243 Ida
Ida, designación de planeta menor 243 Ida, es un asteroide de la familia Koronis del cinturón de asteroides. Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena y recibió su nombre de una ninfa de la mitología griega. Observaciones telescópicas posteriores clasificaron a Ida como un asteroide de tipo S, el tipo más numeroso en el cinturón interior de asteroides. El 28 de agosto de 1993, Ida fue visitada por la nave espacial sin tripulación Galileo mientras se dirigía a Júpiter. Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial y el primero que se descubrió que tenía un satélite natural.
La órbita de Ida se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter, como todos los asteroides del cinturón principal. Su período orbital es de 4,84 años y su período de rotación es de 4,63 horas. Ida tiene un diámetro promedio de 31,4 km (19,5 mi). Tiene forma irregular y alargada, aparentemente compuesta por dos grandes objetos conectados entre sí. Su superficie es una de las más densamente craterizadas del Sistema Solar, con una amplia variedad de tamaños y edades de cráteres.
La luna de Ida, Dactyl, fue descubierta por la miembro de la misión Ann Harch en imágenes devueltas por Galileo. Lleva el nombre de los dáctilos, criaturas que habitaban el monte Ida en la mitología griega. Dactyl tiene solo 1,4 kilómetros (0,87 mi) de diámetro, aproximadamente 1/20 del tamaño de Ida. Su órbita alrededor de Ida no se pudo determinar con mucha precisión, pero las limitaciones de las posibles órbitas permitieron una determinación aproximada de la densidad de Ida y revelaron que carece de minerales metálicos. Dactyl e Ida comparten muchas características, lo que sugiere un origen común.
Las imágenes devueltas por Galileo y la posterior medición de la masa de Ida proporcionaron nuevos conocimientos sobre la geología de los asteroides de tipo S. Antes del sobrevuelo de Galileo, se habían propuesto muchas teorías diferentes para explicar su composición mineral. Determinar su composición permite establecer una correlación entre los meteoritos que caen a la Tierra y su origen en el cinturón de asteroides. Los datos devueltos del sobrevuelo apuntaron a los asteroides de tipo S como la fuente de los meteoritos de condrita ordinarios, el tipo más común que se encuentra en la superficie de la Tierra.
Descubrimiento y observaciones
Ida fue descubierta el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena. Fue su 45º descubrimiento de asteroides. Ida fue nombrada por Moriz von Kuffner, un cervecero vienés y astrónomo aficionado. En la mitología griega, Ida era una ninfa de Creta que crió al dios Zeus. Ida fue reconocida como miembro de la familia Koronis por Kiyotsugu Hirayama, quien propuso en 1918 que el grupo comprendiera los restos de un cuerpo precursor destruido.
El espectro de reflexión de Ida fue medido el 16 de septiembre de 1980 por los astrónomos David J. Tholen y Edward F. Tedesco como parte del estudio de asteroides de ocho colores (ECAS). Su espectro coincidía con el de los asteroides en la clasificación de tipo S. Muchas observaciones de Ida fueron realizadas a principios de 1993 por el Observatorio Naval de EE. UU. en Flagstaff y el Observatorio Oak Ridge. Estos mejoraron la medición de la órbita de Ida alrededor del Sol y redujeron la incertidumbre de su posición durante el sobrevuelo de Galileo de 78 a 60 km (48 a 37 mi).
Exploración
Galileo· Júpiter· Tierra· Venus· 951 Gaspra· 243 Ida
Sobrevuelo de Galileo
Ida fue visitada en 1993 por la sonda espacial con destino a Júpiter Galileo. Sus encuentros con los asteroides Gaspra e Ida fueron secundarios a la misión de Júpiter. Estos fueron seleccionados como objetivos en respuesta a una nueva política de la NASA que ordena a los planificadores de misiones que consideren sobrevuelos de asteroides para todas las naves espaciales que cruzan el cinturón. Ninguna misión anterior había intentado un sobrevuelo de este tipo. Galileo fue puesto en órbita por la misión STS-34 del transbordador espacial Atlantis el 18 de octubre de 1989. Cambiar la trayectoria de Galileo para acercarse a Ida requirió que consumiera 34 kg (75 lb) de propelente. Los planificadores de la misión retrasaron la decisión de intentar un sobrevuelo hasta que estuvieron seguros de que esto dejaría a la nave con suficiente combustible para completar su misión a Júpiter.
La trayectoria de Galileo lo llevó dos veces al cinturón de asteroides en su camino a Júpiter. Durante su segundo cruce, sobrevoló Ida el 28 de agosto de 1993 a una velocidad de 12 400 m/s (41 000 ft/s) en relación con el asteroide. El generador de imágenes a bordo observó a Ida desde una distancia de 240 350 km (149 350 mi) hasta su aproximación más cercana de 2390 km (1490 mi). Ida fue el segundo asteroide, después de Gaspra, en ser fotografiado por una nave espacial. Alrededor del 95% de la superficie de Ida quedó a la vista de la sonda durante el sobrevuelo.
La transmisión de muchas imágenes de Ida se retrasó debido a una falla permanente en la antena de alta ganancia de la nave espacial. Las primeras cinco imágenes se recibieron en septiembre de 1993. Se trataba de un mosaico de alta resolución del asteroide con una resolución de 31 a 38 m/píxel. Las imágenes restantes se enviaron en febrero de 1994, cuando la proximidad de la nave espacial a la Tierra permitió transmisiones de mayor velocidad.
Descubrimientos
Los datos obtenidos de los sobrevuelos Galileo de Gaspra e Ida, y de la posterior misión de asteroides NEAR Shoemaker, permitieron el primer estudio de la geología de asteroides. La superficie relativamente grande de Ida exhibió una amplia gama de características geológicas. El descubrimiento de la luna Dactyl de Ida, el primer satélite confirmado de un asteroide, proporcionó información adicional sobre la composición de Ida.
Ida se clasifica como un asteroide de tipo S según las mediciones espectroscópicas terrestres. La composición de los tipos S era incierta antes de los sobrevuelos de Galileo, pero se interpretó como cualquiera de los dos minerales encontrados en meteoritos que habían caído a la Tierra: condrita ordinaria (OC) y hierro pedregoso. Las estimaciones de la densidad de Ida están restringidas a menos de 3,2 g/cm3 debido a la estabilidad a largo plazo de la órbita de Dactyl. Esto casi descarta una composición de piedra y hierro; Si Ida estuviera hecho de material rico en hierro y níquel de 5 g/cm3, tendría que contener más del 40 % de espacio vacío.
Las imágenes de Galileo también llevaron al descubrimiento de que la meteorización espacial se estaba produciendo en Ida, un proceso que hace que las regiones más antiguas se vuelvan de color más rojo con el tiempo. El mismo proceso afecta tanto a Ida como a su luna, aunque Dactyl muestra un cambio menor. La erosión de la superficie de Ida reveló otro detalle sobre su composición: los espectros de reflexión de las partes recién expuestas de la superficie se parecían a los de los meteoritos OC, pero las regiones más antiguas coincidían con los espectros de los asteroides de tipo S.
Estos dos descubrimientos (los efectos de la meteorización espacial y la baja densidad) permitieron comprender mejor la relación entre los asteroides de tipo S y los meteoritos OC. Los tipos S son el tipo de asteroide más numeroso en la parte interna del cinturón de asteroides. Los meteoritos OC son, asimismo, el tipo de meteorito más común que se encuentra en la superficie terrestre. Sin embargo, los espectros de reflexión medidos por observaciones remotas de asteroides de tipo S no coincidieron con los de los meteoritos OC. El sobrevuelo de Galileo sobre Ida descubrió que algunos tipos S, en particular la familia Koronis, podrían ser la fuente de estos meteoritos.
Características físicas
La masa de Ida está entre 3,65 y 4,99 × 1016 kg. Su campo gravitatorio produce una aceleración de alrededor de 0,3 a 1,1 cm/s2 sobre su superficie. Este campo es tan débil que un astronauta parado en su superficie podría saltar de un extremo a otro de Ida, y un objeto que se mueva a más de 20 m/s (70 pies/s) podría escapar del asteroide por completo.
Ida es un asteroide claramente alargado, con una superficie irregular. Ida es 2,35 veces más largo que ancho, y una "cintura" lo separa en dos mitades geológicamente diferentes. Esta forma restringida es consistente con que Ida esté hecha de dos componentes grandes y sólidos, con escombros sueltos llenando el espacio entre ellos. Sin embargo, no se observaron esos desechos en las imágenes de alta resolución capturadas por Galileo. Aunque hay algunas pendientes empinadas que se inclinan hasta unos 50° en Ida, la pendiente generalmente no supera los 35°. La forma irregular de Ida es responsable del campo gravitatorio muy desigual del asteroide. La aceleración de la superficie es más baja en las extremidades debido a su alta velocidad de rotación. También es bajo cerca de la "cintura" porque la masa del asteroide se concentra en las dos mitades, lejos de esta ubicación.
Características de la superficie
La superficie de Ida aparece llena de cráteres y en su mayoría gris, aunque pequeñas variaciones de color marcan áreas recién formadas o descubiertas. Además de los cráteres, son evidentes otras características, como surcos, crestas y protuberancias. Ida está cubierta por una gruesa capa de regolito, escombros sueltos que oscurecen la roca sólida que se encuentra debajo. Los fragmentos de escombros más grandes, del tamaño de una roca, se denominan bloques de eyección, varios de los cuales se han observado en la superficie.
Regolito
La superficie de Ida está cubierta por una capa de roca pulverizada, llamada regolito, de unos 50 a 100 m (160 a 330 pies) de espesor. Este material se produce en eventos de impacto y se redistribuye a través de la superficie de Ida por procesos geológicos. Galileo observó evidencia de un reciente movimiento de regolito cuesta abajo.
El regolito de Ida está compuesto por los minerales de silicato olivino y piroxeno. Su apariencia cambia con el tiempo a través de un proceso llamado meteorización espacial. Debido a este proceso, el regolito más antiguo aparece de un color más rojo en comparación con el material recién expuesto.
Se han identificado unos 20 bloques de eyección grandes (de 40 a 150 m de ancho), incrustados en el regolito de Ida. Los bloques eyectados constituyen las piezas más grandes del regolito. Debido a que se espera que los bloques de eyección se descompongan rápidamente por eventos de impacto, los presentes en la superficie deben haberse formado recientemente o descubiertos por un evento de impacto. La mayoría de ellos están ubicados dentro de los cráteres Lascaux y Mammoth, pero es posible que no se hayan producido allí. Esta área atrae escombros debido al campo gravitatorio irregular de Ida. Es posible que algunos bloques hayan sido expulsados del joven cráter Azzurra en el lado opuesto del asteroide.
Estructuras
Varias estructuras importantes marcan la superficie de Ida. El asteroide parece estar dividido en dos mitades, aquí denominadas región 1 y región 2, conectadas por una "cintura". Esta característica puede haber sido rellenada por escombros o expulsada del asteroide por impactos.
La Región 1 de Ida contiene dos estructuras principales. Una es una cresta prominente de 40 km (25 mi) llamada Townsend Dorsum que se extiende 150 grados alrededor de la superficie de Ida. La otra estructura es una muesca grande llamada Vienna Regio.
La región 2 de Ida presenta varios conjuntos de surcos, la mayoría de los cuales tienen 100 m (330 ft) de ancho o menos y hasta 4 km (2,5 mi) de largo. Están ubicados cerca, pero no están conectados con los cráteres Mammoth, Lascaux y Kartchner. Algunos ritmos están relacionados con eventos de gran impacto, por ejemplo, un set frente a Vienna Regio.
Cráteres
Ida es uno de los cuerpos con más cráteres explorados hasta ahora en el Sistema Solar, y los impactos han sido el proceso principal que da forma a su superficie. La formación de cráteres ha alcanzado el punto de saturación, lo que significa que los nuevos impactos borran la evidencia de los antiguos, dejando el recuento total de cráteres aproximadamente igual. Está cubierto de cráteres de todos los tamaños y etapas de degradación, y su edad varía desde reciente hasta tan antigua como la propia Ida. El más antiguo puede haberse formado durante la ruptura del cuerpo de padres de la familia Koronis. El cráter más grande, Lascaux, tiene casi 12 km (7,5 mi) de ancho. La Región 2 contiene casi todos los cráteres de más de 6 km (3,7 mi) de diámetro, pero la Región 1 no tiene ningún cráter grande. Algunos cráteres están dispuestos en cadenas.
Los principales cráteres de Ida llevan el nombre de cuevas y tubos de lava de la Tierra. El cráter Azzurra, por ejemplo, lleva el nombre de una cueva sumergida en la isla de Capri, también conocida como la Gruta Azul. Azzurra parece ser el gran impacto más reciente en Ida. La eyección de esta colisión se distribuye discontinuamente sobre Ida y es responsable de las variaciones de color y albedo a gran escala en su superficie. Una excepción a la morfología del cráter es el Fingal fresco y asimétrico, que tiene un límite definido entre el suelo y la pared en un lado. Otro cráter significativo es Afon, que marca el primer meridiano de Ida.
Los cráteres tienen una estructura simple: en forma de cuenco sin fondos planos ni picos centrales. Se distribuyen uniformemente alrededor de Ida, excepto por una protuberancia al norte del cráter Choukoutien, que es más suave y tiene menos cráteres. La eyección excavada por los impactos se deposita de manera diferente en Ida que en los planetas debido a su rápida rotación, baja gravedad y forma irregular. Los mantos de eyección se asientan asimétricamente alrededor de sus cráteres, pero la eyección rápida que escapa del asteroide se pierde permanentemente.
Composición
Ida se clasificó como un asteroide de tipo S en función de la similitud de sus espectros de reflectancia con asteroides similares. Los tipos S pueden compartir su composición con meteoritos de condrita ordinaria (OC) o de hierro pedregoso. La composición del interior no se ha analizado directamente, pero se supone que es similar al material OC según los cambios de color de la superficie observados y la densidad aparente de Ida de 2,27–3,10 g/cm3. Los meteoritos OC contienen cantidades variables de silicatos de olivino y piroxeno, hierro y feldespato. Olivino y piroxeno fueron detectados en Ida por Galileo. El contenido mineral parece ser homogéneo en toda su extensión. Galileo encontró variaciones mínimas en la superficie, y el giro del asteroide indica una densidad constante. Suponiendo que su composición es similar a la de los meteoritos OC, cuya densidad oscila entre 3,48 y 3,64 g/cm3, Ida tendría una porosidad del 11 al 42 %.
El interior de Ida probablemente contiene cierta cantidad de roca fracturada por impacto, llamada megaregolito. La capa de megagolito de Ida se extiende entre cientos de metros bajo la superficie hasta unos pocos kilómetros. Algunas rocas en el núcleo de Ida pueden haberse fracturado debajo de los grandes cráteres Mammoth, Lascaux y Undara.
Órbita y rotación
Ida es miembro de la familia Koronis de asteroides del cinturón de asteroides. Ida orbita alrededor del Sol a una distancia promedio de 2.862 AU (428.1 Gm), entre las órbitas de Marte y Júpiter. Ida tarda 4,84089 años en completar una órbita.
El período de rotación de Ida es de 4,63 horas (aproximadamente 5 horas), lo que lo convierte en uno de los asteroides de rotación más rápida descubiertos hasta ahora. El momento de inercia máximo calculado de un objeto uniformemente denso de la misma forma que Ida coincide con el eje de giro del asteroide. Esto sugiere que no hay grandes variaciones de densidad dentro del asteroide. El eje de rotación de Ida tiene una precesión con un período de 77 mil años, debido a que la gravedad del Sol actúa sobre la forma no esférica del asteroide.
Origen
Ida se originó en la ruptura del cuerpo principal Koronis de aproximadamente 120 km (75 mi) de diámetro. El asteroide progenitor se había diferenciado parcialmente, con metales más pesados migrando al núcleo. Ida se llevó cantidades insignificantes de este material central. No se sabe cuánto tiempo hace que ocurrió el evento de interrupción. Según un análisis de los procesos de formación de cráteres de Ida, su superficie tiene más de mil millones de años. Sin embargo, esto es inconsistente con la edad estimada del sistema Ida-Dactyl de menos de 100 millones de años; es poco probable que Dactyl, debido a su pequeño tamaño, pudiera haber escapado de ser destruido en una gran colisión por más tiempo. La diferencia en las estimaciones de edad puede explicarse por una mayor tasa de formación de cráteres a partir de los escombros de la destrucción del cuerpo padre de Koronis.
Dáctilo
Ida tiene una luna llamada Dactyl, designación oficial (243) Ida I Dactyl. Fue descubierto en imágenes tomadas por la nave espacial Galileo durante su sobrevuelo en 1993. Estas imágenes proporcionaron la primera confirmación directa de una luna asteroide. En ese momento, estaba separado de Ida por una distancia de 90 kilómetros (56 mi), moviéndose en una órbita progresiva. Dactyl tiene muchos cráteres, como Ida, y consiste en materiales similares. Su origen es incierto, pero la evidencia del sobrevuelo sugiere que se originó como un fragmento del cuerpo principal de Koronis.
Descubrimiento
Dactyl fue encontrado el 17 de febrero de 1994 por Ann Harch, miembro de la misión Galileo, mientras examinaba las descargas de imágenes retrasadas de la nave espacial. Galileo registró 47 imágenes de Dactyl durante un período de observación de 5,5 horas en agosto de 1993. La nave espacial estaba a 10 760 kilómetros (6690 mi) de Ida y a 10 870 kilómetros (6750 mi) de Dactyl cuando se obtuvo la primera imagen del la luna fue capturada, 14 minutos antes de que Galileo hiciera su máximo acercamiento.
Dactyl se designó inicialmente en 1993 (243) 1. Fue nombrado por la Unión Astronómica Internacional en 1994, por los dáctilos mitológicos que habitaban el Monte Ida en la isla de Creta.
Características físicas
Dactyl es un "en forma de huevo" pero "notablemente esférico" objeto que mide 1,6 por 1,4 por 1,2 kilómetros (0,99 por 0,87 por 0,75 mi). Está orientado con su eje más largo apuntando hacia Ida. Al igual que Ida, la superficie de Dactyl exhibe cráteres de saturación. Está marcada por más de una docena de cráteres con un diámetro superior a 80 m (260 pies), lo que indica que la luna ha sufrido muchas colisiones durante su historia. Al menos seis cráteres forman una cadena lineal, lo que sugiere que fue causado por escombros producidos localmente, posiblemente expulsados de Ida. Los cráteres de Dactyl pueden contener picos centrales, a diferencia de los que se encuentran en Ida. Estas características, y la forma esferoidal de Dactyl, implican que la luna está controlada gravitacionalmente a pesar de su pequeño tamaño. Al igual que Ida, su temperatura promedio es de aproximadamente 200 K (−73 °C; −100 °F).
Dactyl comparte muchas características con Ida. Sus albedos y espectros de reflexión son muy similares. Las pequeñas diferencias indican que el proceso de meteorización espacial es menos activo en Dactyl. Su pequeño tamaño haría imposible la formación de cantidades significativas de regolito. Esto contrasta con Ida, que está cubierta por una profunda capa de regolito.
Los dos cráteres fotografiados más grandes de Dactyl se llamaron Acmon y Celmis en honor a dos de los dáctilos mitológicos. Acmon es el cráter más grande en la imagen de arriba, y Celmis está cerca de la parte inferior de la imagen, en su mayoría oscurecido por la sombra. Los cráteres tienen 300 y 200 metros de diámetro, respectivamente.
Órbita
La órbita de Dactyl alrededor de Ida no se conoce con precisión. Galileo estaba en el plano de la órbita de Dactyl cuando se tomaron la mayoría de las imágenes, lo que dificultó la determinación de su órbita exacta. Dactyl orbita en la dirección progresiva y está inclinado unos 8° con respecto al ecuador de Ida. Basado en simulaciones por computadora, el pericentro de Dactyl debe estar a más de 65 km (40 mi) de Ida para que permanezca en una órbita estable. El rango de órbitas generadas por las simulaciones se redujo por la necesidad de que las órbitas pasaran por puntos en los que Galileo observó que Dactyl estaba a las 16:52:05 UT del 28 de agosto de 1993, a unos 90 km (56 mi) de Ida en la longitud 85 °. El 26 de abril de 1994, el telescopio espacial Hubble observó a Ida durante ocho horas y no pudo detectar a Dactyl. Habría podido observarlo si estuviera a más de 700 km (430 mi) de Ida.
Si estuviera en una órbita circular a la distancia a la que se vio, el período orbital de Dactyl sería de unas 20 horas. Su velocidad orbital es de aproximadamente 10 m/s (33 pies/s), "aproximadamente la velocidad de una carrera rápida o una pelota de béisbol lanzada lentamente".
Edad y procedencia
Dactyl puede haberse originado al mismo tiempo que Ida, a partir de la interrupción del cuerpo principal de Koronis. Sin embargo, puede haberse formado más recientemente, tal vez como material eyectado por un gran impacto en Ida. Es extremadamente improbable que fuera capturado por Ida. Dactyl pudo haber sufrido un gran impacto hace unos 100 millones de años, lo que redujo su tamaño.
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