru powierzchni i gęstości nasypowej Ida od 2,27 do 3,10 g/cm 3 . Zwykłe meteoryty chondrytowe zawierają różne ilości krzemianów oliwinu , piroksenu , żelaza i skaleni . Oliwin i piroksen zostały wykryte na Idzie przez Galileo . Zawartość minerałów wydaje się być jednorodna w całym zakresie. Galileo znalazł minimalne odchylenia na powierzchni, a obrót asteroidy wskazuje na stałą gęstość. Zakładając, że jej skład jest podobny do zwykłych meteorytów chondrytowych, dla których gęstość waha się od 3,48 do 3,64 g/cm 3 , Ida miałaby porowatość od 11 do 42%. Wnętrze Idy prawdopodobnie zawiera pewną ilość skały pękniętej przy uderzeniu, zwanej megageolitem . Warstwa megaregolitu Idy rozciąga się od kilkuset metrów pod powierzchnią do kilku kilometrów. Niektóre skały rdzenia mogły zostać spękane pod dużymi kraterami Mammoth , Lascaux i Undara .

Orbity i obroty

Ida jest członkiem rodziny Coronis z Głównego Pasa Asteroid. Okrąża Słońce w średniej odległości 2.862  AU , pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Ida potrzebuje 4,84089 lat na ukończenie orbity. Jej okres wirowania wynosi 4,63 godziny, co czyni ją jedną z najszybciej wirujących asteroid, jakie kiedykolwiek odkryto. Obliczono maksymalny moment bezwładności w równomiernie gęstej przedmiotu w tym samym kształcie, co zbiega się z osią Ida planetoidy obrotu. Sugeruje to, że wewnątrz asteroidy nie ma dużych wahań gęstości. Oś obrotu Idy poprzedza okres 77 000 lat, z powodu grawitacji Słońca działającej na niesferyczny kształt planetoidy.

Pochodzenie

Ida powstała w wyniku rozbicia macierzystego ciała Coronisa o średnicy około 120  km . Asteroida będąca przodkiem częściowo zróżnicowała cięższe metale migrujące do jądra. Ida zabrała ze sobą niewielkie ilości tego podstawowego materiału. Nie wiadomo, jak dawno miało miejsce to zjawisko pęknięcia. Według analizy procesów formowania krateru w Idzie, jej powierzchnia ma ponad miliard lat. Jest to jednak niezgodne z szacowanym wiekiem układu Ida-Daktyl na mniej niż 100 milionów lat. Jest mało prawdopodobne, aby Kupkówka, ze względu na swój niewielki rozmiar, mogła uniknąć zniszczenia w wyniku poważnej kolizji przez tak długi czas. Różnicę od szacowanego wieku można wytłumaczyć zwiększonym tempem krateryzacji przez szczątki po zniszczeniu przodka Coronisa.

Księżyc asteroid

Zdjęcie Dactyl wykonane przez Galileusza , który znajdował się około 3900  km od Księżyca.

Mały satelita o nazwie Dactyle krąży wokół asteroidy Ida. Jego nazwa to oficjalnie "(243) Ida I Dactyle" i została odkryta na zdjęciach wykonanych przez sondę Galileo podczas jej lotu w 1993 roku. Zdjęcia te dostarczyły pierwszego bezpośredniego potwierdzenia istnienia księżyca asteroidy . W czasie przelotu była oddzielona od Idy odległością 90 kilometrów i poruszała się po orbicie progresywnej. Powierzchnia Kupkówki jest pokryta kraterami, podobnie jak Ida, i wykonana jest z podobnych materiałów. Jego pochodzenie jest niepewne, ale dane z wiaduktu sugerują, że pochodzi z fragmentu Coronis .

Dactyl ma tylko 1,4  km średnicy; był to pierwszy odkryty naturalny satelita asteroid. Niektórzy badacze uważają, że kupkówka została utworzona przez szczątki wyrzucone z Idy w wyniku uderzenia, podczas gdy inni sugerują, że Ida i kupkówka połączyły się ponad miliard lat temu, kiedy macierzyste ciało niebieskie d'Ida rozpadło się. Obie hipotezy mają wady, które nie zostały jeszcze rozwiązane.

Bibliografia

(fr) Ten artykuł jest częściowo lub w całości zaczerpnięty z artykułu z angielskiej Wikipedii zatytułowanego „  243 Ida  ” ( patrz lista autorów ) .
  1. (en) „  Ida i Dactyl  ” , Widok Układu Słonecznego,.
  2. (en) Calvin J. Hamilton, Ida & Dactyl  " ,.
  3. (w) Herbert Raab, Johann Palisa, Najbardziej udany wizualny odkrywca asteroid ,( przeczytaj online [PDF] ).
  4. (w) Lutz Schmadel D., Słownik nazw mniejszych planet , tom.  1, Springer,, 992  s. ( ISBN  978-3-540-00238-3 , czytaj online ) , s.  50.
  5. (w) „  Obserwatorium Kuffnera  ” , Vienna Direct.
  6. (w) Alena Trckova-Flamée, „Idaea” w Encyclopedia Mythica ,( przeczytaj online ).
  7. (i) Clark R. Chapman , Galileo spotkania z Gaspra Ida  " , Asteroidach, komet meteorow , , s.  357-365 ( przeczytaj online [PDF] ).
  8. (w) B. Zellner , „  Ośmiokolorowy przegląd asteroid: Wyniki dla 589 mniejszych planet  ” , Icarus , tom.  61, n o  3,, s.  355-416 ( czytaj online ).
  9. (w) WM Owen , „  Metoda płaskiego nakładania zastosowana do obserwacji CCD 243 Ida  ” , The Astronomical Journal , tom.  107 (6),, s.  2295-2298 ( przeczytaj online [PDF] ).
  10. (en) Louis A D'Amario , „  Projektowanie trajektorii Galileusza  ” , Space Science Reviews” , tom.  60,, s.  23-78 ( przeczytaj online [PDF] ).
  11. (en) Clark R. Chapman , „  Asteroidy typu S, zwyczajne chondryty i wietrzenie przestrzeni: dowody z przelotów Galileusza nad Gaspra i Idą  ” , Meteoritics” , tom .  31,, s.  699-725 ( czytaj online [PDF] ).
  12. (en) PC Thomas , „  Kształt Idy  ” , Ikar , tom.  120 n o  1,, s.  20-32 ( czytaj online ).
  13. (en) Clark R. Chapman , „  Pierwszy Galileo obraz planetoidy 243 Ida  ” , 25-ci Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Institute) ,, s.  237-238 ( przeczytaj online [PDF] ) (fragmenty z konferencji).
  14. (en) Paul E. Geissler , „  Reakkrecja wyrzutów na szybko obracających się asteroidach: implikacje dla 243 Ida i 433 Eros  ” , Uzupełnienie inwentaryzacji Układu Słonecznego (Astronomiczne Towarzystwo Pacyfiku) , tom.  107,, s.  57-67 ( czytaj online [PDF] ).
  15. (en) Jean-Marc Petit , Długoterminowa dynamika orbity Dactyl  " , Icarus , tom.  130,, s.  177-197 ( przeczytaj online [PDF] ).
  16. (en) Paul E. Geissler , „  Erozja i Ejecta Reaccretion na 243 Ida i jej księżyca  ” , Icarus , vol.  120,, s.  140–157 ( czytaj online [PDF] ).
  17. (w) William F. Bottke Jr. , Alberto Cellino , Paolo Paolicchi i Richard P. Binzel, „Przegląd planetoid: perspektywa asteroidów III” , w Asteroids III , Tucson, University of Arizona,, Pdf ( przeczytaj online ) , s.  3–15.
  18. (w) Zdjęcia Asteroid Ida & Dactyl  " , NASA .
  19. (w) Pascal Lee , Ejecta Bloki 243 Ida i Inne Asteroidach  " , Ikar , tom.  120,, s.  87-105 ( czytaj online [PDF] ).
  20. (w) Ronald Greeley , „  Morfologia i geologia planetoidy Ida: obserwacje wstępne Galileo Imaging  ” , Streszczenia 25. Konferencji Nauki o Księżycu i Planetach (Instytut Księżycowy i Planetarny) , tom.  120,, s.  469–470 ( przeczytaj online [PDF] ).
  21. (en) Jeanne Holm , „  Odkrycie Księżyca Idy wskazuje na możliwe „rodziny” planetoid  ” , The Galileo Messenger (NASA) , tom.  34,( przeczytaj online ).
  22. (en) Robert J. Sullivan , „  Geologia 243 Ida  ” , Icarus , tom.  120,, s.  119-139 ( czytaj online [PDF] ).
  23. (w) Ron Cowen , „  Idiosynkrazje asteroidy 243 Nieregularne pole grawitacyjne Ida-Idy  ” , Science News , tom.  147,, s.  207 ( ISSN  0036-8423 , przeczytaj online [PDF] ).
  24. (w) PJ Stooke , „  Rozważania o geologii 243 Idy  ” , XXVIII Nauka o Księżycu i Planetarności ,, s.  1385-1386 ( przeczytaj online [PDF] ).
  25. (w) K. Sárneczky i A. Keresztúri , „  Globalny” tektonizm to asteroidy  » , 33. Doroczna Konferencja Nauk o Księżycu i Planetach ,( przeczytaj online [PDF] ).
  26. (w) Greeley , „  Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Observations Galileo Imaging  ” , Streszczenia z 25. konferencji Lunar and Planetary Science (Instytut Księżycowy i Planetarny) ,, s.  469–470 ( przeczytaj online [PDF] ).
  27. (en) Lionel Wilson , „  Wewnętrzne struktury i gęstości asteroid  ” , Meteoritics & Planetary Science” , tom.  33,, s.  479–483 ( przeczytaj online [PDF] ).
  28. Strona internetowa JPL, 243 Ida , Przeglądarka baz danych JPL Small-Body Database. Dostęp 27 kwietnia 2010.
  29. (w) Peter C. Thomas i Louise M. Prockter, „Tektonika małych ciał” w Planetary Tectonics , tom.  11, Cambridge University Press,( ISBN  9780521765732 ).
  30. (w) Stephen Michael Slivan , „  Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids  ” , Massachusetts Institute of Technology ,( przeczytaj online [PDF] ).
  31. (w) David Vokrouhlický , „  Wektorowe wyrównanie spinów asteroid za pomocą termicznych momentów obrotowych  ” , Nature , tom.  425,, s.  147-151 ( przeczytaj online [PDF] ).
  32. (w) Richard Greenberg , kolizyjnego i dynamiczne Historia Idy  " , Ikara , vol.  120,, s.  106–118 ( przeczytaj online [PDF] ).
  33. (w) Terry A. Hurford , „  Ewolucja pływów przez wydłużone pierwotniaki: Implikacje dla systemu Ida/Dactyl  ” , „Listy badań geofizycznych” , tom.  27,, s.  1595-1598 ( czytaj online [PDF] ).
  34. (w) Bradley W. Carroll , Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki , Reading, Mass, Addison-Wesley Publishing Company,, 1327  s. ( ISBN  0-201-54730-9 ).

Linki zewnętrzne


Mamy nadzieję, że informacje, które zgromadziliśmy na temat (243) Ida, były dla Ciebie przydatne. Jeśli tak, nie zapomnij polecić nas swoim przyjaciołom i rodzinie oraz pamiętaj, że zawsze możesz się z nami skontaktować, jeśli będziesz nas potrzebować. Jeśli mimo naszych starań uznasz, że informacje podane na temat _title nie są całkowicie poprawne lub że powinniśmy coś dodać lub poprawić, będziemy wdzięczni za poinformowanie nas o tym. Dostarczanie najlepszych i najbardziej wyczerpujących informacji na temat (243) Ida i każdego innego tematu jest istotą tej strony internetowej; kierujemy się tym samym duchem, który inspirował twórców Encyclopedia Project, i z tego powodu mamy nadzieję, że to, co znalazłeś o (243) Ida na tej stronie pomogło Ci poszerzyć swoją wiedzę.

Opiniones de nuestros usuarios

Sylwester Borkowski

Ładny artykuł z _zmienna.

Jadwiga Romanowski

Ten wpis o (243) Ida był właśnie tym, co chciałem znaleźć.

Rafa Wieczorek

Uznałem, że informacje, które znalazłem na temat zmiennej (243) Ida, są bardzo przydatne i przyjemne. Gdybym musiał umieścić 'ale', może to oznaczać, że nie jest wystarczająco wyczerpujące w swoim sformułowaniu, ale poza tym jest świetne.