243 Ida -243 Ida

243 Ida
243 Ida - srpen 1993 (16366655925).jpg
Obrázek Galileo 243 Ida. Tečka vpravo je jeho měsíc Dactyl .
Objev
Objeveno uživatelem Johann Palisa
Discovery site Vídeňská hvězdárna
Datum objevení 29. září 1884
Označení
(243) Ida
Výslovnost / ˈ aɪ d ə /
Pojmenoval podle
Ida (Zeova sestra)
Hlavní pás ( rodina Koronis )
Přídavná jména Idean (Idæan) / ˈ d ə n /
Orbitální charakteristiky
Epocha 31. července 2016 ( JD 2457600,5)
Aphelion 2 979 AU (4 457 × 10 11  m)
Přísluní 2,743 AU (4,103 × 10 11  m)
2 861 AU (4 280 × 10 11  m)
Excentricita 0,0411
1 767,644 dnů (4,83955 a)
0,2036°/d
38,707°
Sklon 1,132°
324,016°
110,961°
Známé satelity daktyl
Fyzikální vlastnosti
Rozměry 59,8 × 25,4 × 18,6 km
Střední poloměr
15,7 km
Hmotnost 4,2 ± 0,6 × 10 16  kg
Střední hustota
2,6 ± 0,5 g/ cm3
0,3–1,1 cm/s 2
4,63 hodiny (0,193 d)
Severní pól rektascenzi
168,76°
Deklinace severního pólu
-2,88°
0,2383
Teplota 200 K (-73 °C)
S
9,94

Ida , označení planetky 243 Ida , je asteroid z rodiny Koronis v pásu asteroidů . Byl objeven 29. září 1884 rakouským astronomem Johannem Palisou na vídeňské observatoři a pojmenován po nymfě z řecké mytologie . Pozdější teleskopická pozorování kategorizovala Idu jako asteroid typu S , nejpočetnější typ ve vnitřním pásu asteroidů. Dne 28. srpna 1993 Idu na cestě k Jupiteru navštívila odstavená kosmická loď Galileo . Byl to druhý asteroid navštívený kosmickou lodí a první, u kterého byla nalezena přirozená družice.

Dráha Idy leží mezi planetami Mars a Jupiter, stejně jako všechny asteroidy hlavního pásu. Jeho oběžná doba je 4,84 roku a doba rotace je 4,63 hodiny. Ida má průměrný průměr 31,4 km (19,5 mil). Je nepravidelně tvarovaný a protáhlý, zřejmě složený ze dvou velkých objektů spojených dohromady. Jeho povrch je jedním z nejtěžších kráterů ve Sluneční soustavě a vyznačuje se širokou škálou velikostí a stáří kráterů.

Idin měsíc Dactyl objevila členka mise Ann Harch na snímcích vrácených z Galilea . Byl pojmenován po Daktylech , tvorech, kteří obývali horu Ida v řecké mytologii. Dactyl má průměr pouze 1,4 km (0,87 mil), což je asi 1/20 velikosti Idy. Její dráhu kolem Idy nebylo možné určit s velkou přesností, ale omezení možných drah umožnilo hrubé určení hustoty Idy a odhalilo, že je ochuzena o kovové minerály. Dactyl a Ida sdílejí mnoho charakteristik, což naznačuje společný původ.

Snímky vrácené z Galilea a následné měření hmotnosti Idy poskytly nové poznatky o geologii asteroidů typu S. Před průletem Galilea bylo navrženo mnoho různých teorií k vysvětlení jejich minerálního složení. Určení jejich složení umožňuje korelaci mezi meteority dopadajícími na Zemi a jejich původem v pásu asteroidů. Data vrácená z průletu ukázala na asteroidy typu S jako zdroj obyčejných chondritových meteoritů, nejběžnějšího typu nalezeného na zemském povrchu.

Objevování a pozorování

Ida byla objevena 29. září 1884 rakouským astronomem Johannem Palisou na vídeňské observatoři . Byl to jeho 45. objev asteroidu. Ida byla pojmenována Morizem von Kuffnerem , vídeňským sládkem a amatérským astronomem. V řecké mytologii byla Ida nymfa z Kréty , která vychovala boha Dia . Ida byla rozpoznána jako člen rodiny Koronis Kiyotsugu Hirayama , který v roce 1918 navrhl, aby skupina obsahovala zbytky zničeného těla předchůdce.

Spektrum odrazu Idy změřili 16. září 1980 astronomové David J. Tholen a Edward F. Tedesco v rámci osmibarevného průzkumu asteroidů (ECAS). Jeho spektrum odpovídalo spektru asteroidů v klasifikaci typu S. Mnoho pozorování Idy bylo provedeno na počátku roku 1993 americkou námořní observatoří ve Flagstaffu a observatoří Oak Ridge . Ty zlepšily měření oběžné dráhy Idy kolem Slunce a snížily nejistotu její polohy během průletu Galilea ze 78 na 60 km (48 až 37 mil).

Průzkum

Animace Galileovy trajektorie od 19. října 1989 do 30. září 2003
  Galileo  ·   Jupiter  ·   Země  ·    Venuše  ·   951 Gaspra  ·   243 Ida
Trajektorie Galilea od startu po orbitální vložení Jupiteru

Průlet Galilea

Idu navštívila v roce 1993 vesmírná sonda Galileo napojená na Jupiter . Jeho setkání s asteroidy Gaspra a Ida byly sekundární k misi Jupiter. Ty byly vybrány jako cíle v reakci na novou politiku NASA, která plánovače misí nasměrovala, aby zvážili průlety asteroidů pro všechny kosmické lodě překračující pás. Žádná předchozí mise se o takový průlet nepokusila. Galileo byl vypuštěn na oběžnou dráhu misí raketoplánu Atlantis STS -34 dne 18. října 1989. Změna trajektorie Galilea, aby se přiblížil k Idě, vyžadoval, aby spotřeboval 34 kg (75 lb) pohonné hmoty . Plánovači mise odložili rozhodnutí pokusit se o průlet, dokud si nebyli jisti, že to umožní kosmické lodi dostatek pohonné hmoty k dokončení její mise k Jupiteru.

Snímky z průletu, začínající 5,4 hodiny před největším přiblížením a ukazující rotaci Idy

Galileova trajektorie jej dvakrát zanesla do pásu asteroidů na cestě k Jupiteru. Při svém druhém přeletu proletěl kolem Idy dne 28. srpna 1993 rychlostí 12 400 m/s (41 000 ft/s) vzhledem k asteroidu. Palubní kamera pozoroval Idu ze vzdálenosti 240 350 km (149 350 mi) k jejímu nejbližšímu přiblížení 2 390 km (1 490 mi). Ida byla po Gaspra druhým asteroidem, který kosmická loď zobrazila. Během průletu se sondě dostalo do záběru asi 95 % povrchu Idy.

Přenos mnoha snímků Ida byl zpožděn kvůli trvalému selhání vysokoziskové antény kosmické lodi . Prvních pět snímků bylo obdrženo v září 1993. Ty obsahovaly mozaiku asteroidu s vysokým rozlišením a rozlišením 31–38 m/ pixel . Zbývající snímky byly odeslány v únoru 1994, kdy blízkost kosmické lodi k Zemi umožnila přenosy vyšší rychlostí.

Objevy

Data získaná z průletů Galilea nad Gaspra a Ida a pozdější mise asteroidů NEAR Shoemaker umožnily první studium geologie asteroidů . Poměrně velký povrch Idy vykazoval rozmanitou škálu geologických rysů. Objev Idina měsíce Dactyl , prvního potvrzeného satelitu asteroidu, poskytl další pohledy na Idino složení.

Ida je klasifikována jako asteroid typu S na základě pozemních spektroskopických měření . Složení S-typů bylo před průlety Galilea nejisté , ale bylo interpretováno jako jeden ze dvou minerálů nalezených v meteoritech, které spadly na Zemi: obyčejný chondrit (OC) a kamenité železo . Odhady hustoty Ida jsou omezeny na méně než 3,2 g/cm 3 dlouhodobou stabilitou oběžné dráhy Dactyla. To vše ale vylučuje kamenno-železnou kompozici; pokud by byl Ida vyroben z 5 g/cm 3 materiálu bohatého na železo a nikl, musel by obsahovat více než 40 % prázdného prostoru.

Snímky z Galilea také vedly k objevu, že na Idě dochází ke zvětrávání vesmíru , což je proces, který způsobuje, že starší oblasti se postupem času stávají červenější. Stejný proces ovlivňuje Idu i její měsíc, i když Dactyl vykazuje menší změny. Zvětrávání povrchu Idy odhalilo další detail o jeho složení: reflexní spektra čerstvě obnažených částí povrchu se podobala spektru OC meteoritů, ale starší oblasti se shodovaly se spektry asteroidů typu S.

Leštěná část obyčejného chondritového meteoritu

Oba tyto objevy – účinky vesmírného zvětrávání a nízká hustota – vedly k novému pochopení vztahu mezi asteroidy typu S a OC meteority. S-typy jsou nejpočetnějším druhem asteroidů ve vnitřní části pásu asteroidů. OC meteority jsou rovněž nejběžnějším typem meteoritu nalezeným na zemském povrchu. Spektra odrazu naměřená vzdáleným pozorováním asteroidů typu S však neodpovídala spektru OC meteoritů. Průlet Galilea kolem Idy zjistil, že zdrojem těchto meteoritů by mohly být některé typy S, zejména rodina Koronis.

Fyzikální vlastnosti

Srovnání velikosti Idy, několika dalších asteroidů, trpasličí planety Ceres a Marsu

Hmotnost Idy je mezi 3,65 a 4,99 × 10 16  kg. Jeho gravitační pole vytváří na jeho povrchu zrychlení asi 0,3 až 1,1 cm/s 2 . Toto pole je tak slabé, že astronaut stojící na jeho povrchu by mohl přeskočit z jednoho konce Idy na druhý a objekt pohybující se rychlostí vyšší než 20 m/s (70 stop/s) by mohl asteroidu zcela uniknout .

Postupné obrazy rotující Idy

Ida je výrazně protáhlý asteroid s nepravidelným povrchem. Ida je 2,35krát delší než široká a "pas" ji rozděluje na dvě geologicky odlišné poloviny. Tento zúžený tvar je v souladu s tím, že Ida je vyrobena ze dvou velkých, pevných součástí, přičemž mezeru mezi nimi vyplňují volné úlomky . Žádné takové trosky však nebyly vidět na snímcích s vysokým rozlišením pořízených Galileem . I když je na Idě několik strmých svahů se sklonem asi 50°, sklon obecně nepřesahuje 35°. Nepravidelný tvar Idy je zodpovědný za velmi nerovnoměrné gravitační pole asteroidu. Povrchové zrychlení je nejnižší na koncích kvůli jejich vysoké rychlosti otáčení. Je také nízko blízko „pasu“, protože hmota asteroidu je soustředěna ve dvou polovinách, daleko od tohoto místa.

Vlastnosti povrchu

Mozaika snímků zaznamenaných Galileem 3,5 minuty před jeho nejbližším přiblížením

Povrch Idy se zdá být silně posetý krátery a většinou šedý, i když drobné barevné odchylky označují nově vytvořené nebo nepokryté oblasti. Kromě kráterů jsou patrné další rysy, jako jsou drážky, vyvýšeniny a výčnělky. Ida je pokryta silnou vrstvou regolitu , volných trosek, které zakrývají pevnou skálu pod ní. Největší úlomky trosek o velikosti balvanu se nazývají vyvržené bloky , z nichž několik bylo pozorováno na povrchu.

Regolit

Povrch Idy je pokryt přikrývkou rozdrcené skály, nazývané regolit , o tloušťce asi 50–100 m (160–330 stop). Tento materiál je produkován při dopadech a přerozdělován po povrchu Idy geologickými procesy. Galileo pozoroval důkazy nedávného hnutí regolitu na svahu .

Idin regolit se skládá ze silikátových minerálů olivínu a pyroxenu . Jeho vzhled se v průběhu času mění prostřednictvím procesu zvaného zvětrávání vesmíru . Díky tomuto procesu se starší regolit jeví více červeně ve srovnání s čerstvě exponovaným materiálem.

Snímek Galileo bloku 150 m (490 stop) na 24,8° j. š., 2,8° vd.

Bylo identifikováno asi 20 velkých (40–150 m napříč) vyvržených bloků, zasazených do Idina regolitu. Ejecta bloky tvoří největší kusy regolitu. Vzhledem k tomu, že se očekává, že se vyvržené bloky rychle rozpadnou vlivem událostí nárazu, ty přítomné na povrchu musely být buď vytvořeny nedávno, nebo byly odkryty při nárazu. Většina z nich se nachází v kráterech Lascaux a Mammoth, ale možná tam nebyly vyrobeny. Tato oblast přitahuje trosky kvůli nepravidelnému gravitačnímu poli Idy. Některé bloky mohly být vyvrženy z mladého kráteru Azzurra na opačné straně asteroidu.

Struktury

Idin povrch označuje několik hlavních struktur. Zdá se, že asteroid je rozdělen na dvě poloviny, zde označované jako oblast 1 a oblast 2 , spojené „pasem“. Tento prvek mohl být vyplněn úlomky nebo vymrštěn z asteroidu nárazy.

Region 1 Ida obsahuje dvě hlavní struktury. Jedním z nich je prominentní 40 km (25 mil) hřeben jménem Townsend Dorsum , který se táhne 150 stupňů kolem povrchu Idy. Druhou strukturou je velká prohlubeň s názvem Vienna Regio .

Oblast Idy 2 obsahuje několik sad drážek, z nichž většina je 100 m (330 stop) široká nebo méně a až 4 km (2,5 mil) dlouhá. Nacházejí se poblíž kráterů Mammoth, Lascaux a Kartchner, ale nejsou s nimi spojeny. Některé groovy souvisí s významnými impaktními událostmi, například set naproti Vienna Regio.

Krátery

Ida je jedním z nejhustěji kráterovaných těles, která byla dosud ve Sluneční soustavě prozkoumána, a dopady byly primárním procesem utvářejícím její povrch. Tvorba kráterů dosáhla bodu nasycení, což znamená, že nové dopady vymažou důkazy starých, takže celkový počet kráterů zůstane zhruba stejný. Je pokryta krátery všech velikostí a stadií degradace a jejich stáří se pohybuje od čerstvých až po tak staré jako samotná Ida. Nejstarší mohly vzniknout během rozpadu rodičovského těla rodiny Koronis . Největší kráter, Lascaux, je téměř 12 km (7,5 mil) napříč. Oblast 2 obsahuje téměř všechny krátery větší než 6 km (3,7 mil) v průměru, ale oblast 1 nemá vůbec žádné velké krátery. Některé krátery jsou uspořádány do řetězců.

Asymetrický kráter Fingal o šířce 1,5 km (0,93 mil) na 13,2° jižní šířky, 39,9° východní délky

Hlavní krátery Idy jsou pojmenovány po jeskyních a lávových trubicích na Zemi. Kráter Azzurra je například pojmenován po ponořené jeskyni na ostrově Capri , známé také jako Modrá jeskyně . Azzurra se zdá být posledním velkým dopadem na Idu. Ejekta z této kolize je distribuována nespojitě po Idě a je zodpovědná za velké barevné a albedo variace na jejím povrchu. Výjimkou z morfologie kráteru je svěží, asymetrický Fingal, který má na jedné straně ostrou hranici mezi podlahou a stěnou. Dalším významným kráterem je Afon, který označuje Idin hlavní poledník .

Krátery mají jednoduchou strukturu: mísovitý tvar bez plochého dna a bez centrálních vrcholů. Jsou rozmístěny rovnoměrně kolem Idy, s výjimkou výčnělku severně od kráteru Choukoutien, který je hladší a méně kráterovaný. Ejekta vykopaná nárazy se na Idě ukládá jinak než na planetách kvůli její rychlé rotaci, nízké gravitaci a nepravidelnému tvaru. Přikrývky ejektů se usazují asymetricky kolem jejich kráterů, ale rychle se pohybující ejekty, které uniknou z asteroidu, jsou trvale ztraceny.

Složení

Ida byla klasifikována jako asteroid typu S na základě podobnosti spekter odrazivosti s podobnými asteroidy. S-typy mohou sdílet své složení s kamenitým železem nebo obyčejnými chondritovými (OC) meteority. Složení interiéru nebylo přímo analyzováno, ale předpokládá se, že je podobné OC materiálu na základě pozorovaných změn barvy povrchu a objemové hmotnosti Ida 2,27–3,10 g/cm 3 . OC meteority obsahují různá množství silikátů olivínu a pyroxenu , železa a živce . Olivín a pyroxen byly na Idě detekovány Galileem . Obsah minerálů se zdá být v celém rozsahu homogenní. Galileo našel minimální odchylky na povrchu a rotace asteroidu ukazuje na konzistentní hustotu. Za předpokladu, že jeho složení je podobné OC meteoritům, jejichž hustota se pohybuje od 3,48 do 3,64 g/cm 3 , Ida by měla porozitu 11–42 %.

Idin vnitřek pravděpodobně obsahuje určité množství impaktně rozbité horniny, zvané megaregolit . Megaregolitová vrstva Idy sahá mezi stovkami metrů pod povrchem až několika kilometry. Některá hornina v jádru Idy mohla být rozbita pod velkými krátery Mammoth, Lascaux a Undara.

Orbita a rotace

Orbita a pozice Idy a pěti planet k 9. březnu 2009

Ida je členem rodiny Koronis asteroidů z pásu asteroidů. Ida obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti 2,862 AU (428,1 Gm), mezi drahami Marsu a Jupiteru . Idě trvá jeden oběh 4,84089 let.

Doba rotace Idy je 4,63 hodiny (zhruba 5 hodin), což z ní činí jeden z nejrychleji rotujících asteroidů, které byly dosud objeveny. Vypočítaný maximální moment setrvačnosti rovnoměrně hustého objektu stejného tvaru jako Ida se shoduje s osou rotace asteroidu. To naznačuje, že v asteroidu nejsou žádné velké rozdíly v hustotě. Rotační osa Idy předchází s periodou 77 tisíc let v důsledku gravitace Slunce působící na nekulový tvar asteroidu.

Původ

Ida vznikla rozpadem mateřského těla Koronis o průměru zhruba 120 km (75 mil). Progenitorový asteroid se částečně diferencoval a do jádra migrovaly těžší kovy. Ida odnesla zanedbatelné množství tohoto materiálu jádra. Není jisté, jak dlouho k narušení došlo. Podle analýzy procesů tvorby kráterů v Idě je její povrch starý více než miliardu let. To však není v souladu s odhadovaným stářím systému Ida–Dactyl na méně než 100 milionů let; je nepravděpodobné, že by Dactyl kvůli své malé velikosti mohl unikat zničení při velké srážce déle. Rozdíl v odhadech stáří lze vysvětlit zvýšenou rychlostí tvorby kráterů z trosek ničení mateřského těla Koronis.

daktyl

daktyl
Dactyl1.jpg
Snímek Dactyla v nejvyšším rozlišení, zaznamenaný, když byl Galileo asi 3 900 km daleko od Měsíce
Objev
Objeveno uživatelem Ann Harch
Discovery site Kosmická loď Galileo
Datum objevení 17. února 1994
Označení
(243) Ida I Dactyl
Výslovnost / ˈ d æ k t ɪ l / DAK -til
Pojmenoval podle
daktylové
1993 (243) 1
Přídavná jména daktylština / d æ k ˈ t ɪ l i ə n /
Orbitální charakteristiky
90 km v době nálezu
postup, ca. 20 hodin
Sklon ca. 8°
Satelit z Ida
Fyzikální vlastnosti
Rozměry 1,6×1,4×1,2 km
synchronní
Teplota 200 K (-73 °C; -100 °F)

Ida má měsíc jménem Dactyl, oficiální označení (243) Ida I Dactyl . Byl objeven na snímcích pořízených sondou Galileo během jejího průletu v roce 1993. Tyto snímky poskytly první přímé potvrzení měsíce asteroidu. V té době ji dělila od Idy vzdálenost 90 kilometrů (56 mil) a pohybovala se na prográdní oběžné dráze . Dactyl je stejně jako Ida silně pokrytý krátery a skládá se z podobných materiálů. Jeho původ je nejistý, ale důkazy z průletu naznačují, že vznikl jako fragment mateřského těla Koronis.

Objev

Dactyl byl nalezen 17. února 1994 členkou mise Galileo Ann Harch, když zkoumala zpožděné stahování obrázků z kosmické lodi. Galileo zaznamenal 47 snímků Dactyla během pozorovacího období 5,5 hodiny v srpnu 1993. Kosmická loď byla 10 760 kilometrů (6 690 mil) od Idy a 10 870 kilometrů (6 750 mil) od Dactylu, když byl pořízen první snímek měsíce, 14 minut před Galileo se přiblížil nejblíže.

Daktyl byl původně označen jako 1993 (243) 1. V roce 1994 byl pojmenován Mezinárodní astronomickou unií pro mytologické daktyly , kteří obývali horu Ida na ostrově Kréta.

Fyzikální vlastnosti

Dactyl je objekt „ve tvaru vejce“, ale „pozoruhodně kulový“ o rozměrech 1,6 x 1,4 x 1,2 km (0,99 x 0,87 x 0,75 mil). Je orientován svou nejdelší osou směřující k Idě. Stejně jako Ida i Dactylův povrch vykazuje saturační krátery. Je označen více než tuctem kráterů o průměru větším než 80 m (260 stop), což naznačuje, že Měsíc během své historie utrpěl mnoho kolizí. Nejméně šest kráterů tvoří lineární řetězec, což naznačuje, že to bylo způsobeno místně produkovanými úlomky, pravděpodobně vyvrženými z Idy. Daktylské krátery mohou obsahovat centrální vrcholy, na rozdíl od těch nalezených na Idě. Tyto rysy a Dactylův kulovitý tvar naznačují, že Měsíc je navzdory své malé velikosti řízen gravitačně. Stejně jako Ida, jeho průměrná teplota je asi 200 K (-73 ° C; -100 ° F).

Dactyl sdílí mnoho vlastností s Idou. Jejich albeda a reflexní spektra jsou velmi podobná. Malé rozdíly naznačují, že proces zvětrávání vesmíru je na Dactylu méně aktivní. Jeho malá velikost by znemožnila vytvoření významného množství regolitu . To kontrastuje s Idou, která je pokryta hlubokou vrstvou regolitu.

Dva největší krátery na Dactylu byly pojmenovány Acmon / ˈ æ k m ə n / a Celmis / ˈ s ɛ l m ɪ s / , podle dvou mytologických daktylů. Acmon je největší kráter na snímku nahoře a Celmis je blízko spodní části snímku, většinou zakrytý stínem. Krátery mají průměr 300 a 200 metrů.

Obíhat

Schéma potenciálních drah Dactyla kolem Idy

Dráha Daktyla kolem Idy není přesně známa. Galileo se v době pořízení většiny snímků nacházel v rovině oběžné dráhy Dactylu, což ztěžovalo určení jeho přesné dráhy. Dactyl obíhá v prográdním směru a je nakloněn asi 8° k rovníku Idy. Na základě počítačových simulací musí být pericentrum Dactylu více než asi 65 km (40 mil) od Idy, aby zůstalo na stabilní oběžné dráze. Rozsah oběžných drah generovaných simulacemi byl zúžen nutností, aby oběžné dráhy procházely body, ve kterých Galileo pozoroval Dactyl v 16:52:05 UT dne 28. srpna 1993, asi 90 km (56 mil) od Idy v zeměpisná délka 85°. 26. dubna 1994 pozoroval Hubbleův vesmírný dalekohled Idu osm hodin a nebyl schopen zahlédnout Dactyla. Byla by schopna ji pozorovat, pokud by byla více než asi 700 km (430 mi) od Idy.

Pokud by byl Dactyl na kruhové dráze ve vzdálenosti, ve které byl viděn, byla by jeho oběžná doba asi 20 hodin. Jeho orbitální rychlost je zhruba 10 m/s (33 stop/s), „o rychlosti rychlého běhu nebo pomalu hozeného baseballu“.

Věk a původ

Dactyl mohl vzniknout ve stejné době jako Ida, z narušení mateřského těla Koronis. Může se však zformovat nedávno, možná jako vyvržení z velkého dopadu na Idu. Je krajně nepravděpodobné, že by ho zajala Ida. Daktyl mohl utrpět velký dopad asi před 100 miliony let, což snížilo jeho velikost.

Viz také

Poznámky

Reference

Články v časopisech

knihy

jiný

externí odkazy