243 Ida

243 Ida
Oppdagelse[1]
Oppdaget avJohann Palisa
Oppdaget29. september 1884
Oppdaget fraUniversitätssternwarte Wien
Overgangsnavn1988 DB1, A910 CD, A884 SB
Oppkalt etterEn nymfe i den greske mytologien
Objekttypeasteroide
Gruppe
    Familie		asteroidebeltet
Koronis-familien
Baneegenskaper[2]
Epoke JD 2454800.5 (2008-Nov-30.0)
Moderlegemesolen
SatellitterDaktyl
Aphelium2,991 AE (447 400 000 km)
Perihelium2,732 AE (408 700 000 km)
Store halvakse2,862 AE (428 100 000 km)
Eksentrisitet0.0452
Omløpstid1 768,136 dager (4,84089 år)
Gjennomsnittlig banefart0.2036 °/d
Midlere anomali191.869°°
Inklinasjon1.138°
Lengden til oppstigende knute324.218°
Perihelargument108.754°
Fysiske egenskaper
Dimensjoner53.6 × 24.0 × 15.2 km
Gjennomsnittlig radius15.7 km[3] km
Masse4.2 ± 0.6×1016[3]
Middeltetthet2.6 ± 0.5[4] g/cm³
Gravitasjon ved ekvator0.3–1.1[5] cm/s²
Rotasjonsperiode4,63 timer (0,193 d)[6]
Rektascensjon ved nordpolen168.76°[7]
Overflaterefleksjon0.2383[2]
Temperatur200 K (−73 °C)[8]
SpektralklasseS[9]
Absolutt størrelsesklasse (MV)9.94[2]
Kilder
JPL-idlenke
← Forrige – Neste →
242 Kriemhild – 244 Sita
243 Ida på Commons

243 Ida er en asteroide i Koronis-familien i asteroidebeltet som ble oppdaget 29. september 1884 av den østerrikske astronomen Johann Palisa. Den er oppkalt etter nymfen Ida i gresk mytologi, som sammen med Adrasteia oppdro guden Zevs på fjellet Ida på Kreta.[10]. Senere teleskopobservasjoner kategoriserte Ida som en S-type-asteroide, den mest tallrike typen i det indre asteroidebeltet. Den 28. august 1993 ble Ida besøkt av Galileo, en amerikansk romsonde på vei mot Jupiter. Dette var da den andre asteroiden som ble undersøkt av en romsonde, og den første kjente asteroiden med en satellitt.

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

Månen Daktyl ble oppdaget av Ann Harch på bilder tatt av Galileo. Den ble oppkalt etter daktylene, dverger som holdt til en hule i fjellet Ida i gresk mytologi. Daktyl er 1,4 km i diameter, ca. en tjuedel av størrelsen til Ida. Banen rundt Ida ble ikke fastslått nøyaktig, men begrensninger i mulige baner gjorde det 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-sonden, og etterfølgende målinger av Idas masse, ga ny innsikt i geologien og mineralsammensetningen til S-type-asteroider.

Oppdagelse og observasjoner

[rediger | rediger kilde]

Ida ble oppdaget 29. september 1884 av den østerrikske astronomen Johann Palisa, ved Universitätssternwarte Wien.[11] Dette var hans 45. asteroideoppdagelse.[1] Ida ble navngitt av Moriz von Kuffner, en brygger og amatørastronom fra Wien.[12][13] I gresk mytologi var Ida en nymfe fra Kreta som oppdro guden Zevs.[10] 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-type-asteroider.[a][16][17] Observasjoner av Ida tidlig i 1993 ved United States Naval Observatory Flagstaff Station og Oak Ridge Observatory forbedret målingene av banen rundt solen, og reduserte usikkerheten om posisjonen under Galileos nærpassering fra 78 til 60 km.[18]

Utforskning

[rediger | rediger kilde]
Banen til Galileo fra oppskytning til den gikk inn i bane rundt Jupiter.

Galileos nærpassering

[rediger | rediger kilde]

Asteroidene 951 Gaspra og 243 Ida ble besøkt i 1993 av romsonden Galileo på sin ferd mot Jupiter. De ble valgt ut etter nye retningslinjer som pålegger NASA at romsonder som krysser asteroidebeltet skal vurdere nærpasseringer av asteroider.[19] Ingen tidligere sonder hadde foretatt en slik nærpassering.[20] Galileo ble skutt opp i bane av romfergen Atlantis under romferden STS-34 den 18. oktober 1989.[21] For å endre banen slik at Galileo kunne nå Ida, krevdes det 34 kg (75 lb) med drivstoff.[22] Planleggerne utsatte avgjørelsen til de var sikre på at det var nok drivstoff til å fullføre primæroppdraget til Jupiter.[23]

Fotoserien fra Galileos nærpassering startet 5,4 timer før nærmeste passering og viser Idas rotasjon.
Foto: Galileo

Galileo passerte asteroidebeltet to ganger. Under 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] Omtrent 95 % av overflaten ble observert[5] i avstander på mellom 240 350 km og 2 390 km.[10][24] Ida var da den andre asteroiden, etter Gaspra, som ble avbildet av en romsonde.[b][25]

En skade på en av antennene forsinket overføringen av mange bilder.[26] De første fem bildene ble mottatt i september 1993,[27] og utgjorde en høytoppløst mosaikk på 31–38 m/piksel.[28][29] De gjenværende bildene ble sendt i februar 1994,[8] da romsondens nærhet til jorden gjorde det mulig å overføre data raskere.[27][30]

Oppdagelser

[rediger | rediger kilde]

Galileos nærpasseringer av 951 Gaspra og 243 Ida, og senere NEAR Shoemakers nærpassering av (433) Eros, muliggjorde de første studier av asteroiders 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 i Idas sammensetning.[33]

Ida klassifiseres som en S-type-asteroide basert på bakkebaserte spektroskopiske målinger.[34] Før Galileos nærpassering var det antatt at S-typene bestod enten av ordinær kondritt (OC, engelsk ordinary chondrite) eller stein-jern, to mineraler som er funnet i meteoritter på jorden.[9] Den langvarige stabiliteten til Daktyls bane viser at Idas tetthet er mindre enn 3,2 g/cm³.[34] Dette betyr at hvis Ida består av 5 g/cm³ jern- og nikkelholdig materialer, må den ha over 40 % tomrom.[33]

Galileo avdekket romvær på Ida, som gjør at eldre regioner ble rødere i farge over tid.[14][35] Den samme prosessen påvirker Daktyl, men endringene er mindre synlige.[36] Romværet avslørte også en annen detalj: Refleksjonsspektrum av nylig blottlagte deler av overflaten lignet på OC-meteoritter, som er den vanligste typen meteoritter som er funnet på jordens overflate.[20] Eldre områder passet spekteret til S-type-asteroider,[20] som er de mest tallrike i den indre delen av asteroidebeltet.[20]

Polert del av en OC-meteoritt.

Begge oppdagelsene – effekten av romværet og den lave tettheten – ga en ny forståelse av forholdet mellom S-type-asteroider og OC-meteoritter. Refleksjonsspekteret som ble målt ved fjernobservasjoner av S-type-asteroider, passet imidlertid ikke til spekteret til OC-meteoritter. Galileos nærpassering viste at noen S-typer, spesielt Koronis-familien, kan være kilden til disse meteorittene.[36]

Fysiske egenskaper

[rediger | rediger kilde]
Sammenligning mellom størrelsene til Ida, asteroidene (433) Eros, 951 Gaspra og 4 Vesta, dvergplaneten Ceres og Mars.

Massen ligger i området 3,65–4,99 × 1016 kg.[37] Gravitasjonsfeltet gir en akselerasjon på ca. 0,3–1,1 cm/s² over overflaten.[5] Dette feltet er så svakt, at en astronaut 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.[27] Lengden er 2,35 ganger større enn bredden,[40] og en «midje» deler den inn i to geologisk ulike halvdeler.[27] Denne formen antyder at Ida består av to store, faste komponenter, med løse rester som fyller opp gapet mellom dem. Slike rester ble imidlertid ikke oppdaget på bildene tatt av Galileo.[42]

Noen bratte bakker overstiger 50°, men generelt overstiger de ikke 35°.[5] Den irregulære formen gir også 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 er konsentrert i de to halvdelene.[5]

Overflateformasjoner

[rediger | rediger kilde]
Mosaikkbilder tatt av Galileo 3.5 minutter før den nærmeste passeringen.
Foto: Galileo

Overflaten er svært kraterbelagt og stort sett grå, selv om mindre fargevariasjoner markerer nylig dannede eller avdekkede områder.[10] Foruten kratre, er også andre formasjoner synlige, slik som riller, rygger og fremspring. Et tykt lag av regolitt og løse rester skjuler grunnfjellet under. De største fragmentene, på størrelse med kampestein, kalles utkastningsblokker, og flere av disse har blitt observert på overflaten.

Regolitt

[rediger | rediger kilde]

Overflaten 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]

Regolitten er sammensatt av de silikate mineralene olivin og pyroksen.[8][46] Overflaten endrer utseende gjennom romvær,[36] og derfor fremstår eldre regolitt rødere i fargen enn nyere avdekkede materialer.[35]

En 150 m blokk, beliggende på 24,8°S.2,8°E[47]
Foto: Galileo

Ca. 20 store blokker, 40–150 m i diameter,[27][48] utgjør de største delene av regolitten.[49] Slike blokker forventes å raskt brytes ned på grunn av nye nedslag, og må enten ha blitt dannet nylig eller ha blitt avdekket etter et nedslag.[43][50] De fleste ligger innenfor kratrene Lascaux og Mammoth, men 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 andre siden av asteroiden.[51]

Strukturer

[rediger | rediger kilde]

To halvdeler – region 1 og region 2 – som er to faste komponenter, er forbundet med en «midje».[27] Det ble antatt at denne «midjen» er fylt av løse rester, men slike rester er ikke oppdaget. Det er også blitt foreslått at restene kan ha blitt blåst bort fra asteroiden av nedslag.[27][51]

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

Region 2 inneholder flere sett med spor, de fleste 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 | rediger kilde]

Ida er et av de mest kraterbelagte legemene i solsystemet, i forhold til størrelsen,[28][41] og nedslag har vært hovedprosessen bak formingen av overflaten.[55] Dannelsen av krater har kommet til et metningspunkt; eventuelle nye nedslag vil slette noen av de gamle og bevare det totale antallet kratre.[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 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] Azzurra er tilsynelatende det nyeste større nedslaget på Ida.[48] Det oppvirvlede materialet etter kollisjonen er ujevnt fordelt utover Ida[35] og er ansvarlig for de store farge- og albedovariasjonene over overflaten.[59] Et unntak i 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.[7]

Kratrene er enkle i struktur, bolleformet uten flat bunn og noen sentrale topper.[60] De er jevnt fordelt, med unntak av en utvekst nord for krateret Choukoutien som er glattere og mindre kraterbelagt.[61] Materialet fra et nedslag avsettes forskjellig på Ida enn på planeter på grunn av den raske rotasjonen, den 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 | rediger kilde]

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 endringer i overflatefargen og tettheten på 2,27–3,10 g/cm³, antas den å være lignende OC-materiale.[4][36] OC-meteoritter inneholder varierte mengder av silikatene olivin og pyroksen, jern og feltspat.[c][63] Galileo oppdaget olivin og pyroksen,[8] 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 porøsiteten være på 11–42 %.[4]

Det er sannsynlig at et lag av bruddstein etter nedslag, kalt megaregolitt, strekker seg mellom et par hundre meter og noen få kilometer under overflaten. Noe stein i kjernen kan også ha blitt oppsprukket under de store kratrene Mammoth, Lascaux og Undara.[65]

Omløp og rotasjon

[rediger | rediger kilde]
Banen og posisjonen til Ida og fem planeter per 9. mars 2009.

Ida tilhører 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.[8][2] På én runde rundt solen bruker Ida ca. 4,84 år.[2]

Rotasjonsperioden er 4,63 timer,[6][40] og Ida er 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 små variasjoner i tettheten.[54] Rotasjonsaksen preserer med perioder på 77 000 år fordi solens gravitasjon virker på den ikke-sfæriske formen.[67]

Opphav

[rediger | rediger kilde]

Ida stammer fra oppdelingen et større legeme i Koronis-familien som antas å ha vært omtrent 120 km i diameter.[6] 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 oppdelingen. En analyse av Idas prosess med kraterdannelser, tyder på at overflaten er 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 | rediger kilde]
Det best oppløste bildet av Daktyl, tatt mens Galileo var ca. 3 900 km unna månen.

Den lille satellitten Daktyl går i bane rundt Ida. Daktyl er full av kratre, liksom 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 | rediger kilde]

Daktyl ble oppdaget 17. februar 1994 av Ann Harch, et medlem av Galielo-teamet, mens hun undersøkte forsinkede bilder fra romsondens nærpassering.[8] Galileo tok 47 bilder av Daktyl over en periode på 5,5 timer den 28. august 1993.[71] 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. Romsonden var 10 760 km fra Ida og 10 870 km fra Daktyl da det første bildet av månen ble tatt, 14 minutter før Galileos nærmeste passering.[72][73]

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

Fysiske egenskaper

[rediger | rediger kilde]

Daktyl er et «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 m vises på overflaten, og det indikerer at månen har blitt truffet av andre himmellegemer mange ganger opp gjennom historien.[10] 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.[8]

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 er umulig.[36][72] Dette i motsetning til Ida, som er dekket av et dypt lag med regolitt.

Bane

[rediger | rediger kilde]
Skisse som viser Daktyls potensielle bane rundt Ida.

Banen rundt Ida er ikke nøyaktig kjent. Galileo var i baneplanet da de fleste av bildene av månen ble tatt, noe som gjorde fastslåing 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 perisenteret 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 oppdaget ikke Daktyl. Det ville ha vært i stand til det hvis månen var mer enn 700 km fra Ida.[34]

Omløpsperioden 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 | rediger kilde]

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

Noter

[rediger | rediger kilde]
  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

Referanser

[rediger | rediger kilde]
  1. ^ a b Raab 2002.
  2. ^ a b c d e JPL 2008.
  3. ^ a b Britt et al. 2002, s. 486.
  4. ^ a b c Wilson, Keil & Love 1999, s. 480.
  5. ^ a b c d e Thomas et al. 1996, s. 20–32.
  6. ^ a b c Vokrouhlicky, Nesvorny & Bottke 2003, s. 147.
  7. ^ a b Seidelmann et al. 2007, s. 171.
  8. ^ a b c d e f g Holm & Jones 1994.
  9. ^ a b c d Wilson, Keil & Love 1999, s. 479.
  10. ^ a b c d e NASA 2005.
  11. ^ Ridpath 1897, s. 206.
  12. ^ Schmadel 2003, s. 36.
  13. ^ Berger 2003, s. 241.
  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 et al. 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 et al. 1994, s. 237.
  29. ^ a b Greeley et al. 1994, s. 469.
  30. ^ Monet et al. 1994, s. 2293.
  31. ^ Geissler, Petit & Greenberg 1996, s. 57.
  32. ^ Chapman et al. 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 et al. 1997, s. 179–180.
  38. ^ Geissler et al. 1996, s. 142.
  39. ^ Lee et al. 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 et al. 2002, s. 10.
  43. ^ a b c Cowen 1995, s. 207.
  44. ^ Lee et al. 1996, s. 96.
  45. ^ Greeley et al. 1994, s. 470.
  46. ^ Chapman 1996, s. 701.
  47. ^ Lee et al. 1996, s. 90.
  48. ^ a b Geissler et al. 1996, s. 141.
  49. ^ a b Sullivan et al. 1996, s. 132.
  50. ^ a b c Lee et al. 1996, s. 97.
  51. ^ a b Stooke 1997, s. 1385.
  52. ^ Sárneczky & Kereszturi 2002.
  53. ^ Sullivan et al. 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 et al. 2002, s. 9.
  60. ^ a b Sullivan et al. 1996, s. 124.
  61. ^ Sullivan et al. 1996, s. 128.
  62. ^ Geissler et al. 1996, s. 155.
  63. ^ Lewis 1996, s. 89.
  64. ^ Thomas & Prockter 2004, s. 21.
  65. ^ a b Sullivan et al. 1996, s. 135.
  66. ^ Greenberg et al. 1996, s. 107.
  67. ^ Slivan 1995, s. 134.
  68. ^ a b c d Greenberg et al. 1996, s. 117.
  69. ^ Hurford & Greenberg 2000, s. 1595.
  70. ^ Carroll & Ostlie 1996, s. 878.
  71. ^ Petit et al. 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 et al. 1994, s. 455.
  79. ^ a b Petit et al. 1997, s. 179.
  80. ^ Petit et al. 1997, s. 195.
  81. ^ Petit et al. 1997, s. 188.
  82. ^ Petit et al. 1997, s. 193.
  83. ^ Greenberg et al. 1996, s. 116.
  84. ^ Petit et al. 1997, s. 182.

Litteratur

[rediger | rediger kilde]

Artikler

[rediger | rediger kilde]
  • Chapman, Clark R. (1994). «The Galileo Encounters with Gaspra and Ida». Asteroids, Comets, Meteors (på engelsk). 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». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (på engelsk). Bibcode:1994LPI....25..237C. 
  • Chapman, Clark R.; Klaasen, K.; Belton, Michael J.S.; Veverka, Joseph (1994). «Asteroid 243 IDA and its satellite». Meteoritics (på engelsk). 29. Bibcode:1994Metic..29..455C. 
  • Chapman, Clark R. (1995). «Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics». Meteoritics (på engelsk). 30 (5). Bibcode:1995Metic..30R.496C. 
  • Cowen, Ron (2. oktober 1993). «Close-up of an asteroid: Galileo eyes Ida». Science News (på engelsk). 144 (14). ISSN 0036-8423. 
  • Geissler, Paul E.; Petit, Jean-Marc; Greenberg, Richard (1996). «Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros». Completing the Inventory of the Solar System (på engelsk). 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». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (på engelsk). Bibcode:1994LPI....25..469G. 
  • Mason, John W. (1994). «Ida's new moon». Journal of the British Astronomical Association (på engelsk). 104 (3). Bibcode:1994JBAA..104..108M. 
  • 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. (1994). «Astrometry for the Galileo mission. 1: Asteroid encounters». The Astronomical Journal (på engelsk). 107 (6). Bibcode:1994AJ....107.2290M. doi:10.1086/117036. 
  • Owen, W.M., Jr.; Yeomans, D.K. (1994). «The overlapping plates method applied to CCD observations of 243 Ida». The Astronomical Journal (på engelsk). 107 (6). Bibcode:1994AJ....107.2295O. doi:10.1086/117037. 
  • 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. (2007). «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (på engelsk). 98 (3). Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  • 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» (PDF). Icarus (på engelsk). 120 (1). Bibcode:1996Icar..120..119S. doi:10.1006/icar.1996.0041. Arkivert fra originalen (PDF) 12. juni 2016. Besøkt 14. mai 2013. 
  • 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». Icarus (på engelsk). 120 (1). Bibcode:1996Icar..120...20T. doi:10.1006/icar.1996.0033. 

Bøker

[rediger | rediger kilde]
  • Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics (på engelsk). Addison-Wesley Publishing Company. ISBN 0-201-54730-9. 
  • Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. (2001). The Compact NASA Atlas of the Solar System (på engelsk). Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80633-X. 
  • Lewis, John S. (1996). Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets (på engelsk). Reading, MA: Addison-Wesley. ISBN 0-201-47959-1. 
  • Schmadel, Lutz D. (2003). «Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances». Dictionary of minor planet names (på engelsk). Springer. ISBN 978-3-540-00238-3. 
  • Slivan, Stephen Michael (1995). Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids (på engelsk). Massachusetts Institute of Technology. OCLC 32907677. hdl: 1721.1/11867. 
  • Thomas, Peter C.; Prockter, Louise M. (2004). «Tectonics of Small Bodies». Planetary Tectonics (på engelsk). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76573-2. 

Andre

[rediger | rediger kilde]

Øvrig litteratur

[rediger | rediger kilde]
  • 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». Icarus (på engelsk). 120 (1). Bibcode:1996Icar..120...20T. doi:10.1006/icar.1996.0033. 

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
PortalikonPortal:Astronomi


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=243_Ida&oldid=22783794»