(243) Ida

(243) Ida
Para otros usos de este término, véase Ida.
Ida
243 ida.jpg
Imagen tomada por la sonda Galileo el 28 de agosto de 1993, donde se ve el asteroide Ida y su satélite Dactyl.
Descubrimiento
Descubridor Johann Palisa[1]
Fecha 1884[1]
Elementos orbitales
Época 2455400.5 (2010-Jul-23.0) TDB[2]
Longitud del nodo ascendente 324,12 °[2]
Inclinación 1,13 °[2]
Argumento del periastro 108,4 °[2]
Semieje mayor 2,86 UA[2]
Excentricidad 0,04[2]
Anomalía media 313,24 °[2]
Periastro o Perihelio 2,74 UA[2]
Apoastro o Afelio 2,74 UA[2]
Período orbital sideral 1768,98 días[2]
Velocidad orbital media 0,2 grados/día[2]
Radio orbital medio 15,7 km[3]
Características físicas
Masa 4.2 ± 0,6 ×1016 kg[3]
Dimensiones 32 km
Densidad 2,6 ± 0.5 g/cm3[4]
Área de superficie 0.3–1.1 cm/s2[5]
Periodo de rotación 4,634 h[6]
Inclinación axial −2,88°[7]
Clase espectral
Tholen S
SMASSII S
[8]
Magnitud absoluta 9,94[2]
Albedo 0,2383[2]
Características atmosféricas
Temperatura 200º K[9]
Cuerpo celeste
Anterior Kriemhild
Siguiente Sita

243 Ida[10] es un asteroide de la familia Koronis[11] del cinturón principal. Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por Johann Palisa y recibió el nombre de una ninfa de la mitología griega. Posteriores observaciones telescópicas clasificaron el asteroide 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 visitado por la nave espacial Galileo, con destino a Júpiter. Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial y el primero que se descubrió que tenía un satélite.

Al igual que todos los asteroides del cinturón principal, la órbita de Ida se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter. Su período orbital es de 4.84 años, y su período de rotación es 4.63 horas. Ida tiene un diámetro medio de 31.4 kilómetros. Es de forma irregular y alargada, y al parecer está compuesto por dos grandes objetos conectados entre sí en una forma que recuerda a un cruasán. Su superficie es una de las que tiene más cráteres del Sistema Solar, con una amplia variedad en cuanto a las medidas y las edades de los mismos.

El satélite de Ida, Dactyl, fue descubierto por un miembro de la misión Ann Harch en imágenes tomadas por la sonda Galileo. Recibió su nombre de los dactilos, las criaturas que habitaban la montaña Ida, según la mitología griega. Dactyl, que tiene sólo 1.4 kilómetros (4.600 pies) de diámetro, es aproximadamente una vigésima parte del tamaño de Ida. Su órbita alrededor de Ida no se pudo determinar con mucha precisión. Sin embargo, las limitaciones de las posibles órbitas permiten una estimación aproximada de la densidad de Ida, que reveló que no contiene minerales metálicos. Dactyl e Ida comparten muchas características, lo que sugiere un origen común entre ambos.

Las imágenes creadas por Galileo, y la posterior medida de la masa de Ida, significaron nuevos conocimientos sobre la geología de los asteroides de tipo S. Antes del sobrevuelo de Galileo, se habían propuesto muchas teorías para explicar su composición mineral. La determinación de su composición permite una correlación entre la caída de meteoritos en la Tierra y su origen en el cinturón de asteroides. Los datos creados a partir del sobrevuelo señalaron a los asteroides de tipo S como la fuente de los meteoritos de condritas ordinaria, el tipo más común que se encuentra en la superficie de la Tierra.

Contenido

Descubrimiento y observaciones

Ida fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena.[12] Fue su 45º descubrimiento de un asteroide.[1] El nombre de Ida fue acuñado por Moriz von Kuffner, un fabricante de cerveza de Viena y astrónomo aficionado.[13] [14] En la mitología griega, Ida era una ninfa de Creta que crio el dios Zeus.[15] Ida fue reconocida como una parte de la familia Koronis por Kiyotsugu Hirayama, que propuso en 1918 que el grupo comprende lo que quedaba del cuerpo precursor destruido.[16]

El espectro de la reflexión de Ida se midió el 16 de septiembre de 1980 por los astrónomos David J. Tholen y Edward F. Tedesco como parte de la investigación de asteroides de ocho colores (ECAS).[17] Su espectro coincidía con los de los asteroides del tipo S en la clasificación.[18] [19] Se hicieron a principios de 1993 muchas observaciones de Ida por el Observatorio Naval de Estados Unidos en Flagstaff y el Observatorio Oak Ridge. Estas observaciones mejoraron la medida de la órbita de Ida alrededor del Sol y la reducción de la incertidumbre de su posición durante el sobrevuelo de Galileo de 78 a 60 km (48-37 millas).[20]

Exploración

Sobrevuelo del Galileo

Ida fue visitada en 1993 por la sonda espacial Galileo a Júpiter. Sus encuentros con los asteroides Gaspra e Ida fueron secundarios a la misión a Júpiter. Estos fueron seleccionados como blancos en respuesta a una nueva política de la NASA dirigida a planificar acercamientos a asteroides de todas las naves que cruzan el cinturón.[21] Ninguna misión anterior había intentado un sobrevuelo.[22] El Galileo fue puesto en órbita por el transbordador espacial Atlantis en la misión STS-34 el 18 de octubre de 1989.[23] El cambio de trayectoria del Galileo para acercarse a Ida exigió que se consumieran 34 kg (75 libras) de propelente.[24] Los planificadores de la misión retrasaron la decisión de intentar un sobrevuelo hasta que estuvieran seguros de que este dejaría a la nave espacial suficiente combustible para completar su misión a Júpiter.[25]

La trayectoria del Galileo lo llevó al cinturón de asteroides por dos veces durante su viaje a Júpiter. Durante su segundo cruce, sobrevoló por Ida el 28 de agosto de 1993 a una velocidad de 12.400 m/s en relación con el asteroide.[25] El aparato detector de imágenes de abordo observó Ida desde una distancia de 240.350 kilómetros hasta su máxima aproximación de 2,390 km.[15] [26] Ida fue el segundo asteroide, después de Gaspra, que fue captado por una nave espacial.[27] Cerca del 95% de la superficie de Ida, quedó a la vista de la sonda durante el sobrevuelo.[5]

La transmisión de muchas imágenes de Ida se retrasó debido a una falla permanente de la antena de alta ganancia de la nave.[28] Las cinco primeras imágenes se recibieron en septiembre de 1993.[29] Estas imágenes estaban compuestas por un mosaico de alta resolución del asteroide con una resolución de 31 a 38 m/píxel.[30] [31] Las imágenes restantes fueron enviadas la primavera siguiente, cuando la proximidad de la nave a la Tierra permitía una mayor velocidad de transmisión.[29] [32]

Descubrimientos

Los datos obtenidos por los sobrevuelos del Galileo de Gaspra e Ida, y la posterior misión de asteroides NEAR Shoemaker, permitieron el primer estudio de la geología de los asteroides.[33] La superficie relativamente grande de Ida exhibía una amplia gama de características geológicas.[34] El descubrimiento del satélite de Ida, Dactyl, el primer satélite de un asteroide confirmado, proporcionó información adicional de la composición de Ida.[35]

Ida está clasificado como un asteroide de tipo S a partir de medidas espectroscópicas en tierra.[36] La composición de los asteroides del tipo S era incierto antes de los sobrevuelos del Galileo, pero fue interpretado como uno de los dos minerales que se encuentran en los meteoritos que habían caído a la Tierra: condritas ordinaria (CO) y palas lasita.[8] [37] Las estimaciones de la densidad de Ida, se ven limitados a menos de 3,2 g/cm3 para la estabilidad a largo plazo de la órbita de Dactyl.[36] Esto excluye la palio lasita; pues si Ida está hecha de un material rico en hierro y níquel de 5 g/cm3 debería estar vacío en más del 40%.[35]

Las imágenes del Galileo también condujeron al descubrimiento que el tiempo espacial daba lugar en Ida a un proceso que causa que grandes regiones sean de color rojo con el tiempo.[16] [38] El mismo proceso afecta tanto a Ida como a su satélite, aunque Dactyl muestra un cambio menor.[39] La erosión de la superficie de Ida, reveló otro detalle sobre su composición: los espectros de reflexión de las piezas recientemente expuestas de la superficie se parecían a la de los meteoritos CO, pero las regiones más viejas se parecían a los espectros de los asteroides de tipo S.[22]

Ambos descubrimientos —los efectos del tiempo espacial y la baja densidad— llevaron a una nueva comprensión sobre la relación entre los asteroides de tipo S y meteoritos CO. Los de tipo S son la clase más numerosa de asteroide en la parte interna del cinturón de asteroides.[22] Los meteoritos CO son, así mismo, el tipo más común de meteoritos encontrados en la superficie de la Tierra.[22] Sin embargo, los espectros de reflexión medidos por observaciones remotas de los asteroides de tipo S no correspondían con el de los meteoritos CO. El sobrevuelo de Ida del Galileo descubrió que algunos tipos S, en particular la familia Koronis, podría ser la fuente de estos meteoritos.[39]

Características físicas

La masa de Ida está entre 3.65 y 4.99 kg × 1016.[40] Su campo gravitacional produce una aceleración de aproximadamente de 0,3 a 1,1 cm/s2 sobre su superficie.[5] Este campo es tan débil que un astronauta parado en su superficie podría saltar de uno de los extremos de Ida al otro, y un objeto que se mueve a más de 20 m/s podría escapar del asteroide completamente.[41] [42]

Ida es un asteroide claramente alargado,[43] con una superficie irregular,[44] [45] y posee "forma de cruasán".[29] Ida es 2,35 veces más largo que ancho,[43] y la "cintura", lo separa en dos mitades desiguales geológicamente.[29] Esta forma de constricción es coherente con que Ida está hecho de dos piezas de grandes dimensiones, sólida, con materiales sueltos que llenan el vacío entre ellos. De todos modos, estos residuos no se han visto en imágenes de alta resolución captadas por Galileo.[45] Aunque hay algunas pendientes empinadas de inclinación de hasta 50° a Ida, la pendiente generalmente no excede los 35°.[5] La forma de Ida es responsable de que su campo gravitatorio sea desigual.[46] La aceleración de superficie es más baja en las extremidades debido a su velocidad de rotación rápida. También se baja cerca de la "cintura", porque la masa del asteroide se concentra en los dos tramitados, lejos de este lugar.[5]

La superficie

Imagen de la superficie de Ida tomada por la sonda Galileo.

La superficie de Ida, se encuentra llena de cráteres y es de color gris en su mayoría, aunque pequeñas variaciones de color marcan las áreas recién creadas o descubiertas.[15] Además de cráteres son evidentes otras características, tales como surcos, crestas y asperezas. Ida está cubierta por una gruesa capa de regolito, los residuos sueltos que oscurecen la roca sólida del subsuelo. Los más grandes fragmentos de desechos, del tamaño de una piedra, se denominan bloques de material expulsado, varios de los cuales se han observado en la superficie.

Regolito

La superficie de Ida se describe como un manto de roca pulverizada, llamado regolito, de unos 50 a 100 m de espesor.[29] Este material es producido por eventos de impacto y distribuido por toda la superficie de Ida por los procesos geológicos.[47] El Galileo observó evidencia de movimientos recientes del regolito cuesta abajo.[48]

El regolito de Ida está compuesto por los silicatos minerales olivino y piroxeno.[9] [49] Su apariencia cambia con el tiempo a través de un proceso llamado erosión espacial.[39] Debido a este proceso, el regolito viejo parece tener un color más rojo en comparación con el material recientemente expuesto.[38]

Se han identificado cerca de 20 bloques grandes (40 a 150 m de diámetro) de material expulsado, incorporados en el regolito de Ida.[29] [50] Los bloques de eyección constituyen las piezas más grandes del regolito.[51] Debido a que los bloques de eyección se espera que se descompongan con rapidez para eventos de impacto, los presentes en la superficie deben haber sido formados recientemente o descubiertos por un evento de impacto.[46] [52] La mayoría de ellos se encuentran dentro de los cráteres de Lascaux y Mammoth, pero es posible que no se hayan producido allí.[52] Esta zona atrae los escombros debido su irregular campo gravitarorio.[46] Algunos bloques pudieron haber sido expulsados del cráter Azzura en el lado opuesto del asteroide.[53]

Estructuras

Cráteres

Composición

Orbita y rotación

Origen

Dactil

Imagen de Dactil.

Descubrimiento

Órbita

Inclinación
Periodo 20 horas

Fuentes

Referencias

  1. a b c Raab, 2002
  2. a b c d e f g h i j k l m JPL, 2008
  3. a b Britt et al., 2002, p. 486
  4. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada WilsonKeilLove1999p480
  5. a b c d e Thomas et al., 1996
  6. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada VokrouhlickyNesvornyBottke2003p147
  7. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada SeidelmannArchinalA.27HearnConrad2007p171
  8. a b Wilson, Keil y Love, 1999, p. 479
  9. a b Holm, 1994
  10. Grimal, 2008, p. 283
  11. Grimal, 2008, p. 116
  12. Ridpath, 1897, p. 206
  13. Schmadel, 2003, p. 36
  14. Berger, 2003, p. 241
  15. a b c NASA, 2005
  16. a b Chapman, 1996, p. 700
  17. Zellner, Tholen y Tedesco, 1985, pp. 357, 373
  18. Zellner, Tholen y Tedesco, 1985, p. 404
  19. Zellner, Tholen y Tedesco, 1985, p. 410
  20. Owen y Yeomans, 1994, p. 2295
  21. D'Amario, Bright y Wolf, 1992, p. 26
  22. a b c d Chapman, 1996, p. 699
  23. D'Amario, Bright y Wolf, 1992, p. 24
  24. D'Amario, Bright y Wolf, 1992, p. 72
  25. a b D'Amario, Bright y Wolf, 1992, p. 36
  26. Sullivan et al., 1996, p. 120
  27. Cowen, 1993, p. 215
  28. Chapman, 1994, p. 358
  29. a b c d e f Chapman, 1996, p. 707
  30. Chapman et al., 1994, p. 237
  31. Greeley et al., 1994, p. 469
  32. Monet et al., 1994, p. 2293
  33. Geissler, Petit y Greenberg, 1996, p. 57
  34. Chapman et al., 1994, p. 238
  35. a b Chapman, 1996, p. 709
  36. a b Byrnes y D'Amario, 1994
  37. Riba i Arderiu et al., 2000, P. 108
  38. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada Chapman1996p710
  39. a b c Chapman, 1995, p. 496
  40. Petit et al., 1997, pp. 179–180
  41. Geissler et al., 1996, p. 142
  42. Lee et al., 1996, p. 99
  43. a b Geissler, Petit y Greenberg, 1996, p. 58
  44. Chapman, 1994, p. 363
  45. a b Bottke et al., 2002, p. 10
  46. a b c Cowen, 1995
  47. Lee et al., 1996, p. 96
  48. Greeley et al., 1994, p. 470
  49. Chapman, 1996, p. 701
  50. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada GeisslerPetitDurdaGreenberg1996p141
  51. Sullivan et al., 1996, p. 132
  52. a b Lee et al., 1996, p. 97
  53. Error en la cita: El elemento <ref> no es válido; pues no hay una referencia con texto llamada Stooke1997p1385

Bibliografía

Arículos de periódicos
Libros
Otros

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