(243) Ида

Иду обнаружил 29 сентября 1884 года австрийский астроном Иоганн Пализа в Венской обсерватории^[4]. Это был 45-й открытый им астероид^[5]. Имя нимфы, воспитавшей Зевса^[6], астероид получил благодаря Морицу фон Куффнеру^[de], венскому пивовару и астроному-любителю^[7][8]. В 1918 году астероид Ида был включён в состав астероидного семейства Корониды, образовавшегося в результате столкновения двух крупных астероидов 2 млрд лет назад^[9]. Многие важные данные об этом астероиде были получены позднее, в 1993 году, по результатам исследований в обсерватории Ок-Ридж и по данным, полученным во время пролёта КА «Галилео» рядом с астероидом. В первую очередь это уточнение параметров орбиты Иды вокруг Солнца^[10].

Пролёт «Галилео»

В 1993 году мимо Иды пролетел космический аппарат «Галилео», направлявшийся к Юпитеру. Главной целью миссии были Юпитер и его спутники, а сближение с астероидами Ида и Гаспра носило второстепенный характер. Они были выбраны в соответствии с новой политикой НАСА, которая предусматривает сближение с астероидами для всех миссий, пересекающих главный пояс^[11]. До этого ни одна миссия не предполагала таких сближений^[12]. «Галилео» был выведен на орбиту 18 октября 1989 года космическим челноком «Атлантис» (миссия STS-34)^[13]. Изменение траектории «Галилео» для сближения с Идой дополнительно требовало расхода 34 кг топлива, поэтому решение об изменении траектории было принято только тогда, когда было точно выяснено, что оставшегося на аппарате топлива хватит для завершения главной миссии к Юпитеру^[11].

«Галилео» в процессе своего движения к Юпитеру дважды пересекал пояс астероидов. Во второй раз он пролетел мимо Иды 28 августа 1993 года со скоростью 12,4 км/с относительно астероида^[11]. Первые снимки Иды были получены, когда аппарат находился на расстоянии 240 350 км от астероида, а их максимальное сближение составило 2390 км^[6][14]. Ида был вторым астероидом, после Гаспры, с которым сближался «Галилео»^[15]. Во время пролёта зонда было заснято около 95 % поверхности Иды^[16].

Передача многих изображений откладывалась из-за частых отказов передающей антенны с высоким коэффициентом усиления^[en][17]. Первые пять изображений были получены в сентябре 1993 года^[18]. Они представляли собой мозаику из сшитых вместе снимков поверхности астероида в высоком разрешении порядка 31—38 метров на пиксель^[19][20]. Остальные изображения были отправлены весной следующего года, когда близость «Галилео» к Земле позволяла добиться более высокой скорости передачи^[18][21].

Открытия, сделанные «Галилео»

Данные, полученные в результате пролёта «Галилео» близ астероидов Ида и Гаспра, впервые позволили провести детальные исследования геологии астероидов^[22]. На поверхности Иды были обнаружены геологические структуры нескольких типов^[19]. Обнаружение спутника Иды Дактиля стало первым доказательством возможности существования спутников у астероидов^[9].

На основании данных наземных спектроскопических исследований Ида классифицировалась как астероид спектрального класса S^[23]. Точный состав астероидов S-класса до полёта «Галилео» был неизвестен, но они привязывались к двум классам метеоритов, часто встречающимся на Земле: обыкновенные хондриты (ОХ) и палласиты^[3]. По различным оценкам, плотность Иды не превышает 3,2 г/см³, только такое значение плотности позволяет обеспечить стабильность орбиты Дактиля^[23]. Всё это исключает большое содержание на Иде таких металлов, как железо или никель, со средней плотностью 5 г/см³, потому что при этом её пористость должна достигать 40 %^[9].

Изображения, полученные с «Галилео», позволили обнаружить на Иде следы космического выветривания — процесса, в результате которого более старые регионы с течением времени приобретают красноватый оттенок^[9]. Этот процесс, хотя и в меньшей степени, затрагивает и спутник Иды Дактиль^[24]. Выветривание на поверхности Иды позволило получить дополнительные сведения о составе её поверхности: спектры отражения молодых областей поверхности напоминали спектры ОХ-метеоритов, в то время как более старые области по спектральным характеристикам больше схожи с астероидами S-класса^[12].

Низкая плотность астероида и открытие процессов космического выветривания привели к новому пониманию взаимоотношений астероидов S-класса и ОХ-метеоритов. Класс S является одним из самых многочисленных во внутренней части главного пояса астероидов^[12]. Обыкновенные хондриты также весьма распространены среди найденных на Земле метеоритов^[12]. Спектры астероидов S-класса не совпадают со спектрами ОХ-метеоритов. Таким образом, «Галилео» во время своего пролёта рядом с Идой обнаружил, что только некоторые астероиды этого класса, в том числе и в семействе Корониды, могут являться источником ОХ-метеоритов^[24].

Оценки массы Иды колеблются от 3,65⋅10¹⁶ до 4,99⋅10¹⁶ кг^[25]. Ускорение свободного падения на поверхности в зависимости от положения на астероиде меняется от 0,3 до 1,1 см/с²^[16]. Это настолько мало, что космонавт, стоя на поверхности, может, подпрыгнув, перелететь с одного конца Иды на другой, а если разогнаться до скорости 20 м/с, то можно и вовсе улететь с астероида^[26][27].

Ида — астероид удлинённой формы^[22], несколько напоминающий круассан^[18] с неровной поверхностью^[28][29]. Длина астероида в 2,35 раза превышает ширину^[22], а средняя часть соединяет две геологически разные части^[18]. Такую форму астероида можно объяснить тем, что он состоит из двух твёрдых компонентов, соединённых областью из рыхлого раздробленного материала. Однако снимки с «Галилео» не смогли подтвердить эту гипотезу^[29], хотя на астероиде и были обнаружены склоны с наклоном в 50°, в то время как обычно они не превышают 35°^[16]. Из-за неправильной формы и высокой скорости вращения распределение гравитационного поля по поверхности Иды крайне неравномерно^[30]. Действие центробежных сил в масштабах астероида с такой малой массой и такой формы приводит к весьма заметным искажениям гравитации в разных частях Иды^[16]. В частности, ускорение свободного падения является самым низким на концах астероида и в его средних областях (из-за низкой плотности).

Поверхность Иды в основном серого цвета, но для молодых, недавно образованных районов возможны небольшие вариации цвета^[6]. Кроме кратеров, на Иде есть и другие особенности, например, долины, гребни и выступы. Ида покрыта толстым слоем реголита, который скрывает под собой основные породы астероида. Но некоторые крупные обломки материнской породы, которые были выброшены во время падения астероидов, можно обнаружить и на поверхности.

Реголит

Толщина покрывающего поверхность Иды слоя каменной крошки из раздробленных камней, называемой реголитом, составляет 50—100 метров^[18]. Этот материал образовался под воздействием интенсивной метеоритной бомбардировки небесного тела. Многочисленные метеориты, падая на Иду, дробили и измельчали её породу, таким образом выступая одним из главных геологических факторов, которые формировали поверхность^[27].

Ныне поверхность изменяется также и за счёт перемещения по ней реголита под действием гравитации и быстрого вращения. «Галилео» во время своего пролёта обнаружил свидетельства недавнего такого перемещения, своего рода оползня^[20]. Реголит Иды состоит из силикатов различных минералов, в частности из оливина и пироксена^[9][32]. Своим появлением и изменением он обязан процессам космического выветривания^[24], вследствие которых старый реголит приобретает красноватый оттенок, чем отличается от более молодого^[9].

Но среди реголита попадаются и довольно крупные части материнской породы, выброшенные из кратера в момент его образования. Всего было обнаружено около 20 крупных (40—150 метров в поперечнике) блоков^[18][26]. Они представляют собой крупнейшие части реголита^[14]. Поскольку под действием космической эрозии эти блоки за относительно небольшое время постепенно истираются и дробятся, они не могут существовать продолжительное время, а те блоки, которые существуют сейчас, вероятно, образовались совсем недавно^[27][30]. Большинство из них расположены вблизи кратеров Ласко и Мамонт, но образовались, возможно, не в них^[27]. Из-за неравномерного гравитационного поля в этот район стекается реголит с соседних областей поверхности Иды^[30]. Некоторые блоки могут быть родом из кратера Адзурра (на противоположной стороне астероида)^[33].

Структуры

На поверхности Иды есть несколько довольно крупных структур. Сам астероид можно разделить на две части (область 1 и область 2), которые соединены между собой посередине^[18][33].

Область 1 содержит две основные структуры, одной из которых является сорокакилометровый хребет Townsend Dorsum, простирающийся на 150° по поверхности Иды^[34], а другой — большие уступы Vienna Regio^[18].

Область 2 включает в себя несколько долин, большинство из которых достигают 100 метров в ширину и простираются до 4 км в длину^[14][18]. Они расположены рядом с кратерами Ласко, Мамонт и Картчнер, но не связаны с ними^[14]. Некоторые долины связаны со структурами на другой стороне астероида, например с областью Вены.

Кратеры

Ида является одним из самых кратеризованных тел Солнечной системы^[19][28], метеоритная бомбардировка была основным процессом, формировавшим её поверхность^[22]. На определённом этапе формирование кратеров достигло своей точки насыщения, то есть образование новых кратеров должно было непременно приводить к стиранию старых, в результате чего общее количество кратеров на астероиде остаётся примерно одинаковым^[9]. Ида покрыта кратерами всевозможных возрастов^[28] — от новых, только что образовавшихся, до почти таких же старых, как сама Ида^[18]. Старые могли появиться ещё в момент возникновения Иды — во время распада родительского астероида, образовавшего семейство Корониды^[24]. Самый большой кратер Ласко имеет в поперечнике почти 12 км^[29][35]. Все наибольшие кратеры диаметром свыше 6 км находятся в Области 2, в то время как Область 1 практически лишена крупных кратеров^[18]. Некоторые кратеры расположены по цепочке на одной линии^[20].

Крупнейшие кратеры на Иде названы в честь известных земных пещер и лавовых трубок. Кратер Адзурра, например, поименован в честь наполовину затопленной пещеры на острове Капри, также известной как Голубой грот^[36]. Предполагается, что Адзурра — самое молодое крупное образование на поверхности Иды^[26]. Энергия столкновения была так велика, что материал, выброшенный из этого кратера, разлетелся по всей поверхности астероида^[9], именно им обусловлены наблюдаемые на ней колебания цвета и альбедо^[37]. Интересной морфологией среди молодых кратеров обладает Фингал, который имеет чёткую границу между дном кратера и его стенкой^[14]. Другим важным кратером является Афон, от которого ведётся счёт меридианов на Иде^[38].

Структура кратеров довольно проста: они имеют чашеобразную форму без центрального пика^[14]. Они довольно равномерно распределены по поверхности Иды, за исключением выступа севернее кратера Чжоукоудянь, где поверхность более молодая и менее кратеризованная^[14]. Из-за низкой гравитации в сочетании с быстрым вращением Иды порода, выбитая из поверхности, разносится по ней на большее расстояние и более неравномерно^[22]. В результате выброшенная из кратера порода располагается вокруг него асимметрично, а в случае достаточно большой скорости и вовсе улетает за пределы астероида^[26].

На основе данных спектрального анализа Иды, проведённого 16 сентября 1980 года астрономами Дэвидом Дж. Толеном и Эдвардом Ф. Тедеско^[39][40], и сравнения полученных спектров со спектрами других астероидов Ида была классифицирована как астероид S-класса^[3]. Астероиды класса S схожи по составу с железо-каменными метеоритами и обыкновенными хондритами^[3]. Анализ внутреннего состава не проводился, но на основании цвета и плотности грунта, которая составляет 2,6 ± 0,5 г/см³^[3], предполагается, что он схож с составом обыкновенных хондритов^[3][24]. Хондритные метеориты содержат в своём составе в различных пропорциях силикаты, оливин, пироксен, железо и полевой шпат^[41]. Из них космическим аппаратом «Галилео» на Иде обнаружены пироксены и оливин^[32]. Минеральный состав практически однороден по всему астероиду. Исходя из предположения о схожести состава Иды с составом хондритных метеоритов плотностью 3,48—3,64 г/см³ можно заключить, что пористость Иды должна составлять 11—42 %^[3].

Глубокие слои Иды, вероятно, содержат некоторое количество ударно-трещиноватых пород, называемых мегареголитами. Слой мегареголита начинается под поверхностью Иды на глубине от нескольких сотен метров до нескольких километров^[14].

Ида входит в состав семейства Корониды в главном поясе астероидов^[9] и обращается вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера^[42] на среднем расстоянии от Солнца 2,862 а. е., или 428 млн км, совершая полный оборот за 4 года 307 суток и 3 часа^[42].

Период вращения этого астероида составляет 4 часа 37,8 минуты^[22][43] — это один из самых быстровращающихся астероидов среди обнаруженных на сегодня^[44]. Главная центральная ось инерции объекта с равномерной плотностью и такой же формой, как у Иды, совпадает с направлением оси вращения астероида, что говорит о его однородности. То есть внутри него отсутствуют какие-либо существенные колебания плотности. Иначе направление рассчитанного момента инерции не совпадало бы с направлением оси вращения, то есть реальная ось вращения находилась бы в другом месте астероида. «Галилео» обнаружил крайне небольшие вариации плотности, связанные с быстрым вращением Иды^[14][45]. Так как астероид Ида имеет ненулевое наклонение орбиты и неправильную форму, под действием гравитации Солнца её ось вращения прецессирует с периодом 77 тысяч лет^[46].

Ида образовалась в результате разрушения родительского астероида диаметром 120 км, образовавшего семейство Корониды^[43]. Он был достаточно большим, чтобы в нём начала происходить дифференциация недр, в результате чего более тяжёлые элементы, в частности металлы, мигрировали в центральную область астероида. Ида, как предполагается, образовалась из верхних, достаточно удалённых от ядра частей этого астероида. Точно датировать время образования Иды затруднительно, но по данным анализа кратеров возраст её поверхности составляет более 1 млрд лет^[44], что, однако, плохо согласуется с существованием системы Ида — Дактиль, которая не может быть старше 100 млн лет^[47]. Разницу в возрасте можно объяснить падением материала с родительского тела на поверхность Иды в момент его разрушения^[48].

Небольшой спутник Дактиль, движущийся по орбите вокруг астероида Ида, был обнаружен по снимкам, полученным КА «Галилео» во время его пролёта мимо астероида в 1993 году. Эти изображения стали первым документальным подтверждением возможности существования спутников у астероидов^[9]. Эти снимки астероида были сделаны, когда Дактиль находился на расстоянии 90 км от Иды. Судя по снимкам, его поверхность сильно кратеризована, как и поверхность Иды, и состоит из аналогичных материалов. Точное происхождение Дактиля неизвестно, но предполагается, что он возник как один из фрагментов родительских астероидов, образовавших семейство Корониды.

Открытие

Спутник Дактиль был обнаружен членом миссии «Галилео» Энном Харчем 17 февраля 1994 года при анализе снимков, полученных с космического аппарата^[32]. Всего «Галилео» удалось записать 47 изображений Дактиля за 5,5 часа наблюдения в августе 1993 года^[25]. Космический аппарат находился на расстоянии 10 760 км от Иды^[49] и 10 870 км от Дактиля, когда было получено первое изображение спутника, за 14 минут до этого КА пролетел на минимальном расстоянии от спутника^[50].

Первоначальное обозначение спутника — 1993 (243) 1^[49][51]. Позже, на заседании Международного астрономического союза в 1994 году^[51], он был назван в честь мифологических лилипутов дактилей, населявших гору Ида на острове Крит^[52][53].

К сожалению, точные параметры орбиты Дактиля вокруг Иды получить так и не удалось. Это объясняется тем, что за короткое время пролёта зонда взаимное положение Иды и Дактиля изменилось мало. К тому же в момент передачи данных аппарат «Галилео» находился в плоскости орбиты спутника, что сильно затрудняло определение орбиты. Так что, хотя IAU и подтвердил факт открытия спутника, до тех пор пока не будет установлена его орбита, определённые сомнения в правильности сделанных выводов всё же сохраняются^[54].

Физические характеристики

Дактиль, обладая размерами 1,6×1,4×1,2 км, имеет яйцевидную форму^[9] очень близкую к сфероиду^[52]. Его ось вращения сориентирована в сторону Иды. Как и у Иды, поверхность спутника испещрена кратерами, на нём найдено более десятка кратеров с поперечником больше 80 метров, что указывает на интенсивную метеоритную бомбардировку в прошлом^[6]. На поверхности обнаружена линейная цепочка из по меньшей мере шести кратеров. Тела, их образовавшие, вероятно, ранее были выбиты из самой Иды, после чего они уже упали на Дактиль, образовав такую структуру. Многие кратеры на спутнике содержат центральные пики, которые отсутствуют в аналогичных кратерах на Иде. Эти особенности, а также сфероидальная форма спутника свидетельствуют о том, что, несмотря на небольшой размер, на нём имеет место влияние гравитации на поверхностные структуры и на сам астероид^[55]. Средняя температура поверхности составляет около 200 К, или −73 °C^[32].

Дактиль имеет много общих характеристик с Идой, в частности их альбедо очень близки друг к другу^[56], но при этом на нём намного меньше видны следы эрозии и космического выветривания, так как из-за небольшого размера он не может накопить на своей поверхности большое количество раздробленного материала, что контрастирует с поверхностью Иды, которая покрыта толстым слоем реголита^[24][49].

Орбита

При том что масса Иды была неизвестна, реконструкция орбиты Дактиля на основе закона всемирного тяготения допускала весьма значительную неопределённость. Почти сразу стало ясно, что, не зная ни массы, ни плотности Иды, точно определить орбиту Дактиля не удастся. Поэтому с помощью компьютерного моделирования был создан набор его орбит для различных возможных значений массы и плотности Иды, в частности для плотности от 1,5 до 4,0 г/см³. Для различных значений плотности центрального тела различны и орбиты, по которым вокруг него будет двигаться спутник. Причём для данного диапазона плотностей орбиты различаются очень сильно. При плотностях Иды меньше 2,1 г/см³ орбиты оказываются гиперболическими, то есть спутник должен будет покинуть астероид после первого же облёта. При бо́льших плотностях Иды орбиты являются эллиптическими с огромным эксцентриситетом: с расстоянием в перицентре примерно 80—85 км, огромными удалениями от Иды в апоцентре и с периодом от одних до многих десятков суток. Примерно при плотности 2,8 г/см³ орбита становится почти круговой с периодом около 27 часов. По мере дальнейшего увеличения плотности расстояния в перицентрах эллиптических орбит уменьшаются прямо пропорционально значению плотности, а удаления в апоцентрах становятся равными примерно 95—100 км. Для плотности Иды более чем 2,9 г/см³ удаление в перицентре становится менее 75 км и период обращения составляет менее 24 часов^[54].

Как выяснилось по итогам компьютерного моделирования движения Дактиля, для того чтобы спутник мог оставаться на стабильной орбите^[25], его перицентр должен находиться на расстоянии не менее 65 км от Иды. Диапазон возможных орбит при моделировании был сужен за счёт тех точек, в которых спутник находился в момент пролёта «Галилео», в частности, 28 августа 1993 года в 16:52:05 он находился на расстоянии 90 км от Иды с долготой 85°^[25]. А 26 апреля 1994 года телескоп «Хаббл» наблюдал Иду в течение восьми часов, но его разрешение не позволило обнаружить спутник: для этого он должен был бы находиться более чем в 700 км от Иды^[23].

Известно, что Дактиль движется вокруг Иды по ретроградной орбите (вращается вокруг Иды в обратном направлении, т. е. противоположном направлению вращения Иды вокруг Солнца), которая имеет наклон к экватору Иды 8°^[25]. Орбитальный период Дактиля составляет около 20 часов, если считать, что он движется по круговой орбите^[56] с орбитальной скоростью около 10 м/с^[23].

Возраст и происхождение

Дактиль, возможно, возник в то же время, что и Ида^[44], в момент столкновения двух астероидов, породивших семейство Корониды^[27]. Однако он мог сформироваться и позже, например быть выбитым из Иды в момент столкновения последней с другим астероидом^[25]. Вероятность его случайного захвата крайне мала. Возможно, около 100 млн лет назад, Дактиль сам пережил столкновение с астероидом, в результате чего его размеры существенно уменьшились^[50].

• Список астероидов (201—300)
• 1. ↑ Wm. Robert Johnston Archive (243) Ida and Dactyl. 2005 (неопр.). Дата обращения: 11 октября 2008. Архивировано 18 августа 2011 года.
  2. ↑ Britt, D. T.; Yeomans, D. K.; Housen, K.; Consolmagno, G. Asteroid Density, Porosity, and Structure (неизв.) // Asteroids III. — Tucson: University of Arizona, 2002. — С. 485—500. — Bibcode: 2002aste.conf..485B. Архивировано 16 июля 2020 года.
  3. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} Wilson, Lionel; Keil, Klaus; Love, Stanley J. The internal structures and densities of asteroids (англ.) // Meteoritics & Planetary Science  (англ.) (рус.. — 1999. — May (vol. 34, no. 3). — P. 479—483. — doi:10.1111/j.1945-5100.1999.tb01355.x. — Bibcode: 1999M&PS...34..479W. Архивировано 12 июня 2016 года.
  4. ↑ John Clark. The Standard American Encyclopedia of Arts, Sciences, History, Biography, Geography, Statistics, and General Knowledge. — Encyclopedia Publishing, 1897. — 206 p.
  5. ↑ Herbert. Johann Palisa, the most successful visual discoverer of asteroids (англ.) // Meeting on Asteroids and Comets in Europe : journal. — 2002. Архивировано 28 сентября 2007 года.
  6. ↑ ^{1 2 3 4} Images of Asteroids Ida & Dactyl (неопр.) (недоступная ссылка). National Aeronautics and Space Administration (23 августа 2005). Архивировано 18 августа 2011 года.
  7. ↑ Lutz D.; Schmadel. Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances // Dictionary of minor planet names (неопр.). — Springer, 2003. — Т. 20. — С. 36. — (IAU commission). — ISBN 9783540002383. Архивная копия от 25 апреля 2016 на Wayback Machine
  8. ↑ Berger, Peter. The Gildemeester Organisation for Assistance to Emigrants and the expulsion of Jews from Vienna, 1938—1942 // Business and Politics in Europe, 1900—1970 (англ.) / Gourvish, Terry. — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2003. — P. 241. — ISBN 0521823447.
  9. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11} Chapman, Clark R. S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida (англ.) // Meteoritics : journal. — 1996. — October (vol. 31). — P. 699—725. — Bibcode: 1996M&PS...31..699C. Архивировано 12 июня 2016 года.
  10. ↑ Owen, W. M., Jr.; Yeomans, D. K. The overlapping plates method applied to CCD observations of 243 Ida (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — June (vol. 107, no. 6). — P. 2295—2298. — doi:10.1086/117037. — Bibcode: 1994AJ....107.2295O. Архивировано 23 октября 2017 года.
  11. ↑ ^{1 2 3} D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Galileo trajectory design (неизв.) // Space Science Reviews. — Springer, 1992. — May (т. 60). — С. 23—78. — doi:10.1007/BF00216849. — Bibcode: 1992SSRv...60...23D. Архивировано 12 июня 2016 года.
  12. ↑ ^{1 2 3 4} Chapman, Clark R. S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida (англ.) // Meteoritics : journal. — 1996. — October (vol. 31). — P. 699. — Bibcode: 1996M&PS...31..699C. Архивировано 12 июня 2016 года.
  13. ↑ D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Galileo trajectory design (неизв.) // Space Science Reviews. — Springer, 1992. — May (т. 60). — С. 26. — doi:10.1007/BF00216849. — Bibcode: 1992SSRv...60...23D. Архивировано 12 июня 2016 года.
  14. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9} Sullivan, Robert J.; Greeley, Ronald; Pappalardo, R.; Asphaug, E.; Moore, J. M.; Morrison, D.; Belton, Michael J. S.; Carr, M.; Chapman, Clark R.; Geissler, Paul E.; Greenberg, Richard; Granahan, James; Head, J. W., III; Kirk, R.; McEwen, A.; Lee, P.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph. Geology of 243 Ida (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1996. — March (vol. 120, no. 1). — P. 119—139. — doi:10.1006/icar.1996.0041. — Bibcode: 1996Icar..120..119S. Архивировано 12 июня 2016 года.
  15. ↑ Cowen, Ron. Close-up of an asteroid: Galileo eyes Ida, Science News (2 октября 1993), С. 215.
  16. ↑ ^{1 2 3 4} Thomas, Peter C.; Belton, Michael J. S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M. E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Joseph. The shape of Ida (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1996. — Vol. 120, no. 1. — P. 20—32. — doi:10.1006/icar.1996.0033. — Bibcode: 1996Icar..120...20T.
  17. ↑ Chapman, Clark R. The Galileo Encounters with Gaspra and Ida (неизв.) // Asteroids, Comets, Meteors. — 1994. — С. 358. — Bibcode: 1994IAUS..160..357C. Архивировано 5 мая 2021 года.
  18. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11} Chapman, Clark R. S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida (англ.) // Meteoritics : journal. — 1996. — October (vol. 31). — P. 707. — Bibcode: 1996M&PS...31..699C. Архивировано 12 июня 2016 года.
  19. ↑ ^{1 2 3} Chapman, Clark R.; Belton, Michael J. S.; Veverka, Joseph; Neukum, G.; Head, J.; Greeley, Ronald; Klaasen, K.; Morrison, D. First Galileo image of asteroid 243 Ida (неизв.) // Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. — Lunar and Planetary Institute, 1994. — March. — С. 237—238. — Bibcode: 1994LPI....25..237C. Архивировано 21 января 2022 года.
  20. ↑ ^{1 2 3} Greeley, Ronald; Sullivan, Robert J.; Pappalardo, R.; Head, J.; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Lee, P.; Belton, M.; Chapman, Clark R. Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations (англ.) // Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference : journal. — Lunar and Planetary Institute, 1994. — March. — P. 469—470. — Bibcode: 1994LPI....25..469G. Архивировано 21 января 2022 года.
  21. ↑ Monet, A. K. B.; Stone, R. C.; Monet, D. G.; Dahn, C. C.; Harris, H. C.; Leggett, S. K.; Pier, J. R.; Vrba, F. J.; Walker, R. L. Astrometry for the Galileo mission. 1: Asteroid encounters (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — June (vol. 107, no. 6). — P. 2290—2294. — doi:10.1086/117036. — Bibcode: 1994AJ....107.2290M. Архивировано 12 июня 2016 года.
  22. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Greenberg, Richard. Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros (англ.) // Completing the Inventory of the Solar System : journal. — Astronomical Society of the Pacific, 1996. — Vol. 107. — P. 57—67. — Bibcode: 1996ASPC..107...57G. Архивировано 12 июня 2016 года.
  23. ↑ ^{1 2 3 4} Byrnes, Dennis V.; D'Amario, Louis A.; Galileo Navigation Team. Solving for Dactyl's Orbit and Ida's Density (неизв.) // The Galileo Messenger. — NASA, 1994. — December (№ 35). Архивировано 19 июля 2009 года.
  24. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} Chapman, Clark R. Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics (англ.) // Meteoritics : journal. — 1995. — September (vol. 30, no. 5). — P. 496. — Bibcode: 1995Metic..30R.496C. Архивировано 12 июня 2016 года.
  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 (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1997. — November (vol. 130, no. 1). — P. 177—197. — doi:10.1006/icar.1997.5788. — Bibcode: 1997Icar..130..177P. Архивировано 4 октября 2013 года.
  26. ↑ ^{1 2 3 4} Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Moore, Jeffrey. Erosion and Ejecta Reaccretion on 243 Ida and Its Moon (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1996. — March (vol. 120, no. 1). — P. 140—157. — doi:10.1006/icar.1996.0042. — Bibcode: 1996Icar..120..140G. Архивировано 13 мая 2020 года.
  27. ↑ ^{1 2 3 4 5} Lee, Pascal; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Paul; Belton, Michael J. S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Head, James W., III. Ejecta Blocks on 243 Ida and on Other Asteroids (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1996. — March (vol. 120, no. 1). — P. 87—105. — doi:10.1006/icar.1996.0039. — Bibcode: 1996Icar..120...87L. Архивировано 12 июня 2016 года.
  28. ↑ ^{1 2 3} Chapman, Clark R. The Galileo Encounters with Gaspra and Ida (неизв.) // Asteroids, Comets, Meteors. — 1994. — С. 357—365. — Bibcode: 1994IAUS..160..357C. Архивировано 5 мая 2021 года.
  29. ↑ ^{1 2 3} Bottke, William F., Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective (англ.) // Asteroids III : journal. — Tucson: University of Arizona, 2002. — P. 3—15. — Bibcode: 2002aste.conf....3B. Архивировано 13 мая 2020 года.
  30. ↑ ^{1 2 3} Cowen, Ron Idiosyncrasies of Ida—asteroid 243 Ida's irregular gravitational field (неопр.) (PDF) (недоступная ссылка) 207. Science News (1 апреля 1995). Дата обращения: 26 марта 2009. Архивировано 4 июня 2011 года.
  31. ↑ Lee, Pascal; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Paul; Belton, Michael J. S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Head, James W., III. Ejecta Blocks on 243 Ida and on Other Asteroids (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1996. — March (vol. 120, no. 1). — P. 90. — doi:10.1006/icar.1996.0039. — Bibcode: 1996Icar..120...87L. Архивировано 12 июня 2016 года.
  32. ↑ ^{1 2 3 4} Holm, Jeanne; Jones, Jan (ed.). Discovery of Ida's Moon Indicates Possible «Families» of Asteroids (англ.) // The Galileo Messenger : journal. — NASA, 1994. — June (no. 34). Архивировано 24 июня 2010 года.
  33. ↑ ^{1 2} Stooke, P. J. Reflections on the Geology of 243 Ida (неизв.) // Lunar and Planetary Science XXVIII. — 1997. — С. 1385—1386. Архивировано 12 июня 2016 года.
  34. ↑ Sárneczky, K; Kereszturi, Á. 'Global' Tectonism on Asteroids? (неизв.) // 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference. — 2002. — March. — Bibcode: 2002LPI....33.1381S. Архивировано 12 июня 2016 года.
  35. ↑ ^{1 2} Gazetteer of Planetary Nomenclature: Ida (неопр.). Геологическая служба США Astrogeology Research Program. Дата обращения: 15 апреля 2009. Архивировано 18 августа 2011 года.
  36. ↑ Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. The Compact NASA Atlas of the Solar System (англ.). — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2001. — P. 393. — ISBN 052180633X.
  37. ↑ Bottke, William F., Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective (англ.) // Asteroids III : journal. — Tucson: University of Arizona, 2002. — P. 9. — Bibcode: 2002aste.conf....3B. Архивировано 13 мая 2020 года.
  38. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A.; Neumann, G.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, Edward F.; Tholen, David J.; Thomas, Peter C.; Williams, I. P. Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 (англ.) // Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy : journal. — Springer Nature, 2007. — July (vol. 98, no. 3). — P. 155—180. — doi:10.1007/s10569-007-9072-y. (недоступная ссылка)
  39. ↑ Zellner, Ben; Tholen, David J.; Tedesco, Edward F. The eight-color asteroid survey: Results for 589 minor planets (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1985. — March (vol. 61, no. 3). — P. 355—416. — doi:10.1016/0019-1035(85)90133-2. — Bibcode: 1985Icar...61..355Z.
  40. ↑ D'Amario, Louis A.; Bright, Larry E.; Wolf, Aron A. Galileo trajectory design (неизв.) // Space Science Reviews. — Springer, 1992. — May (т. 60). — С. 23—78. — doi:10.1007/BF00216849. — Bibcode: 1992SSRv...60...23D. Архивировано 12 июня 2016 года.
  41. ↑ Lewis, John S. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets^[en] (англ.). — Reading, MA: Addison-Wesley, 1996. — P. 89. — ISBN 0201479591.

      Хондритные метеориты по составу делятся на пять классов, три из них содержат в своём составе практически одни и те же минералы (металлы и силикаты), но в разных пропорциях. Все три класса содержат в большом количестве железо в различных формах (оксид железа в силикатах, металлическое железо и железо в виде сульфидов), как правило, все три класса обогащены железом настолько, что их можно рассматривать как железную руду. Все три класса содержат полевой шпат, пироксен, оливин (Mg, Fe)₂[SiO₄], металлическое железо и сульфид железа. Эти три класса, называемые обычными хондритами, содержат очень много различных металлов

  42. ↑ ^{1 2} JPL Small-Body Database Browser: 243 Ida (неопр.). Jet Propulsion Laboratory (25 августа 2008). Архивировано 18 августа 2011 года.
  43. ↑ ^{1 2} Vokrouhlicky, David; Nesvorny, David; Bottke, William F. The vector alignments of asteroid spins by thermal torques (англ.) // Nature : journal. — 2003. — 11 September (vol. 425, no. 6954). — P. 147—151. — doi:10.1038/nature01948. — Bibcode: 2003Natur.425..147V. — PMID 12968171. Архивировано 13 мая 2020 года.
  44. ↑ ^{1 2 3} Greenberg, Richard; Bottke, William F.; Nolan, Michael; Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Head, James. Collisional and Dynamical History of Ida (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1996. — March (vol. 120, no. 1). — P. 106—118. — doi:10.1006/icar.1996.0040. — Bibcode: 1996Icar..120..106G. Архивировано 13 мая 2020 года.
  45. ↑ Thomas, Peter C.; Prockter, Louise M. Tectonics of Small Bodies // Planetary Tectonics (неопр.). — Cambridge University Press, 2004. — Т. 11. — С. 21. — (Cambridge Planetary Science). — ISBN 9780521765732.
  46. ↑ Slivan, Stephen Michael. Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids (англ.). — Massachusetts Institute of Technology, 1995. — P. 134.
  47. ↑ Hurford, Terry A.; Greenberg, Richard. Tidal Evolution by Elongated Primaries: Implications for the Ida/Dactyl System (англ.) // Geophysical Research Letters  (англ.) (рус. : journal. — 2000. — June (vol. 27, no. 11). — P. 1595—1598. — doi:10.1029/1999GL010956. — Bibcode: 2000GeoRL..27.1595H. Архивировано 4 марта 2009 года.
  48. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics (неопр.). — Addison-Wesley Publishing Company, 1996. — С. 878. — ISBN 0-201-54730-9.
  49. ↑ ^{1 2 3} Belton, Michael J. S.; Carlson, R. 1993 (243) 1 (неизв.) // IAU Circular. — International Astronomical Union, 1994. — 12 March (№ 5948). — Bibcode: 1994IAUC.5948....2B.
  50. ↑ ^{1 2} Mason, John W. Ida's new moon (англ.) // Journal of the British Astronomical Association  (англ.) (рус.. — British Astronomical Association  (англ.) (рус., 1994. — June (vol. 104, no. 3). — P. 108. — Bibcode: 1994JBAA..104..108M. Архивировано 5 мая 2021 года.
  51. ↑ ^{1 2} Green, Daniel W. E. 1993 (243) 1 = (243) Ida I (Dactyl) (неизв.) // IAU Circular. — International Astronomical Union, 1994. — 26 September (№ 6082). — Bibcode: 1994IAUC.6082....2G.
  52. ↑ ^{1 2} Schmadel, Lutz D. Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances // Dictionary of minor planet names (неопр.). — Springer, 2003. — Т. 20. — С. 37. — (IAU commission). — ISBN 9783540002383.
  53. ↑ Pausanias. Description of Greece (неопр.). — Loeb Classical Library, 1916. — ISBN 0674991044. Архивная копия от 18 ноября 2019 на Wayback Machine

      When Zeus was born, Rhea entrusted the guardianship of her son to the Dactyls of Ida, who are the same as those called Curetes. They came from Cretan Ida — Heracles, Paeonaeus, Epimedes, Iasius and Idas

  54. ↑ ^{1 2} Гришаев А. А. Имеют ли собственное тяготение малые тела солнечной системы? (неопр.). ФГУП «ВНИИФТРИ» (1 декабря 2005). Дата обращения: 15 ноября 2010. Архивировано 16 сентября 2011 года.
  55. ↑ Asphaug, Erik; Ryan, Eileen V.; Zuber, Maria T. Asteroid Interiors (неизв.) // Asteroids III. — Tucson: University of Arizona, 2003. — С. 463. — Bibcode: 2002aste.conf..463A. Архивировано 12 июня 2016 года.
  56. ↑ ^{1 2} Chapman, Clark R.; Klaasen, K.; Belton, Michael J. S.; Veverka, Joseph. Asteroid 243 IDA and its satellite (неизв.) // Meteoritics. — 1994. — July (т. 29). — С. 455. — Bibcode: 1994Metic..29..455C. Архивировано 5 мая 2021 года.

  Ссылки

  • База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (243) (англ.)
  • База данных MPC по малым телам Солнечной системы (243) (англ.)
  • Astronomy Picture of the Day. Ida and Dactyl: Asteroid and Moon (англ.) (19 июня 2004). Дата обращения: 16 февраля 2014.
  • Астероид Ида и его спутник Дактиль Архивная копия от 28 декабря 2008 на Wayback Machine
  • Ида и Дактил: астероид и спутник Архивная копия от 10 марта 2018 на Wayback Machine // «Астрономия»
  • Ида и Дактиль: астероид и спутник
  • Ида и Дактиль: астероид и его спутник Архивная копия от 21 января 2021 на Wayback Machine
  • Астероид Ида и его луна Дактиль Архивная копия от 10 марта 2016 на Wayback Machine

  Эта статья входит в число избранных статей русскоязычного раздела Википедии.