243 Ida

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
243 Ida
243 ida crop.jpg
Galileo-bilde av 243 Ida. Den lille flekken til høyre er den tilhørende månen, Daktyl.
Oppdagelse[1]
Oppdaget fra Johann Palisa
Oppdaget den 29. september 1884
Oppdaget fra Universitätssternwarte Wien
Overgangsnavn 1988 DB1
Oppkalt etter En nymfe i den greske mytologien
Type asteroide
Kategori Hovedbeltet (Koronis)[2]
Baneparametre[3]
Epoke JD 2454800.5 (2008-Nov-30.0)
Aphel 2,991 AE (447 400 000 km)
Perihel 2,732 AE (408 700 000 km)
Store halvakse 2,862 AE (428 100 000 km)
Eksentrisitet 0.0452
Omløpstid 1 768,136 dager (4,84089 år)
Gjennomsnittsfart 0.2036 °/d
Midlere anomali 191.869°°
Inklinasjon 1.138°
Lengda til oppstigende knute 324.218°
Perihelargument 108.754°
Naturlige satellitter Daktyl
Fysiske egenskaper:
Dimensjoner 53.6 × 24.0 × 15.2 km
Gjennomsnittlig radius 15.7 km[4]
Masse 4.2 ± 0.6×1016[4] kg
Middeltetthet 2.6 ± 0.5[5] g/cm³
Gravitasjon ved ekvator 0.3–1.1[6]cm/s²
Rotasjonsperiode 4,63 timer (0,193 d)[7]
Rektascensjon ved nordpolen 168.76°[8]
Overflaterefleksjon 0.2383[3]
Temperatur 200 K (−73 °C)[2]
Spektralklasse S[9]
Absolutt størrelsesklasse 9.94[3]
Se også
Liste over nummererte småplaneter
◄ forrige – neste ►

243 Ida er en asteroide i Koronis-familien i asteroidebeltet. Den ble oppdaget 29. september 1884 av Johann Palisa og oppkalt etter en nymfe fra den greske mytologien. Senere teleskopobservasjoner kategoriserte Ida som en S-type-asteroide, den mest tallrike typen i det indre asteroidebeltet. 28. august 1993 ble Ida besøkt av romsonden Galileo, som var på vei mot Jupiter. Dette var da den andre asteroiden som ble undersøkt av en romsonde, og den første funnet å ha en satellitt.

Som alle hovedbelteasteroider, har Ida en bane som ligger mellom planetene Mars og Jupiter. Omløpstiden er 4,84 år og rotasjonsperioden er 4,63 timer. Ida har en gjennomsnittlig diameter på 31,4 km. Formen på asteroiden er irregulær og langstrukket, tilsynelatende sammensatt av to større objekter som er koblet sammen i en form som ligner på en croissant. Overflaten er en av de mest kraterbelagte solsystemet med kratre i en rekke ulike størrelser og fra ulike tidsepoker.

Idas måne, Daktyl, ble oppdaget av Ann Harch på bilder tatt av Galileo. Månen ble oppkalt etter daktyler, små skapninger som holdt til i fjellet Ida i den greske mytologien. Daktyl, som bare er 1,4 km i diameter, er ca. en tjuedel av størrelsen til Ida. Banen rundt Ida kunne ikke fastslås med særlig nøyaktighet, men begrensninger i mulige baner gjorde det likevel mulig å grovt fastslå Idas tetthet. Dette avslørte at den er tømt for metalliske mineraler. Daktyl og Ida deler mange egenskaper, og det antyder samme opphav.

Bilder tatt av Galileo, og etterfølgende målinger av Idas masse, ga ny innsikt i geologien til S-type-asteroider. Før Gallileo passerte Ida, fantes det mange teorier for å forklare mineralsammensetningen.

Innhold

Oppdagelse og observasjoner [rediger]

Ida ble oppdaget 29. september 1884 av den østerrikske astronomen Johann Palisa, ved Universitätssternwarte Wien.[10] Dette var hans 45. asteroideoppdagelse.[1] Ida ble navngitt av Moriz von Kuffner, en brygger og amatørastronom fra Wien.[11][12] I den greske mytologien var Ida en nymfe fra Kreta som oppdro guden Zevs.[13] Ida ble gjenkjent som et medlem av Koronis-familien av Kiyotsugu Hirayama, som i 1918 foreslo at gruppen bestod av rester etter et ødelagt himmellegeme.[14]

Astronomene David J. Tholen og Edward F. Tedesco målte Idas refleksjonsspektrum 16. september 1980, som en del av eight-color asteroid survey (ECAS).[15] Spektrumet stemte med de asteroidene som var klassifisert som S-typer-asteroider.[a][16][17] Mange av observasjonene av Ida ble gjort tidlig i 1993 ved United States Naval Observatory Flagstaff Station og ved Oak Ridge Observatory. Disse forbedret målingene av Idas bane rundt solen, og reduserte usikkerheten om posisjonen under Galileos forbiflyvning fra 78 til 60 km.[18]

Utforskning [rediger]

Banen til Galileo fra oppskytning til den gikk inn i bane rundt Jupiter.

Forbiflyvning med Galileo [rediger]

Ida ble besøkt i 1993 av romsonden Galileo på sin ferd mot Jupiter. Møtet med asteroidene Gaspra og Ida var sekundære mål etter Jupiter-oppdraget. Disse ble valgt ut som mål etter NASAs nye retningslinjer som pålegger alle oppdragsplanleggere å vurdere forbiflyvninger av asteroider for alle romsonder som krysser asteroidebeltet.[19] Ingen tidligere oppdrag hadde forsøkt en slik forbiflyvning.[20] Galileo ble skutt opp i bane av romfergen Atlantis på STS-34-oppdraget den 18. oktober 1989.[21] For å endre banen til Galileo slik at den kunne nå Ida, krevdes det 34 kg (75 lb) med drivstoff.[22] Planleggerne av oppdraget utsatte avgjørelsen om et slikt forsøk helt til de var sikre på at Galileo ville ha tilstrekkelig drivstoff til å fullføre primæroppdraget til Jupiter.[23]

Bilder fra forbiflyvningen, starter 5,4 timer før den nærmeste passeringen og viser Idas rotasjon.
Foto: Galileo

Galileos bane førte den ut i asteroidebeltet to ganger i løpet av ferden mot Jupiter. I løpet av den andre kryssingen fløy sonden forbi Ida 28. august 1993 med en hastighet på 12 400 m/s (44 640 km/t) i forhold til asteroiden.[23] Kameraet ombord i Galileo observerte Ida fra en avstand på 240 350 km til den nærmeste på 2 390 km.[13][24] Ida var da den andre asteroiden, etter Gaspra, som ble avbildet av en romsonde.[b][25] Omtrent 95 % av asteroidens overflate kom til syne for sonden i løpet av passeringen.[6]

Overføringen av mange av bildene av Ida ble forsinket på grunn av en skade på en av sondens antenner.[26] De første fem bildene ble mottatt i september 1993.[27] Disse utgjorde et høytoppløst mosaikk av asteroiden, med en oppløsning på 31–38 m/piksel.[28][29] De gjenværende bildene ble sendt i februar 1994,[2] da romsondens nærhet til jorden gjorde det mulig å overføre data raskere.[27][30]

Oppdagelser [rediger]

Dataene som kom tilbake fra Galileos forbiflyvninger av Gaspra og Ida, og senere NEAR Shoemaker, muliggjorde de første studiene av asteroidenes geologi.[31] Idas relativt store overflate fremviste også en rekke ulike geologiske egenskaper.[32] Oppdagelsen av Idas måne Daktyl, den første bekreftede satellitten til en asteroide, ga ytterligere innsikt om Idas sammensetning.[33]

Ida klassifiseres som en S-type-asteroide basert på bakkebaserte spektroskopiske målinger.[34] Frem til Galileo fløy forbi var sammensetningen av S-typer ukjent, men de ble tolket til å være enten av to mineraler funnet i meteoritter på jorden; ordinær kondritt (OC, engelsk ordinary chondrite) og stein-jern.[9] Estimater av Idas tetthet begrenses til mindre enn 3,2 g/cm³ på grunn av den langvarige stabiliteten til Daktyls bane.[34] Dette utelukker ikke en stein-jern-sammensetning; hvis Ida bestod av 5 g/cm³ jern- og nikkelholdig materialer, måtte den ha hatt over 40 % tomrom.[33]

Bilder tatt av Galileo førte også til oppdagelsen av at romvær fant sted på Ida, og førte til at eldre regioner ble rødere i farge over tid.[14][35] Den samme prosessen påvirker også Daktyl, selv om endringene der er mindre synlige.[36] Romværet avslørte også en annen detalj om Idas sammensetning: refleksjonsspektrum av nylig blottlagte deler av overflaten lignet på OC-meteoritter, mens eldre områder passet spekteret til S-type-asteroider.[20]

Polert del av en OC-meteoritt.

Begge disse oppdagelsene – effekten av romværet og den lave tettheten – førte til en ny forståelse av forholdet mellom S-type-asteroider og OC-meteoritter. S-typene er de mest tallrike typene av asteroider i den indre delen av asteroidebeltet.[20] OC-meteorietter er, på samme måte, den mest vanlige typen meteoritter som er funnet på jordens overflate.[20] Refleksjonsspekteret som ble målt ved fjernobservasjoner av S-type-asteroider, passet imidlertid ikke til spekteret til OC-meteoritter. Forbiflyvningen med Galileo viste at noen S-typer, spesielt Koronis-familien, kan være kilden til disse meteorittene.[36]

Fysiske egenskaper [rediger]

Sammenligning mellom størrelsene til Ida, flere andre asteroider, dvergplaneten Ceres og Mars.

Idas masse ligger i området 3,65–4,99 × 1016 kg.[37] Gravitasjonsfeltet produserer en akselerasjon på ca. 0,3–1,1 cm/s² over overflaten.[6] Dette feltet er så svakt, at en astronaut som befinner seg på overflaten kan hoppe fra den ene enden til den andre, og et objekt som beveger seg over 20 m/s kan unnslippe asteroiden helt.[38][39]

Bildeserie av en roterende Ida

Ida er en utpreget langstrakt asteroide,[40] med en irregulær overflate,[41][42] og ligner litt på en croissant i formen.[27] Lengden av asteroiden er 2,35 ganger så stor som bredden,[40] og en «midje» deler den inn i to geologisk ulike halvdeler.[27] Denne innsnevrede formen antyder at Ida består av to store, faste komponenter, med løse rester som fyller opp gapet mellom dem. Slike rester har imidlertid aldri blitt oppdaget i noen av de høyoppløselige bildene tatt av Galileo.[42]

Det finnes noen bratte bakker som overstiger 50° på Ida, men generelt overstiger de ikke 35°.[6] Den irregulære formen gjør også at asteroiden har et svært ujevnt gravitasjonsfelt.[43] Akselerasjonen ved overflaten er lavest ved de høyeste punktene på grunn av den raske rotasjonshastigheten. Den er også lav nær «midjen» fordi massen av asteroiden er konsentrert i de to halvdelene, utenfor dette stedet.[6]

Overflateformasjoner [rediger]

Mosaikkbilder tatt av Galileo 3.5 minutter før den nærmeste passeringen.
Foto: Galileo

Idas overflate fremstår svært kraterbelagt og stort sett grå, selv om mindre fargevariasjoner markerer nylig dannede eller avdekkede områder.[13] Foruten kratre, er også andre formasjoner synlige. For eksempel riller, rygger og fremspring. Ida er dekket med et tykt lag av regolitt og løse rester som skjuler grunnfjellet under. De største fragmentene, på størrelse med kampestein, kalles utkastningsblokker, og flere av disse har blitt observert på overflaten.

Regolitt [rediger]

Overflaten av Ida er dekket av et teppe av pulverisert stein, kalt regolitt, omtrent 50-100 m tykt.[27] Materialet produseres ved kosmiske nedslag og fordeles over overflaten gjennom geologiske prosesser.[44] Galileo observerte bevis for nylig bevegende regloitt.[45]

Idas regolitt er sammensatt av de silikate mineralene olivin og pyroksen.[2][46] Utseende til overflaten endrer seg over tid gjennom en prosess kalt romvær.[36] På grunn av denne prosessen, fremstår eldre regolitt rødere i fargen sammenlignet med nyere avdekkede materialer.[35]

Bilde av en 150 m blokk på Ida, beliggende på 24,8°S.2,8°E[47]
Foto: Galileo

Ca. 20 store (40–150 m i diameter) blokker har blitt identifisert i Idas regolitt.[27][48] Disse blokkene utgjør de største delene av regolitten.[49] Siden slike blokker forventes å raskt brytes ned på grunn av nye nedslag, må de som finnes på overflaten enten ha blitt dannet nylig eller ha blitt avdekket etter et nedslag.[43][50] De fleste av disse ligger innenfor kratrene Lascaux og Mammoth, men de kan ikke ha blitt dannet der.[50] Dette området tiltrekker seg rester på grunn av Idas irregulære gravitasjonsfelt.[43] Noen blokker kan ha blitt slynget ut fra det yngre kratrene Azzurra på motsatt side av asteroiden.[51]

Strukturer [rediger]

Flere store strukturer markerer Idas overflate. Asteroiden synes å være delt i to halvdeler, her henvist til som region 1 og region 2, forbundet med en «midje».[27] Denne «midjen» kan være fylt av rester, eller være blåst bort fra asteroiden av nedslag.[27][51]

Region 1 inneholder to store strukturer. Den ene er en fremtredende 40 km lang rygg, kalt Townsend Dorsum, som strekker seg 150 grader rundt Idas overflate.[52] Den andre strukturen er en stor fordypning kalt Vienna Regio.[27]

Region 2 inneholder flere sett med spor, de flest av dem 100 m brede eller mindre, og opp mot 4 km lange.[27][53] De ligger nær, men er ikke forbundet med kratrene Mammoth, Lascaux og Kartchner.[49] Noen av sporene forbindes med større nedslag, for eksempel et sett på andre siden av Vienna Regio.[54]

Kratre [rediger]

Ida er et av de mest kraterbelagte legemene i solsystemet, sett i forhold til størrelsen,[28][41] og nedslag har vært hovedprosessen bak formingen av overflaten.[55] Dannelsen av krater har nå kommet til et metningspunkt, noe som betyr at eventuelle nye nedslag vil slette noen av de gamle og det totale antallet kratre vil forbli noenlunde det samme.[56] Overflaten er dekket av kratre i alle størrelser og faser av nedbrytning,[41] og alderen varierer fra helt nye til gamle omtrent på samme alder som Ida selv.[27] De eldste av disse kan ha blitt dannet under oppdelingen av Koronis-familiens moderlegeme.[36] Det største krateret, Lascaux, er nesten 12 km i diameter.[42][57] Region 2 inneholder nesten alle kratrene som er større enn 6 km i diameter, mens region 1 ikke inneholder noen store kratre i det hele.[27] Noen kratre ligger også som en kjede.[29]

Fingal-krateret på 1,5 km i diameter beliggende på 13,2°S, 39,9°E[57]

Idas store kratre er oppkalt etter grotter og lavatunneler på jorden. Krateret Azzurra, for eksempel, er oppkalt etter en neddykket hule på øya Capri, også kjent som Den blå grotte.[58] Tilsynelatende er Azzurra det nyeste større nedslaget på Ida.[48] Det oppvirvlede materialet etter denne kollisjonen er ujevnt fordelt utover Ida[35] og er ansvarlig for de store farge- og albedovariasjonene over overflaten.[59] Et unntak til kratermorfologien er det nye, asymmetriske Fingal som har en skarp grense mellom gulvet og veggen på den ene siden.[60] Et annet tydelig krater er Afon, som markerer Idas nullmeridian.[8]

Kratrene er enkle i struktur, bolleformet uten flat bunn og noen sentrale topper.[60] De er fordelt jevnt rundt Ida, med unntak av en utvekst nord for krateret Choukoutien som er glatter og mindre kraterbelagt.[61] Materialet som graves ut under et nedslag avsettes forskjellig på Ida enn på planeter på grunn av den raske rotasjonen, lave gravitasjonen og den irregulære formen.[40] Tepper av oppvirvlet materiale avleires asymmetrisk rundt kratrene, men det materialet som beveger seg så raskt at det slipper unna asteroiden, forsvinner ut i rommet.[62]

Sammensetning [rediger]

Ida ble klassifisert som en S-type-asteroide basert på likheten mellom refleksjonspekteret med lignende asteroider.[9] S-typene kan ha samme sammensetning som stein-jern-meteoritter eller ordinær kondritt-meteoritter (OC).[9] Sammensetningen av det indre har ikke blitt analysert direkte, men basert på observerte endringer i overflatefargen og Idas tetthet på 2,27–3,10 g/cm³, antas den å være lignende OC-materiale.[5][36] OC-meteoritter inneholder varierte mengder av silikatene olivin og pyroksen, jern og feltspat.[c][63] Olivin og pyroksen på Ida ble oppdaget av Galileo,[2] og mineralinnholdet synes å være homogent gjennom i hele sitt omfang. Galileo fant minimale variasjoner på overflaten, og asteroidens spinn indikerer en jevn tetthet.[64][65] Antatt at sammensetningen er lik OC-meteoritter, som har en tetthet på 3,48–3,68 g/cm³, vil Ida ha en porøsitet på 11–42 %.[5]

Idas indre inneholder sannsynligvis noe mengder av bruddstein etter nedslag, kalt megaregolitt. Laget av megaregolitt på Ida strekker seg mellom et par hundre meter og noen få kilometer under overflaten. Noe stein i Idas kjerne kan også ha blitt oppsprukket under de store kratrene Mammoth, Lascaux og Undara.[65]

Omløp og rotasjon [rediger]

Banen og posisjonen til Ida og fem planeter per 9. mars 2009.

Ida er et medlem av Koronis-familien i asteroidebeltet.[14] Ida går i bane rundt solen med en gjennomsnittlig avstand på 2,862 AE (428 100 000 km), mellom banene til Mars og Jupiter.[2][3] På én runde rundt solen bruker Ida ca. 4,84 år.[3]

Idas rotasjonsperiode er 4,63 timer,[7][40] noe som gjør den til en av de raskest roterende asteroidene som er blitt oppdaget.[66] Det kalkulerte maksimale treghetsmomentet til et objekt med jevn tetthet med samme form som Ida sammenfaller med spinnaksen til asteroiden. Dette antyder at det ikke er noen store variasjoner av tetthet i asteroiden.[54] Idas rotasjonsakse preserer med perioder på 77 000 år på grunn av at solens gravitasjon virker på den ikke-sfæriske formen til asteroiden.[67]

Opphav [rediger]

Ida stammer fra oppdelingen et større legeme i Koronis-familien som antas å ha vært omtrent 120 km i diameter.[7] Det opprinnelige legemet hadde blitt delvis differensiert og tyngre metaller hadde forflyttet seg innover mot kjernen.[68] En betydelig mengde av dette kjernematerialet forsvant sammen med Ida.[68] Det er uvisst hvor lenge det er siden denne oppdelingen oppstod. En analyse av Idas prosess med kraterdannelser, er overflaten over én milliard år gammel.[68] Dette stemmer dog ikke overens med den estimerte alderen til Ida-Daktyl-systemet på mindre enn 100 millioner år;[69] på grunn av den lille størrelsen, er det usannsynlig at Daktyl kan ha unnsluppet ved å bli ødelagt i en stor kollisjon for lengre tid siden. Forskjellen i de estimerte aldrene kan forklares med en økt forekomst av kratre på grunn av restene etter at det opprinnelige Kornis-legemet ble ødelagt.[70]

Måne [rediger]

Det best oppløste bildet av Daktyl, tatt mens Galileo var ca. 3 900 km unna månen.

En liten satellitt kalt Daktyl går i bane rundt Ida. Offisielt lyder satellitten navnet (243) Ida I Dactyl, og ble oppdaget på bilder tatt av Galileo-sonden under forbiflyvningen i 1993. Disse bildene ga den første direkte bekreftelsen på en asteroidemåne.[33] På dette tidspunktet var Daktyl 90 km fra Ida, og beveget seg i en prograd bane. Daktyl er full av kratre, på samme måte som Ida, og består også av lignende materialer. Opphavet er uvisst, men resultater fra forbiflyvningen antyder at den opprinnelig var et fragment av det opprinnelige Koronis-legemet.

Oppdagelse [rediger]

Daktyl ble oppdaget 17. februar 1994 av Ann Harch, et medlem av Galielo-teamet, mens hun undersøkte forsinkede bilder fra romsonden.[2] Galileo tok 47 bilder av Daktyl over en periode på 5,5 timer i august 1993.[71] Romsonden var 10 760 km fra Ida og 10 870 km fra Daktyl da det første bildet av månen ble tatt, 14 minutter før Galileo gjorde den nærmeste passering.[72][73]

Daktyl ble opprinnelig betegnet 1993 (243) 1[72][74] Den ble senere navngitt av Den internasjonale astronomiske union i 1994,[74] etter de mytologiske daktylene som holdt til i fjellet Ida på Kreta.[75][d][76]

Fysiske egenskaper [rediger]

Daktyl er en «eggformet»,[33] men «bemerkelsesverdig sfærisk»[75] objekt som måler 1,6×1,4×1,2 km.[33] Den lå med den lengste aksen pekende mot Ida.[33] Akkurat som Ida, er også Daktyls overflate dekket av kratre.[33] Over et dusin kratre med en diameter over 80 km vises på overflaten, og det indikerer at månen har blitt truffet av andre himmellegemer mange ganger opp gjennom historien.[13] Minst seks av disse kratrene danner en lineær kjede, og det antyder at de ble forårsaket av lokale rester, muligens rester fra Ida.[33] Daktyls kratre kan inneholde sentrale topper i motsetning til de som finnes på Ida.[77] Disse formasjonene, og Daktyls sfæriske form, impliserer at månen er gravitasjonelt kontrollert til tross for den lille størrelsen.[77] Gjennomsnittstemperaturen på satellitten er omtrent 200 K (−73 °C), det samme som på Ida.[2]

Daktyl har mange fellestrekk med Ida. Albedoene og refleksjonsspektrene er svært like.[78] De små forskjellene indikerer at romværet er mindre aktivt på Daktyl.[36] Den lille størrelsen gjør at dannelsen av betydelige mengder regolitt vil være umulig.[36][72] Dette i motsetning til Ida, som er dekket av et dypt lag med regolitt.

Bane [rediger]

Skisse som viser Daktyls potensielle bane rundt Ida.

Daktyls bane rundt Ida er ikke nøyaktig kjent. Galileo var i planet til Daktyls bane da de fleste av bildene av månen ble tatt, noe som som gjorde fastslåingen av den nøyaktige banen vanskelig.[34] Banen antas å være prograd[79] og er inklinert ca. 8° mot Idas ekvator.[79] Basert på datasimuleringer må Daktyls perisenter være mer enn ca. 65 km fra Ida for at den skal kunne forbli i en stabil bane.[80] Utvalget av baner generert ved simuleringer ble snevret ned ved nødvendigheten av at banen måtte passere gjennom det punktet hvor Galileo observerte Daktyl kl. 16:52:05 UT den 28. august 1993, ca. 90 km fra Ida ved lengdegrad 85.[81][82] 26. april 1994 observerte Hubble-teleskopet Ida i åtte timer, men var ikke i stand til å oppdage Daktyl. Det ville ha vært i stand til det hvis månen var mer enn 700 km fra Ida.[34]

Daktyls omløpsperiode er ca. 20 timer, antatt at den er i en sirkulær bane rundt Ida.[78] Omløpshastigheten er omtrent 10 m/s (36 km/t), «omtrent hastigheten til en sprintløper eller en løst kastet baseball».[34]

Alder og opphav [rediger]

Daktyl kan ha oppstått på samme tid som Ida,[83] fra oppdelingen av et Koronis-legeme.[50] Den kan imidlertid ha blitt dannet senere enn det, muligvis fra utkastet materiale etter et nedslag på Ida.[84] At satellitten har blitt innfanget av Ida er svært usannsynlig.[73] Daktyl kan ha opplevd ett større nedslag for ca. 100 millioner år siden, hvor størrelsen ble redusert.[68]

Fotnoter og henvisninger [rediger]

Fotnoter
  1. ^ Sitat: «Eos- og Koronis-familiene … består utelukkende av type S, som er sjeldne med sine heliosentriske avstander …» (Zellner, Tholen & Tedesco 1985, s. 404)
  2. ^ Sitat: «Nesten en måned etter en vellykket fotoseanse, fullførte Gallileo sist uke radiooverføringen av et høyoppløst portrett til jorden av den andre asteroiden gjennom tidene til å bli avbildet fra rommet. Asteroiden, kjent som 243 Ida, ble avbildet fra en gjennomsnittsavstand på bare 3 400 km omtrent 3,5 minutter før Galileos nærmeste passering 28. august.» (Cowen 1993, s. 215)
  3. ^ Sitat: «Kondritten faller naturlig inn i fem klasser av sammensetning, hvorav tre har svært likt mineralinnhold, men ulike andeler av metall og silikater. Alle tre inneholder rikelig med jern i tre ulike former (jernholdig jernoksid i silikater, metallisk jern og jernsulfid), vanligvis med nok forekomster av alle tre til å bli klassifisert som mulig malm. Alle tre inneholder feltspat (et silikat av kalsium, natrium og kalium), pyroksen (silikater med et silisiumatom for hvert atom av magnesium, jern eller kalsium), olivin (silikater med to jern- eller magnesiumatomer hvor hvert silisiumatom), metallisk jern og jernsulfid (mineralet troilitt). Disse tre klassene, samlet kalt ordinær kondritt, inneholder helt forskjellige mengder metall.» (Lewis 1996, s. 89)
  4. ^ Sitat: «Da Zevs ble født, betrodde Rhea formynderskap for hennes sønn til daktylene på Ida, som er de samme som de såkalte kuretene. De kom fra det kretiske Ida – Herakles, Paeonaeus, Epimedes, Iasius og Idas.» (Pausanias 5.7.6)
Litteraturhenvisninger
  1. ^ a b Raab 2002.
  2. ^ a b c d e f g h Holm & Jones 1994.
  3. ^ a b c d e JPL 2008.
  4. ^ a b Britt o.fl. 2002, s. 486.
  5. ^ a b c Wilson, Keil & Love 1999, s. 480.
  6. ^ a b c d e Thomas o.fl. 1996, s. 20–32.
  7. ^ a b c Vokrouhlicky, Nesvorny & Bottke 2003, s. 147.
  8. ^ a b Seidelmann o.fl. 2007, s. 171.
  9. ^ a b c d Wilson, Keil & Love 1999, s. 479.
  10. ^ Ridpath 1897, s. 206.
  11. ^ Schmadel 2003, s. 36.
  12. ^ Berger 2003, s. 241.
  13. ^ a b c d NASA 2005.
  14. ^ a b c Chapman 1996, s. 700.
  15. ^ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, s. 357, 373.
  16. ^ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, s. 404.
  17. ^ Zellner, Tholen & Tedesco 1985, s. 410.
  18. ^ Owen & Yeomans 1994, s. 2295.
  19. ^ D'Amario, Bright & Wolf 1992, s. 26.
  20. ^ a b c d Chapman 1996, s. 699.
  21. ^ D'Amario, Bright & Wolf 1992, s. 24.
  22. ^ D'Amario, Bright & Wolf 1992, s. 72.
  23. ^ a b D'Amario, Bright & Wolf 1992, s. 36.
  24. ^ Sullivan o.fl. 1996, s. 120.
  25. ^ Cowen 1993, s. 215.
  26. ^ Chapman 1994, s. 358.
  27. ^ a b c d e f g h i j k l Chapman 1996, s. 707.
  28. ^ a b Chapman o.fl. 1994, s. 237.
  29. ^ a b Greeley o.fl. 1994, s. 469.
  30. ^ Monet o.fl. 1994, s. 2293.
  31. ^ Geissler, Petit & Greenberg 1996, s. 57.
  32. ^ Chapman o.fl. 1994, s. 238.
  33. ^ a b c d e f g h Chapman 1996, s. 709.
  34. ^ a b c d e Byrnes & D'Amario 1994.
  35. ^ a b c Chapman 1996, s. 710.
  36. ^ a b c d e f g Chapman 1995, s. 496.
  37. ^ Petit o.fl. 1997, s. 179–180.
  38. ^ Geissler o.fl. 1996, s. 142.
  39. ^ Lee o.fl. 1996, s. 99.
  40. ^ a b c d Geissler, Petit & Greenberg 1996, s. 58.
  41. ^ a b c Chapman 1994, s. 363.
  42. ^ a b c Bottke o.fl. 2002, s. 10.
  43. ^ a b c Cowen 1995, s. 207.
  44. ^ Lee o.fl. 1996, s. 96.
  45. ^ Greeley o.fl. 1994, s. 470.
  46. ^ Chapman 1996, s. 701.
  47. ^ Lee o.fl. 1996, s. 90.
  48. ^ a b Geissler o.fl. 1996, s. 141.
  49. ^ a b Sullivan o.fl. 1996, s. 132.
  50. ^ a b c Lee o.fl. 1996, s. 97.
  51. ^ a b Stooke 1997, s. 1385.
  52. ^ Sárneczky & Kereszturi 2002.
  53. ^ Sullivan o.fl. 1996, s. 131.
  54. ^ a b Thomas & Prockter 2004.
  55. ^ Geissler, Petit & Greenberg 1996, s. 57–58.
  56. ^ Chapman 1996, s. 707–708.
  57. ^ a b USGS.
  58. ^ Greeley & Batson 2001, s. 393.
  59. ^ Bottke o.fl. 2002, s. 9.
  60. ^ a b Sullivan o.fl. 1996, s. 124.
  61. ^ Sullivan o.fl. 1996, s. 128.
  62. ^ Geissler o.fl. 1996, s. 155.
  63. ^ Lewis 1996, s. 89.
  64. ^ Thomas & Prockter 2004, s. 21.
  65. ^ a b Sullivan o.fl. 1996, s. 135.
  66. ^ Greenberg o.fl. 1996, s. 107.
  67. ^ Slivan 1995, s. 134.
  68. ^ a b c d Greenberg o.fl. 1996, s. 117.
  69. ^ Hurford & Greenberg 2000, s. 1595.
  70. ^ Carroll & Ostlie 1996, s. 878.
  71. ^ Petit o.fl. 1997, s. 177.
  72. ^ a b c Belton & Carlson 1994.
  73. ^ a b Mason 1994, s. 108.
  74. ^ a b Green 1994.
  75. ^ a b Schmadel 2003, s. 37.
  76. ^ Pausanias 5.7.6.
  77. ^ a b Asphaug, Ryan & Zuber 2003, s. 463.
  78. ^ a b Chapman o.fl. 1994, s. 455.
  79. ^ a b Petit o.fl. 1997, s. 179.
  80. ^ Petit o.fl. 1997, s. 195.
  81. ^ Petit o.fl. 1997, s. 188.
  82. ^ Petit o.fl. 1997, s. 193.
  83. ^ Greenberg o.fl. 1996, s. 116.
  84. ^ Petit o.fl. 1997, s. 182.

Litteratur [rediger]

Litteratur til artikkelen [rediger]

Artikler [rediger]

  • Chapman, Clark R. (1994): «The Galileo Encounters with Gaspra and Ida» (engelsk) – Asteroids, Comets, Meteors. Bibcode: 1994IAUS..160..357C.
  • Chapman, Clark R.; Belton, Michael J. S.; Veverka, Joseph; Neukum, G.; Head, J.; Greeley, Ronald; Klaasen, K.; Morrison, D. (1994): «First Galileo image of asteroid 243 Ida» (engelsk) – Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. Bibcode: 1994LPI....25..237C.
  • Chapman, Clark R.; Klaasen, K.; Belton, Michael J.S.; Veverka, Joseph (1994): «Asteroid 243 IDA and its satellite» (engelsk) – Meteoritics, bind 29. Bibcode: 1994Metic..29..455C.
  • Chapman, Clark R. (1995): «Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics» (engelsk) – Meteoritics, bind 30, nr. 5. Bibcode: 1995Metic..30R.496C.
  • Cowen, Ron (2. oktober 1993): «Close-up of an asteroid: Galileo eyes Ida» (engelsk) – Science News, bind 144, nr. 14.
  • Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Greenberg, Richard (1996): «Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros» (engelsk) – Completing the Inventory of the Solar System, bind 107. Bibcode: 1996ASPC..107...57G.
  • Greeley, Ronald; Sullivan, Robert J.; Pappalardo, R.; Head, J.; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Lee, P.; Belton, M.; Chapman, Clark R. (1994): «Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations» (engelsk) – Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. Bibcode: 1994LPI....25..469G.
  • Mason, John W. (1994): «Ida's new moon» (engelsk) – Journal of the British Astronomical Association, bind 104, nr. 3. Bibcode: 1994JBAA..104..108M.
  • 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 (1996): «Geology of 243 Ida» (engelsk) – Icarus, bind 120, nr. 1. Bibcode: 1996Icar..120..119S.
  • Thomas, Peter C.; Belton, Michael J.S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M.E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Joseph (1996): «The shape of Ida» (engelsk) – Icarus, bind 120, nr. 1. Bibcode: 1996Icar..120...20T.

Bøker [rediger]

  • Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley Publishing Company (engelsk). ISBN 0-201-54730-9.
  • Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. (2001). The Compact NASA Atlas of the Solar System. Cambridge University Press, Cambridge, UK (engelsk). ISBN 0-521-80633-X.
  • Lewis, John S. (1996). Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets. Addison-Wesley, Reading, MA (engelsk). ISBN 0-201-47959-1.
  • Slivan, Stephen Michael (1995). Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids. Massachusetts Institute of Technology (engelsk). hdl: 1721.1/11867.
  • Thomas, Peter C.; Prockter, Louise M. (2004). Planetary Tectonics. Cambridge University Press (engelsk). ISBN 978-0-521-76573-2.

Andre [rediger]

Øvrig litteratur [rediger]

  • Chapman, Clark R.; Ryan, Eileen V.; Merline, William J.; Neukum, Gerhard; Wagner, Roland; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Sullivan, Robert J. (1996): «Cratering on Ida» (engelsk) – Icarus, bind 120, nr. 1. Bibcode: 1996Icar..120...77C.
  • Thomas, Peter C.; Belton, Michael J.S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M.E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Joseph (1996): «The shape of Ida» (engelsk) – Icarus, bind 120, nr. 1. Bibcode: 1996Icar..120...20T.

Eksterne lenker [rediger]

Search Wikimedia Commons Wikimedia Commons har multimedieinnhold relatert til: 243 Ida
Portal:Astronomi
Portal:Astronomi
V • D • R
Småplanetnavigatør

243 Ida
V • D • R
Smålegemer i solsystemet
Lister: småplaneter · asteroidegrupper og familier · binærasteroider · asteroidemåner
Se også: jordnære objekt · dvergplanet · planet · solsystemet

Hentet fra «http://no.wikipedia.org/w/index.php?title=243_Ida&oldid=12401157»