| density = 2,6 ± 0,5 [[грамм|г]]/[[кубический сантиметр|см³]]<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/>
| gravity = 0,0109 м/с²
| escape_velocity = 18,72 м/с
| rotation = 4,634 [[час|ч]]
| spectral_class = S
| abs_mag = 9,94
| albedo = 0,2383
| temperature = 200
}}
'''(243) Ида''' ({{lang-lat|Ida}}) — небольшой [[астероид]] [[пояс астероидов|главного пояса]], входящий в [[семейство Корониды]]. Был обнаружен [[29 сентября]] [[1884 год]]а [[Австрия|австрийским]] астрономом [[Пализа, Иоганн|Иоганном Пализой]] в обсерватории [[Вена|Вены]] ([[Австрия]]) и назван в честь [[нимфы]] [[Ида (нимфа)|Иды]] — персонажа [[Древнегреческая мифология|древнегреческой мифологии]]. Позднейшие наблюдения идентифицировали Иду как каменный [[астероид класса S]] (один из самых распространённых [[Спектральные классы астероидов|спектральных классов]] пояса астероидов).
Как и все астероиды главного пояса, Ида находится на орбите между [[Марс]]ом и [[Юпитер]]ом, её [[орбитальный период]] составляет 4,84 года, а [[период вращения]] — 4,63 часа. Ида имеет неправильную вытянутую форму со средним диаметром 32 км.
[[28 августа]] [[1993 год]]а мимо астероида пролетел автоматический [[космический аппарат]] «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» ([[Соединённые Штаты Америки|США]]), который обнаружил у Иды [[Спутник астероида|спутник]] размером 1,4 км. Спутник был назван Дактиль, в честь [[Дактили|дактилей]] — в [[Древнегреческая мифология|древнегреческой мифологии]] существ, обитавших на острове [[Крит]] на горе [[Ида (гора)|Ида]], на склонах которой расположена [[Идейская пещера]], где богиня [[Рея (мифология)|Рея]] прятала младенца [[Зевс]]а, поручив его нимфам Иде и [[Адрастея (нимфа)|Адрастее]].
Дактиль стал первым спутником, обнаруженным у астероида. Его диаметр — всего лишь 1,4 км, что составляет около одной двадцатой части размера Иды. Орбита Дактиля вокруг Иды не может быть точно определена, но имеющихся данных хватило, чтобы приблизительно оценить плотность Иды и её состав. Участки поверхности Иды имеют различную [[яркость]], что связано с обилием различных [[железо]]содержащих минералов. На поверхности Иды много кратеров различных диаметров и возрастов, это одно из самых кратеризованных тел в Солнечной системе.
Изображения с «Галилео» и последующие измерения [[Масса|массы]] Иды позволили получить много новых данных о геологии каменных астероидов. Ранее существовало множество теорий, объясняющих минералогический состав астероидов этого класса. Получить данные об их составе можно было только благодаря анализу упавших на Землю [[хондриты|хондритных метеоритов]], которые являются наиболее распространённым типом метеоритов. Считается, что именно астероиды S-класса являются основным источником таких метеоритов.
== Открытие и наблюдения ==
Иду обнаружил [[29 сентября]] [[1884 год]]а австрийский астроном [[Пализа, Иоганн|Иоганн Пализа]] в [[Венская обсерватория|Венской обсерватории]]<ref name="Ridpath1897p206">{{книга
| автор=John Clark.
| заглавие=The Standard American Encyclopedia of Arts, Sciences, History, Biography, Geography, Statistics, and General Knowledge
| издательство=Encyclopedia Publishing
| год=1897
| allpages=206
| ссылка=https://books.google.com/?id=1GMMAAAAYAAJ}}</ref>. Это был 45-й открытый им астероид<ref name="Raab2002">{{статья
|заглавие=Johann Palisa, the most successful visual discoverer of asteroids
|издание=Meeting on Asteroids and Comets in Europe
}}</ref>, астероид получил благодаря {{iw|Мориц фон Куффнер|Морицу фон Куффнеру|de|Moriz von Kuffner}}, венскому [[Пивоварение|пивовару]] и [[любительская астрономия|астроному-любителю]]<ref name="Schmadel2003p36">{{книга
|автор=Lutz D.; Schmadel
|часть=Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances
|заглавие=Business and Politics in Europe, 1900—1970
|часть=The Gildemeester Organisation for Assistance to Emigrants and the expulsion of Jews from Vienna, 1938—1942
|издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]]
|место=Cambridge, UK
|ссылка=https://books.google.com/?id=uK99Gg2zBRQC
|isbn=0521823447
|язык=en
|автор=Berger, Peter
|ответственный=Gourvish, Terry
}}</ref>. В 1918 году астероид Ида был включён в состав [[Семейство астероидов|астероидного семейства]] [[Семейство Корониды|Корониды]], образовавшегося в результате столкновения двух крупных астероидов 2 млрд лет назад<ref name="Chapman1996p699+26">{{статья
|заглавие=S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida
}}</ref>. Многие важные данные об этом астероиде были получены позднее, в 1993 году, по результатам исследований в [[Ок-Ридж (обсерватория)|обсерватории Ок-Ридж]] и по данным, полученным во время пролёта [[Космический аппарат|КА]] «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» рядом с астероидом. В первую очередь это уточнение параметров орбиты Иды вокруг Солнца<ref name="OwenYeomans1994p2295+">{{статья
|заглавие=The overlapping plates method applied to CCD observations of 243 Ida
[[Файл:Траектория галилео.png|thumb|250 px|Траектория «Галилео» с момента запуска на орбиту Юпитера]]
=== Пролёт «Галилео» ===
В 1993 году мимо Иды пролетел космический аппарат ''«[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]»'', направлявшийся к [[Юпитер]]у. Главной целью миссии были Юпитер и его спутники, а сближение с астероидами Ида и [[(951) Гаспра|Гаспра]] носило второстепенный характер. Они были выбраны в соответствии с новой политикой [[НАСА]], которая предусматривает сближение с астероидами для всех миссий, пересекающих главный пояс<ref name="D'AmarioBrightWolf1992p23+">{{статья
}}</ref>. Изменение траектории «Галилео» для сближения с Идой дополнительно требовало расхода 34 кг [[Ракетное топливо|топлива]], поэтому решение об изменении траектории было принято только тогда, когда было точно выяснено, что оставшегося на аппарате топлива хватит для завершения главной миссии к Юпитеру<ref name="D'AmarioBrightWolf1992p23+"/>.
[[Файл:Ida-approach.gif|thumb|left|Анимация из изображений, полученных при подлёте к астероиду в течение 5,4 часа до сближения, показывающая приближение к Иде и её вращение]]
«Галилео» в процессе своего движения к Юпитеру дважды пересекал пояс астероидов. Во второй раз он пролетел мимо Иды 28 августа 1993 года со скоростью 12,4 км/с относительно астероида<ref name="D'AmarioBrightWolf1992p23+"/>. Первые снимки Иды были получены, когда аппарат находился на расстоянии {{num|240350}} км от астероида, а их максимальное сближение составило 2390 км<ref name="NASA2005"/><ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+">{{статья
|автор=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
}}</ref>. Ида был вторым астероидом, после [[(951) Гаспра|Гаспры]], с которым сближался «Галилео»<ref name="Cowen1993p215">{{cite journal
| last=Cowen
| first=Ron
| title=Close-up of an asteroid: Galileo eyes Ida
| publisher=Science News
| volume=144
| issue=14
| date=1993-10-02
| pages=215
| issn=0036-8423}}</ref>. Во время пролёта зонда было заснято около 95 % поверхности Иды<ref name="ThomasBeltonCarcichChapman1996">{{статья
|заглавие=The shape of Ida
|номер=1
|том=120
|страницы=20—32
|bibcode=1996Icar..120...20T
|doi=10.1006/icar.1996.0033
|автор=Thomas, Peter C.; Belton, Michael J. S.; Carcich, B.; Chapman, Clark R.; Davies, M. E.; Sullivan, Robert J.; Veverka, Joseph
|год=1996
|язык=en
|издательство=[[Elsevier]]
|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]
}}</ref>.
Передача многих изображений откладывалась из-за частых отказов передающей {{iw|Антенна с высоким коэффициентом усиления|антенны с высоким коэффициентом усиления||High-gain antenna}}<ref name="Chapman1994p358">{{статья
|заглавие=The Galileo Encounters with Gaspra and Ida
}}</ref>. Они представляли собой мозаику из сшитых вместе снимков поверхности астероида в высоком разрешении порядка 31—38 метров на [[пиксель]]<ref name="ChapmanBeltonVeverkaNeukum1994p237+">{{статья
|заглавие=First Galileo image of asteroid 243 Ida
|издание=Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference
}}</ref>. Остальные изображения были отправлены весной следующего года, когда близость «Галилео» к Земле позволяла добиться более высокой скорости передачи<ref name="Chapman1996p707"/><ref name="MonetStoneMonetDahn1994p2290+">{{статья
|заглавие=Astrometry for the Galileo mission. 1: Asteroid encounters
Данные, полученные в результате пролёта «Галилео» близ астероидов Ида и Гаспра, впервые позволили провести детальные исследования геологии астероидов<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+">{{статья
|заглавие=Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros
|издание=Completing the Inventory of the Solar System
}}</ref>. На поверхности Иды были обнаружены геологические структуры нескольких типов<ref name="ChapmanBeltonVeverkaNeukum1994p237+"/>.
Обнаружение спутника Иды [[#Спутник Дактиль|Дактиля]] стало первым доказательством возможности существования спутников у астероидов<ref name="Chapman1996p699+26"/>.
На основании данных наземных [[Спектроскопия|спектроскопических исследований]] Ида классифицировалась как астероид [[Спектральные классы астероидов|спектрального класса]] [[Астероид класса S|S]]<ref name="ByrnesD'Amario1994">{{статья
|заглавие=Solving for Dactyl's Orbit and Ida's Density
|автор=Byrnes, Dennis V.; D'Amario, Louis A.; Galileo Navigation Team
|месяц=12
|год=1994
}}</ref>. Точный состав астероидов S-класса до полёта «Галилео» был неизвестен, но они привязывались к двум классам метеоритов, часто встречающимся на Земле: [[обыкновенные хондриты]] (ОХ) и [[палласит]]ы<ref name="WilsonKeilLove1999p479+">{{статья
|заглавие=The internal structures and densities of asteroids
}}</ref>. По различным оценкам, плотность Иды не превышает 3,2 г/см³, только такое значение плотности позволяет обеспечить стабильность орбиты Дактиля<ref name="ByrnesD'Amario1994"/>. Всё это исключает большое содержание на Иде таких металлов, как [[железо]] или [[никель]], со средней плотностью 5 г/см³, потому что при этом её пористость должна достигать 40 %<ref name="Chapman1996p699+26"/>.
[[Файл:NWA869Meteorite.jpg|thumb|Отполированный срез метеорита, относящегося к классу [[обыкновенные хондриты|обыкновенных хондритов]]]]
Изображения, полученные с «Галилео», позволили обнаружить на Иде следы [[Космическое выветривание|космического выветривания]] — процесса, в результате которого более старые регионы с течением времени приобретают красноватый оттенок<ref name="Chapman1996p699+26"/>.
Этот процесс, хотя и в меньшей степени, затрагивает и спутник Иды Дактиль<ref name="Chapman1995p496">{{статья
|заглавие=Galileo Observations of Gaspra, Ida, and Dactyl: Implications for Meteoritics
}}</ref>. Выветривание на поверхности Иды позволило получить дополнительные сведения о составе её поверхности: спектры отражения молодых областей поверхности напоминали спектры ОХ-метеоритов, в то время как более старые области по спектральным характеристикам больше схожи с астероидами S-класса<ref name="Chapman1996p699"/>.
Низкая плотность астероида и открытие процессов космического выветривания привели к новому пониманию взаимоотношений астероидов S-класса и ОХ-метеоритов. Класс S является одним из самых многочисленных во внутренней части главного пояса астероидов<ref name="Chapman1996p699"/>. Обыкновенные хондриты также весьма распространены среди найденных на Земле метеоритов<ref name="Chapman1996p699"/>. Спектры астероидов S-класса не совпадают со спектрами ОХ-метеоритов. Таким образом, «Галилео» во время своего пролёта рядом с Идой обнаружил, что только некоторые астероиды этого класса, в том числе и в семействе Корониды, могут являться источником ОХ-метеоритов<ref name="Chapman1995p496"/>.
== Физические характеристики ==
[[Файл:Asteroid size comparison.jpg|thumb|left|Сравнение размеров Иды с размерами ряда других астероидов, а также Цереры и Марса]]
Оценки массы Иды колеблются от 3,65{{e|16}} до 4,99{{e|16}} [[килограмм|кг]]<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+">{{статья
|заглавие=The Long-Term Dynamics of Dactyl’s Orbit
|автор=Petit, Jean-Marc; Durda, Daniel D.; Greenberg, Richard; Hurford, Terry A.; Geissler, Paul E.
|месяц=11
|год=1997
|язык=en
|издательство=[[Elsevier]]
|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]
}}</ref>. [[Ускорение свободного падения]] на поверхности в зависимости от положения на астероиде меняется от 0,3 до 1,1 см/с²<ref name="ThomasBeltonCarcichChapman1996"/>. Это настолько мало, что [[космонавт]], стоя на поверхности, может, подпрыгнув, перелететь с одного конца Иды на другой, а если разогнаться до скорости 20 м/с, то можно и вовсе улететь с астероида<ref name="GeisslerPetitDurdaGreenberg1996p140+">{{статья
|заглавие=Erosion and Ejecta Reaccretion on 243 Ida and Its Moon
|автор=Lee, Pascal; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Paul; Belton, Michael J. S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Head, James W., III
[[Файл:243 Ida rotation.jpg|thumb|right|Последовательные изображения вращения Иды]]
Ида — астероид удлинённой формы<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+"/>, несколько напоминающий [[круассан]]<ref name="Chapman1996p707"/> с неровной поверхностью<ref name="Chapman1994p357+8">{{статья
|заглавие=The Galileo Encounters with Gaspra and Ida
}}</ref>. Длина астероида в 2,35 раза превышает ширину<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+"/>, а средняя часть соединяет две геологически разные части<ref name="Chapman1996p707"/>. Такую форму астероида можно объяснить тем, что он состоит из двух твёрдых компонентов, соединённых областью из рыхлого раздробленного материала. Однако снимки с «Галилео» не смогли подтвердить эту гипотезу<ref name="BottkeCellinoPaolicchiBinzel2002"/>, хотя на астероиде и были обнаружены склоны с наклоном в 50°, в то время как обычно они не превышают 35°<ref name="ThomasBeltonCarcichChapman1996"/>. Из-за неправильной формы и высокой скорости вращения распределение гравитационного поля по поверхности Иды крайне неравномерно<ref name="Cowen1995">{{cite journal
|last=Cowen
|first=Ron
|title=Idiosyncrasies of Ida—asteroid 243 Ida's irregular gravitational field
}}</ref>. Действие центробежных сил в масштабах астероида с такой малой массой и такой формы приводит к весьма заметным искажениям гравитации в разных частях Иды<ref name="ThomasBeltonCarcichChapman1996"/>. В частности, ускорение свободного падения является самым низким на концах астероида и в его средних областях (из-за низкой плотности).
== Особенности поверхности ==
[[Файл:243 Ida large.jpg|thumb|left|Мозаичное изображение, снятое «Галилео» за 3,5 минуты до его максимального сближения с Идой]]
Поверхность Иды в основном серого цвета, но для молодых, недавно образованных районов возможны небольшие вариации цвета<ref name="NASA2005"/>. Кроме кратеров, на Иде есть и другие особенности, например, долины, гребни и выступы. Ида покрыта толстым слоем [[реголит]]а, который скрывает под собой основные породы астероида. Но некоторые крупные обломки материнской породы, которые были выброшены во время падения астероидов, можно обнаружить и на поверхности.
=== Реголит ===
Толщина покрывающего поверхность Иды слоя каменной крошки из раздробленных камней, называемой ''[[реголит]]ом'', составляет 50—100 метров<ref name="Chapman1996p707"/>. Этот материал образовался под воздействием интенсивной метеоритной бомбардировки небесного тела. Многочисленные метеориты, падая на Иду, дробили и измельчали её породу, таким образом выступая одним из главных геологических факторов, которые формировали поверхность<ref name="LeeVeverkaThomasHelfenstein1996p87+"/>.
[[Файл:Ejecta block on 243 Ida.svg|thumb|right|Один из блоков реголита (блок № 14, координаты 24,8°Ю, 2,8°В) размером в поперечнике 150 метров на поверхности Иды<ref name="LeeVeverkaThomasHelfenstein1996p90">{{статья
|заглавие=Ejecta Blocks on 243 Ida and on Other Asteroids
|автор=Lee, Pascal; Veverka, Joseph; Thomas, Peter C.; Helfenstein, Paul; Belton, Michael J. S.; Chapman, Clark R.; Greeley, Ronald; Pappalardo, Robert T.; Sullivan, Robert J.; Head, James W., III
Ныне поверхность изменяется также и за счёт перемещения по ней реголита под действием гравитации и быстрого вращения. «Галилео» во время своего пролёта обнаружил свидетельства недавнего такого перемещения, своего рода [[Оползень|оползня]]<ref name="GreeleySullivanPappalardoVeverka1994p469+"/>.
Реголит Иды состоит из [[Силикаты (минералы)|силикатов]] различных минералов, в частности из [[оливин]]а и [[Пироксены|пироксена]]<ref name="Chapman1996p699+26"/><ref name="Holm1994">{{статья
|заглавие=Discovery of Ida's Moon Indicates Possible «Families» of Asteroids
Своим появлением и изменением он обязан процессам [[Космическое выветривание|космического выветривания]]<ref name="Chapman1995p496"/>, вследствие которых старый реголит приобретает красноватый оттенок, чем отличается от более молодого<ref name="Chapman1996p699+26"/>.
Но среди реголита попадаются и довольно крупные части материнской породы, выброшенные из кратера в момент его образования. Всего было обнаружено около 20 крупных (40—150 метров в поперечнике) блоков<ref name="Chapman1996p707"/><ref name="GeisslerPetitDurdaGreenberg1996p140+"/>. Они представляют собой крупнейшие части реголита<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/>.
Поскольку под действием космической эрозии эти блоки за относительно небольшое время постепенно истираются и дробятся, они не могут существовать продолжительное время, а те блоки, которые существуют сейчас, вероятно, образовались совсем недавно<ref name="LeeVeverkaThomasHelfenstein1996p87+"/><ref name="Cowen1995"/>.
Большинство из них расположены вблизи кратеров ''Ласко'' и ''Мамонт'', но образовались, возможно, не в них<ref name="LeeVeverkaThomasHelfenstein1996p87+"/>. Из-за неравномерного гравитационного поля в этот район стекается реголит с соседних областей поверхности Иды<ref name="Cowen1995"/>. Некоторые блоки могут быть родом из кратера ''Адзурра'' (на противоположной стороне астероида)<ref name="Stooke1997p1385">{{статья
! Русское название !! Международное название !! Эпоним
|-
| Область Пализы || Palisa Regio || [[Пализа, Иоганн|Иоганн Пализа]]
|-
| Область Пола || Pola Regio || Пола (нынешняя [[Пула]]), [[Хорватия]]
|-
| Область Вена || Vienna Regio || [[Вена]]
|}
На поверхности Иды есть несколько довольно крупных структур. Сам астероид можно разделить на две части (область 1 и область 2), которые соединены между собой посередине<ref name="Chapman1996p707"/><ref name="Stooke1997p1385"/>.
''Область 1'' содержит две основные структуры, одной из которых является сорокакилометровый хребет Townsend Dorsum, простирающийся на 150° по поверхности Иды<ref name="SárneczkyKereszturi2002">{{статья
|заглавие='Global' Tectonism on Asteroids?
|издание=33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference
}}</ref>, а другой — большие уступы Vienna Regio<ref name="Chapman1996p707"/>.
''Область 2'' включает в себя несколько долин, большинство из которых достигают 100 метров в ширину и простираются до 4 км в длину<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/><ref name="Chapman1996p707"/>.
Они расположены рядом с кратерами ''Ласко'', ''Мамонт'' и ''Картчнер'', но не связаны с ними<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/>. Некоторые долины связаны со структурами на другой стороне астероида, например с ''областью Вены''. Области Иды названы в честь её первооткрывателя и мест, где он работал<ref name=usgs_Categories/>.
Обнаруженная на Иде ''гряда Таунсенда'' (Townsend Dorsum) названа в честь Тима Таунсенда (Tim E. Townsend), который работал в команде «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» в группе обработки изображений.
Ида является одним из самых кратеризованных тел Солнечной системы<ref name="ChapmanBeltonVeverkaNeukum1994p237+"/><ref name="Chapman1994p357+8"/>, метеоритная бомбардировка была основным процессом, формировавшим её поверхность<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+" />. На определённом этапе формирование кратеров достигло своей точки насыщения, то есть образование новых кратеров должно было непременно приводить к стиранию старых, в результате чего общее количество кратеров на астероиде остаётся примерно одинаковым<ref name="Chapman1996p699+26"/>.
Ида покрыта кратерами всевозможных возрастов<ref name="Chapman1994p357+8"/> — от новых, только что образовавшихся, до почти таких же старых, как сама Ида<ref name="Chapman1996p707"/>. Старые могли появиться ещё в момент возникновения Иды — во время распада родительского астероида, образовавшего [[семейство Корониды]]<ref name="Chapman1995p496"/>. Самый большой кратер Ласко имеет в поперечнике почти 12 км<ref name="BottkeCellinoPaolicchiBinzel2002"/><ref name="USGS">{{cite web
| title = Gazetteer of Planetary Nomenclature: Ida
| publisher = [[Геологическая служба США]] Astrogeology Research Program
}}</ref>. Все наибольшие кратеры диаметром свыше 6 км находятся в ''Области 2'', в то время как ''Область 1'' практически лишена крупных кратеров<ref name="Chapman1996p707"/>. Некоторые кратеры расположены по цепочке на одной линии<ref name="GreeleySullivanPappalardoVeverka1994p469+"/>.
[[Файл:Fingal on 243 Ida.jpg|thumb|left|Асимметричный кратер Фингал диаметром 1,5 км на 13,2° ю. ш., 39,9° в. д.<ref name="USGS"/>]]
Крупнейшие кратеры на Иде названы в честь известных земных [[Пещера|пещер]] и [[Лавовая трубка|лавовых трубок]]. Кратер Адзурра, например, поименован в честь наполовину затопленной пещеры на острове [[Капри]], также известной как ''[[Голубой грот (Капри)|Голубой грот]]''<ref name="GreeleyBatson2001p393">{{книга
|издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]]
|место=Cambridge, UK
|isbn=052180633X
|язык=en
|автор=Greeley, Ronald; Batson, Raymond M.
}}</ref>. Предполагается, что Адзурра — самое молодое крупное образование на поверхности Иды<ref name="GeisslerPetitDurdaGreenberg1996p140+"/>.
Энергия столкновения была так велика, что материал, выброшенный из этого кратера, разлетелся по всей поверхности астероида<ref name="Chapman1996p699+26" />, именно им обусловлены наблюдаемые на ней колебания цвета и [[альбедо]]<ref>{{статья
|заглавие=An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective
}}</ref>. Интересной морфологией среди молодых кратеров обладает ''Фингал'', который имеет чёткую границу между дном кратера и его стенкой<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/>. Другим важным кратером является Афон, от которого ведётся счёт [[меридиан]]ов на Иде<ref name="SeidelmannArchinalA'HearnConrad2007p155+">{{статья
|заглавие=Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006
|автор=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.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, Edward F.; [[Толен, Дэвид Джеймс|Tholen, David J.]]; Thomas, Peter C.; Williams, I. P.
|месяц=7
|год=2007
|издательство=[[Springer Nature]]
|издание=[[Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy]]
Структура кратеров довольно проста: они имеют чашеобразную форму без центрального пика<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/>.
Они довольно равномерно распределены по поверхности Иды, за исключением выступа севернее кратера Чжоукоудянь, где поверхность более молодая и менее кратеризованная<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+" />.
Из-за низкой гравитации в сочетании с быстрым вращением Иды порода, выбитая из поверхности, разносится по ней на большее расстояние и более неравномерно<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+"/>. В результате выброшенная из кратера порода располагается вокруг него асимметрично, а в случае достаточно большой скорости и вовсе улетает за пределы астероида<ref name="GeisslerPetitDurdaGreenberg1996p140+" />.
== Состав ==
[[Файл:Asteroid Ida.gif|thumb|Насыщенное цветное изображение Иды иллюстрирует эффект [[Космическое выветривание|космического выветривания]]: синий — молодая поверхность]]
На основе данных спектрального анализа Иды, проведённого [[16 сентября]] [[1980 год]]а астрономами Дэвидом Дж. Толеном и Эдвардом Ф. Тедеско<ref>{{статья
|заглавие=The eight-color asteroid survey: Results for 589 minor planets
|том=61
|номер=3
|страницы=355—416
|doi=10.1016/0019-1035(85)90133-2
|bibcode=1985Icar...61..355Z
|язык=en
|тип=journal
|автор=Zellner, Ben; [[Толен, Дэвид Джеймс|Tholen, David J.]]; Tedesco, Edward F.
}}</ref>, и сравнения полученных спектров со спектрами других астероидов Ида была классифицирована как [[астероид класса S|астероид S-класса]]<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/>. Астероиды класса S схожи по составу с железо-каменными метеоритами и обыкновенными хондритами<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/>. Анализ внутреннего состава не проводился, но на основании цвета и плотности грунта, которая составляет 2,6 ± 0,5 г/см³<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/>, предполагается, что он схож с составом обыкновенных хондритов<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/><ref name="Chapman1995p496"/>.
[[Обыкновенные хондриты|Хондритные метеориты]] содержат в своём составе в различных пропорциях [[Силикаты (минералы)|силикаты]], [[оливин]], [[Пироксены|пироксен]], [[железо]] и [[Полевые шпаты|полевой шпат]]<ref name="Lewis1996p89">{{книга
|заглавие={{iw|Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets}}
}} {{quote|Хондритные метеориты по составу делятся на пять классов, три из них содержат в своём составе практически одни и те же минералы (металлы и силикаты), но в разных пропорциях. Все три класса содержат в большом количестве железо в различных формах (оксид железа в силикатах, металлическое железо и железо в виде сульфидов), как правило, все три класса обогащены железом настолько, что их можно рассматривать как железную руду. Все три класса содержат [[полевой шпат]], [[пироксен]], [[оливин]] (Mg, Fe)<sub>2</sub>[SiO<sub>4</sub>], металлическое железо и сульфид железа<!-- какой из двух? -->. Эти три класса, называемые обычными хондритами, содержат очень много различных металлов}}</ref>. Из них космическим аппаратом «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» на Иде обнаружены пироксены и оливин<ref name="Holm1994"/>. Минеральный состав практически однороден по всему астероиду. Исходя из предположения о схожести состава Иды с составом хондритных метеоритов плотностью 3,48—3,64 г/см³ можно заключить, что [[пористость]] Иды должна составлять 11—42 %<ref name="WilsonKeilLove1999p479+"/>.
Глубокие слои Иды, вероятно, содержат некоторое количество ударно-трещиноватых пород, называемых ''мегареголитами''. Слой мегареголита начинается под поверхностью Иды на глубине от нескольких сотен метров до нескольких километров<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/>.
== Орбита и вращение ==
[[Файл:Орбиты астероида 243.svg|thumb|right|Орбита и положение астероида Ида и пяти планет на 9 марта 2009 года]]
Ида входит в состав [[Семейство Корониды|семейства Корониды]] в [[пояс астероидов|главном поясе астероидов]]<ref name="Chapman1996p699+26"/> и обращается вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера<ref name="JPL2008">{{cite web
| title = JPL Small-Body Database Browser: 243 Ida
}}</ref> на среднем расстоянии от Солнца 2,862 а. е., или 428 млн км, совершая полный оборот за 4 года 307 суток и 3 часа<ref name="JPL2008" />.
[[Период вращения]] этого астероида составляет 4 часа 37,8 минуты<ref name="GeisslerPetitGreenberg1996p57+"/><ref name="VokrouhlickyNesvornyBottke2003p147">{{статья
|заглавие=The vector alignments of asteroid spins by thermal torques
}}</ref>. [[Момент инерции|Главная центральная ось инерции]] объекта с равномерной плотностью и такой же формой, как у Иды, совпадает с направлением оси вращения астероида, что говорит о его однородности. То есть внутри него отсутствуют какие-либо существенные колебания плотности. Иначе направление рассчитанного момента инерции не совпадало бы с направлением оси вращения, то есть реальная ось вращения находилась бы в другом месте астероида. «Галилео» обнаружил крайне небольшие вариации плотности, связанные с быстрым вращением Иды<ref name="SullivanGreeleyPappalardoAsphaug1996p119+"/><ref name="ThomasProckter2004p21">{{книга
|часть=Tectonics of Small Bodies
|заглавие=Planetary Tectonics
|серия=Cambridge Planetary Science
|том=11
|издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]]
Так как астероид Ида имеет ненулевое наклонение орбиты и неправильную форму, под действием гравитации Солнца её ось вращения [[прецессия|прецессирует]] с периодом 77 тысяч лет<ref name="Slivan1995p134">{{книга
|заглавие=Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids
|издательство=Massachusetts Institute of Technology
|год=1995
|страницы=134
|ссылка=http://hdl.handle.net/1721.1/11867
|oclc=32907677
|язык=en
|автор=Slivan, Stephen Michael
|месяц=6
}}</ref>.
== Происхождение ==
Ида образовалась в результате разрушения родительского астероида диаметром 120 км, образовавшего [[семейство Корониды]]<ref name="VokrouhlickyNesvornyBottke2003p147"/>. Он был достаточно большим, чтобы в нём начала происходить дифференциация недр, в результате чего более тяжёлые элементы, в частности металлы, мигрировали в центральную область астероида. Ида, как предполагается, образовалась из верхних, достаточно удалённых от ядра частей этого астероида. Точно датировать время образования Иды затруднительно, но по данным анализа кратеров возраст её поверхности составляет более 1 млрд лет<ref name="GreenbergBottkeNolanGeissler1996p106+"/>, что, однако, плохо согласуется с существованием системы Ида — Дактиль, которая не может быть старше 100 млн лет<ref name="HurfordGreenberg2000p1595">{{статья
|заглавие=Tidal Evolution by Elongated Primaries: Implications for the Ida/Dactyl System
}}</ref>. Разницу в возрасте можно объяснить падением материала с родительского тела на поверхность Иды в момент его разрушения<ref name="CarrollOstlie1996p878">{{книга
[[Файл:Dactyl-HiRes.jpg|thumb|Изображение Дактиля, полученное в самом высоком разрешении во время пролёта «Галилео» на расстоянии 3900 км от поверхности спутника]]
Небольшой спутник Дактиль, движущийся по орбите вокруг астероида Ида, был обнаружен по снимкам, полученным КА «Галилео» во время его пролёта мимо астероида в 1993 году. Эти изображения стали первым документальным подтверждением возможности существования [[Спутник астероида|спутников у астероидов]]<ref name="Chapman1996p699+26"/>. Эти снимки астероида были сделаны, когда Дактиль находился на расстоянии 90 км от Иды. Судя по снимкам, его поверхность сильно кратеризована, как и поверхность Иды, и состоит из аналогичных материалов. Точное происхождение Дактиля неизвестно, но предполагается, что он возник как один из фрагментов родительских астероидов, образовавших [[семейство Корониды]].
=== Открытие ===
Спутник Дактиль был обнаружен членом миссии «Галилео» Энном Харчем 17 февраля 1994 года при анализе снимков, полученных с космического аппарата<ref name="Holm1994"/>. Всего «Галилео» удалось записать 47 изображений Дактиля за 5,5 часа наблюдения в августе 1993 года<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+"/>.
Космический аппарат находился на расстоянии {{num|10760}} км от Иды<ref name="BeltonCarlson1994">{{статья
}}</ref> и {{num|10870}} км от Дактиля, когда было получено первое изображение спутника, за 14 минут до этого КА пролетел на минимальном расстоянии от спутника<ref name="Mason1994p108">{{статья
}}</ref>. Позже, на заседании [[Международный астрономический союз|Международного астрономического союза]] в 1994 году<ref name="Green1994"/>, он был назван в честь мифологических лилипутов [[Дактиль (мифология)|дактилей]], населявших [[Ида (гора)|гору Ида]] на острове Крит<ref name="Schmadel2003p37">{{книга
|часть=Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances
}} {{quote|When Zeus was born, Rhea entrusted the guardianship of her son to the Dactyls of Ida, who are the same as those called Curetes. They came from Cretan Ida — Heracles, Paeonaeus, Epimedes, Iasius and Idas}}</ref>.
Точные параметры орбиты Дактиля вокруг Иды получить так и не удалось. Это объясняется тем, что за короткое время пролёта зонда взаимное положение Иды и Дактиля изменилось мало. К тому же в момент передачи данных аппарат «Галилео» находился в плоскости орбиты спутника, что сильно затрудняло определение орбиты. Так что, хотя [[Центр малых планет|IAU]] и подтвердил факт открытия спутника, до тех пор пока не будет установлена его орбита, определённые сомнения в правильности сделанных выводов всё же сохраняются<ref name="А. А. Гришаев 2005"/>.
=== Физические характеристики ===
Дактиль, обладая размерами 1,6×1,4×1,2 км, имеет яйцевидную форму<ref name="Chapman1996p699+26"/> очень близкую к [[Эллипсоид вращения|сфероиду]]<ref name="Schmadel2003p37" />. Его ось вращения сориентирована в сторону Иды. Как и у Иды, поверхность спутника испещрена кратерами, на нём найдено более десятка кратеров с поперечником больше 80 метров, что указывает на интенсивную метеоритную бомбардировку в прошлом<ref name="NASA2005"/>. На поверхности обнаружена линейная цепочка из по меньшей мере шести кратеров. Тела, их образовавшие, вероятно, ранее были выбиты из самой Иды, после чего они уже упали на Дактиль, образовав такую структуру. Многие кратеры на спутнике содержат центральные пики, которые отсутствуют в аналогичных кратерах на Иде. Эти особенности, а также сфероидальная форма спутника свидетельствуют о том, что, несмотря на небольшой размер, на нём имеет место влияние гравитации на поверхностные структуры и на сам астероид<ref name="AsphaugRyanZuber2003p463">{{статья
}}</ref>. Средняя температура поверхности составляет около 200 К, или −73 °C<ref name="Holm1994"/>.
Дактиль имеет много общих характеристик с Идой, в частности их альбедо очень близки друг к другу<ref name="ChapmanKlaasenBeltonVeverka1994p455">{{статья
}}</ref>, но при этом на нём намного меньше видны следы эрозии и космического выветривания, так как из-за небольшого размера он не может накопить на своей поверхности большое количество раздробленного материала, что контрастирует с поверхностью Иды, которая покрыта толстым слоем [[реголит]]а<ref name="Chapman1995p496"/><ref name="BeltonCarlson1994"/>.
=== Орбита ===
[[Файл:20090321064017!Dactyl potential orbits.jpg|thumb|right|Диаграмма возможных орбит Дактиля вокруг Иды]]
[[Файл:Dactyl potential orbits.png|thumb|right|Диаграмма возможных орбит Дактиля вокруг Иды]]
При том что масса Иды была неизвестна, реконструкция орбиты Дактиля на основе закона всемирного тяготения допускала весьма значительную неопределённость. Почти сразу стало ясно, что, не зная ни массы, ни плотности Иды, точно определить орбиту Дактиля не удастся. Поэтому с помощью компьютерного моделирования был создан набор его орбит для различных возможных значений массы и плотности Иды, в частности для плотности от 1,5 до 4,0 г/см³. Для различных значений плотности центрального тела различны и орбиты, по которым вокруг него будет двигаться спутник. Причём для данного диапазона плотностей орбиты различаются очень сильно. При плотностях Иды меньше 2,1 г/см³ орбиты оказываются гиперболическими, то есть спутник должен будет покинуть астероид после первого же облёта. При бо́льших плотностях Иды орбиты являются эллиптическими с огромным [[Эксцентриситет орбиты|эксцентриситетом]]: с расстоянием в [[Апоцентр и перицентр|перицентре]] примерно 80—85 км, огромными удалениями от Иды в апоцентре и с периодом от одних до многих десятков суток. Примерно при плотности 2,8 г/см³ орбита становится почти круговой с периодом около 27 часов. По мере дальнейшего увеличения плотности расстояния в перицентрах эллиптических орбит уменьшаются прямо пропорционально значению плотности, а удаления в апоцентрах становятся равными примерно 95—100 км. Для плотности Иды более чем 2,9 г/см³ удаление в перицентре становится менее 75 км и период обращения составляет менее 24 часов<ref name="А. А. Гришаев 2005">{{cite web
| url = http://newfiz.narod.ru/maltela1.htm
| title = Имеют ли собственное тяготение малые тела солнечной системы?
Как выяснилось по итогам компьютерного моделирования движения Дактиля, для того чтобы спутник мог оставаться на стабильной орбите<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+"/>, его [[перицентр]] должен находиться на расстоянии не менее 65 км от Иды.
Диапазон возможных орбит при моделировании был сужен за счёт тех точек, в которых спутник находился в момент пролёта «Галилео», в частности, 28 августа 1993 года в 16:52:05 он находился на расстоянии 90 км от Иды с долготой 85°<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+"/>.
А 26 апреля 1994 года телескоп «[[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]» наблюдал Иду в течение восьми часов, но его разрешение не позволило обнаружить спутник: для этого он должен был бы находиться более чем в 700 км от Иды<ref name="ByrnesD'Amario1994"/>.
Известно, что Дактиль движется вокруг Иды по [[Ретроградное движение|ретроградной орбите]] (вращается вокруг Иды в обратном направлении, то есть противоположном направлению вращения Иды вокруг Солнца), которая имеет наклон к экватору Иды 8°<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+"/>.
Орбитальный период Дактиля составляет около 20 часов, если считать, что он движется по круговой орбите<ref name="ChapmanKlaasenBeltonVeverka1994p455"/> с орбитальной скоростью около 10 м/с<ref name="ByrnesD'Amario1994"/>.
=== Возраст и происхождение ===
Дактиль, возможно, возник в то же время, что и Ида<ref name="GreenbergBottkeNolanGeissler1996p106+"/>, в момент столкновения двух астероидов, породивших [[семейство Корониды]]<ref name="LeeVeverkaThomasHelfenstein1996p87+"/>.
Однако он мог сформироваться и позже, например быть выбитым из Иды в момент столкновения последней с другим астероидом<ref name="PetitDurdaGreenbergHurford1997p177+"/>.
Вероятность его случайного захвата крайне мала. Возможно, около 100 млн лет назад, Дактиль сам пережил столкновение с астероидом, в результате чего его размеры существенно уменьшились<ref name="Mason1994p108"/>.
* {{apod|040619|Ida and Dactyl: Asteroid and Moon|19 июня 2004|2014-02-16}}
* [http://www.scientific.ru/planets/as/as1.html Астероид Ида и его спутник Дактиль] {{Wayback|url=http://www.scientific.ru/planets/as/as1.html |date=20081228094815 }}
* [http://www.astronet.ru/db/search.html?kw=3754 Ида и Дактил: астероид и спутник] {{Wayback|url=http://www.astronet.ru/db/search.html?kw=3754 |date=20180310171338 }} // «Астрономия»
* [http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1189566 Ида и Дактиль: астероид и спутник]
* [http://astro.uni-altai.ru/pub/article.html?id=1338 Ида и Дактиль: астероид и его спутник] {{Wayback|url=http://astro.uni-altai.ru/pub/article.html?id=1338 |date=20210121015355 }}
* [http://astrolab.ru/cgi-bin/galery.cgi?id=1&no=7 Астероид Ида и его луна Дактиль] {{Wayback|url=http://astrolab.ru/cgi-bin/galery.cgi?id=1&no=7 |date=20160310223122 }}
Как и все астероиды главного пояса, Ида находится на орбите между Марсом и Юпитером, её орбитальный период составляет 4,84 года, а период вращения — 4,63 часа. Ида имеет неправильную вытянутую форму со средним диаметром 32 км.
Дактиль стал первым спутником, обнаруженным у астероида. Его диаметр — всего лишь 1,4 км, что составляет около одной двадцатой части размера Иды. Орбита Дактиля вокруг Иды не может быть точно определена, но имеющихся данных хватило, чтобы приблизительно оценить плотность Иды и её состав. Участки поверхности Иды имеют различную яркость, что связано с обилием различных железосодержащих минералов. На поверхности Иды много кратеров различных диаметров и возрастов, это одно из самых кратеризованных тел в Солнечной системе.
Изображения с «Галилео» и последующие измерения массы Иды позволили получить много новых данных о геологии каменных астероидов. Ранее существовало множество теорий, объясняющих минералогический состав астероидов этого класса. Получить данные об их составе можно было только благодаря анализу упавших на Землю хондритных метеоритов, которые являются наиболее распространённым типом метеоритов. Считается, что именно астероиды S-класса являются основным источником таких метеоритов.
В 1993 году мимо Иды пролетел космический аппарат «Галилео», направлявшийся к Юпитеру. Главной целью миссии были Юпитер и его спутники, а сближение с астероидами Ида и Гаспра носило второстепенный характер. Они были выбраны в соответствии с новой политикой НАСА, которая предусматривает сближение с астероидами для всех миссий, пересекающих главный пояс[8]. До этого ни одна миссия не предполагала таких сближений[9]. «Галилео» был выведен на орбиту 18 октября1989 годакосмическим челноком «Атлантис» (миссия STS-34)[10]. Изменение траектории «Галилео» для сближения с Идой дополнительно требовало расхода 34 кг топлива, поэтому решение об изменении траектории было принято только тогда, когда было точно выяснено, что оставшегося на аппарате топлива хватит для завершения главной миссии к Юпитеру[8].
«Галилео» в процессе своего движения к Юпитеру дважды пересекал пояс астероидов. Во второй раз он пролетел мимо Иды 28 августа 1993 года со скоростью 12,4 км/с относительно астероида[8]. Первые снимки Иды были получены, когда аппарат находился на расстоянии Шаблон:Num км от астероида, а их максимальное сближение составило 2390 км[3][11]. Ида был вторым астероидом, после Гаспры, с которым сближался «Галилео»[12]. Во время пролёта зонда было заснято около 95 % поверхности Иды[13].
Передача многих изображений откладывалась из-за частых отказов передающей Шаблон:Iw[14]. Первые пять изображений были получены в сентябре 1993 года[15]. Они представляли собой мозаику из сшитых вместе снимков поверхности астероида в высоком разрешении порядка 31—38 метров на пиксель[16][17]. Остальные изображения были отправлены весной следующего года, когда близость «Галилео» к Земле позволяла добиться более высокой скорости передачи[15][18].
Открытия, сделанные «Галилео»
Данные, полученные в результате пролёта «Галилео» близ астероидов Ида и Гаспра, впервые позволили провести детальные исследования геологии астероидов[19]. На поверхности Иды были обнаружены геологические структуры нескольких типов[16].
Обнаружение спутника Иды Дактиля стало первым доказательством возможности существования спутников у астероидов[6].
На основании данных наземных спектроскопических исследований Ида классифицировалась как астероид спектрального классаS[20]. Точный состав астероидов S-класса до полёта «Галилео» был неизвестен, но они привязывались к двум классам метеоритов, часто встречающимся на Земле: обыкновенные хондриты (ОХ) и палласиты[21]. По различным оценкам, плотность Иды не превышает 3,2 г/см³, только такое значение плотности позволяет обеспечить стабильность орбиты Дактиля[20]. Всё это исключает большое содержание на Иде таких металлов, как железо или никель, со средней плотностью 5 г/см³, потому что при этом её пористость должна достигать 40 %[6].
Изображения, полученные с «Галилео», позволили обнаружить на Иде следы космического выветривания — процесса, в результате которого более старые регионы с течением времени приобретают красноватый оттенок[6].
Этот процесс, хотя и в меньшей степени, затрагивает и спутник Иды Дактиль[22]. Выветривание на поверхности Иды позволило получить дополнительные сведения о составе её поверхности: спектры отражения молодых областей поверхности напоминали спектры ОХ-метеоритов, в то время как более старые области по спектральным характеристикам больше схожи с астероидами S-класса[9].
Низкая плотность астероида и открытие процессов космического выветривания привели к новому пониманию взаимоотношений астероидов S-класса и ОХ-метеоритов. Класс S является одним из самых многочисленных во внутренней части главного пояса астероидов[9]. Обыкновенные хондриты также весьма распространены среди найденных на Земле метеоритов[9]. Спектры астероидов S-класса не совпадают со спектрами ОХ-метеоритов. Таким образом, «Галилео» во время своего пролёта рядом с Идой обнаружил, что только некоторые астероиды этого класса, в том числе и в семействе Корониды, могут являться источником ОХ-метеоритов[22].
Физические характеристики
Оценки массы Иды колеблются от 3,65Шаблон:E до 4,99Шаблон:Eкг[23]. Ускорение свободного падения на поверхности в зависимости от положения на астероиде меняется от 0,3 до 1,1 см/с²[13]. Это настолько мало, что космонавт, стоя на поверхности, может, подпрыгнув, перелететь с одного конца Иды на другой, а если разогнаться до скорости 20 м/с, то можно и вовсе улететь с астероида[24][25].
Ида — астероид удлинённой формы[19], несколько напоминающий круассан[15] с неровной поверхностью[26][27]. Длина астероида в 2,35 раза превышает ширину[19], а средняя часть соединяет две геологически разные части[15]. Такую форму астероида можно объяснить тем, что он состоит из двух твёрдых компонентов, соединённых областью из рыхлого раздробленного материала. Однако снимки с «Галилео» не смогли подтвердить эту гипотезу[27], хотя на астероиде и были обнаружены склоны с наклоном в 50°, в то время как обычно они не превышают 35°[13]. Из-за неправильной формы и высокой скорости вращения распределение гравитационного поля по поверхности Иды крайне неравномерно[28]. Действие центробежных сил в масштабах астероида с такой малой массой и такой формы приводит к весьма заметным искажениям гравитации в разных частях Иды[13]. В частности, ускорение свободного падения является самым низким на концах астероида и в его средних областях (из-за низкой плотности).
Особенности поверхности
Поверхность Иды в основном серого цвета, но для молодых, недавно образованных районов возможны небольшие вариации цвета[3]. Кроме кратеров, на Иде есть и другие особенности, например, долины, гребни и выступы. Ида покрыта толстым слоем реголита, который скрывает под собой основные породы астероида. Но некоторые крупные обломки материнской породы, которые были выброшены во время падения астероидов, можно обнаружить и на поверхности.
Реголит
Толщина покрывающего поверхность Иды слоя каменной крошки из раздробленных камней, называемой реголитом, составляет 50—100 метров[15]. Этот материал образовался под воздействием интенсивной метеоритной бомбардировки небесного тела. Многочисленные метеориты, падая на Иду, дробили и измельчали её породу, таким образом выступая одним из главных геологических факторов, которые формировали поверхность[25].
Ныне поверхность изменяется также и за счёт перемещения по ней реголита под действием гравитации и быстрого вращения. «Галилео» во время своего пролёта обнаружил свидетельства недавнего такого перемещения, своего рода оползня[17].
Реголит Иды состоит из силикатов различных минералов, в частности из оливина и пироксена[6][30].
Своим появлением и изменением он обязан процессам космического выветривания[22], вследствие которых старый реголит приобретает красноватый оттенок, чем отличается от более молодого[6].
Но среди реголита попадаются и довольно крупные части материнской породы, выброшенные из кратера в момент его образования. Всего было обнаружено около 20 крупных (40—150 метров в поперечнике) блоков[15][24]. Они представляют собой крупнейшие части реголита[11].
Поскольку под действием космической эрозии эти блоки за относительно небольшое время постепенно истираются и дробятся, они не могут существовать продолжительное время, а те блоки, которые существуют сейчас, вероятно, образовались совсем недавно[25][28].
Большинство из них расположены вблизи кратеров Ласко и Мамонт, но образовались, возможно, не в них[25]. Из-за неравномерного гравитационного поля в этот район стекается реголит с соседних областей поверхности Иды[28]. Некоторые блоки могут быть родом из кратера Адзурра (на противоположной стороне астероида)[31].
На поверхности Иды есть несколько довольно крупных структур. Сам астероид можно разделить на две части (область 1 и область 2), которые соединены между собой посередине[15][31].
Область 1 содержит две основные структуры, одной из которых является сорокакилометровый хребет Townsend Dorsum, простирающийся на 150° по поверхности Иды[32], а другой — большие уступы Vienna Regio[15].
Область 2 включает в себя несколько долин, большинство из которых достигают 100 метров в ширину и простираются до 4 км в длину[11][15].
Они расположены рядом с кратерами Ласко, Мамонт и Картчнер, но не связаны с ними[11]. Некоторые долины связаны со структурами на другой стороне астероида, например с областью Вены. Области Иды названы в честь её первооткрывателя и мест, где он работал[33].
Обнаруженная на Иде гряда Таунсенда (Townsend Dorsum) названа в честь Тима Таунсенда (Tim E. Townsend), который работал в команде «Галилео» в группе обработки изображений.
Ида является одним из самых кратеризованных тел Солнечной системы[16][26], метеоритная бомбардировка была основным процессом, формировавшим её поверхность[19]. На определённом этапе формирование кратеров достигло своей точки насыщения, то есть образование новых кратеров должно было непременно приводить к стиранию старых, в результате чего общее количество кратеров на астероиде остаётся примерно одинаковым[6].
Ида покрыта кратерами всевозможных возрастов[26] — от новых, только что образовавшихся, до почти таких же старых, как сама Ида[15]. Старые могли появиться ещё в момент возникновения Иды — во время распада родительского астероида, образовавшего семейство Корониды[22]. Самый большой кратер Ласко имеет в поперечнике почти 12 км[27][34]. Все наибольшие кратеры диаметром свыше 6 км находятся в Области 2, в то время как Область 1 практически лишена крупных кратеров[15]. Некоторые кратеры расположены по цепочке на одной линии[17].
Крупнейшие кратеры на Иде названы в честь известных земных пещер и лавовых трубок. Кратер Адзурра, например, поименован в честь наполовину затопленной пещеры на острове Капри, также известной как Голубой грот[35]. Предполагается, что Адзурра — самое молодое крупное образование на поверхности Иды[24].
Энергия столкновения была так велика, что материал, выброшенный из этого кратера, разлетелся по всей поверхности астероида[6], именно им обусловлены наблюдаемые на ней колебания цвета и альбедо[36]. Интересной морфологией среди молодых кратеров обладает Фингал, который имеет чёткую границу между дном кратера и его стенкой[11]. Другим важным кратером является Афон, от которого ведётся счёт меридианов на Иде[37].
Структура кратеров довольно проста: они имеют чашеобразную форму без центрального пика[11].
Они довольно равномерно распределены по поверхности Иды, за исключением выступа севернее кратера Чжоукоудянь, где поверхность более молодая и менее кратеризованная[11].
Из-за низкой гравитации в сочетании с быстрым вращением Иды порода, выбитая из поверхности, разносится по ней на большее расстояние и более неравномерно[19]. В результате выброшенная из кратера порода располагается вокруг него асимметрично, а в случае достаточно большой скорости и вовсе улетает за пределы астероида[24].
Состав
На основе данных спектрального анализа Иды, проведённого 16 сентября1980 года астрономами Дэвидом Дж. Толеном и Эдвардом Ф. Тедеско[38][39], и сравнения полученных спектров со спектрами других астероидов Ида была классифицирована как астероид S-класса[21]. Астероиды класса S схожи по составу с железо-каменными метеоритами и обыкновенными хондритами[21]. Анализ внутреннего состава не проводился, но на основании цвета и плотности грунта, которая составляет 2,6 ± 0,5 г/см³[21], предполагается, что он схож с составом обыкновенных хондритов[21][22].
Хондритные метеориты содержат в своём составе в различных пропорциях силикаты, оливин, пироксен, железо и полевой шпат[40]. Из них космическим аппаратом «Галилео» на Иде обнаружены пироксены и оливин[30]. Минеральный состав практически однороден по всему астероиду. Исходя из предположения о схожести состава Иды с составом хондритных метеоритов плотностью 3,48—3,64 г/см³ можно заключить, что пористость Иды должна составлять 11—42 %[21].
Глубокие слои Иды, вероятно, содержат некоторое количество ударно-трещиноватых пород, называемых мегареголитами. Слой мегареголита начинается под поверхностью Иды на глубине от нескольких сотен метров до нескольких километров[11].
Орбита и вращение
Ида входит в состав семейства Корониды в главном поясе астероидов[6] и обращается вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера[41] на среднем расстоянии от Солнца 2,862 а. е., или 428 млн км, совершая полный оборот за 4 года 307 суток и 3 часа[41].
Период вращения этого астероида составляет 4 часа 37,8 минуты[19][42] — это один из самых быстровращающихся астероидов среди обнаруженных на сегодня[43]. Главная центральная ось инерции объекта с равномерной плотностью и такой же формой, как у Иды, совпадает с направлением оси вращения астероида, что говорит о его однородности. То есть внутри него отсутствуют какие-либо существенные колебания плотности. Иначе направление рассчитанного момента инерции не совпадало бы с направлением оси вращения, то есть реальная ось вращения находилась бы в другом месте астероида. «Галилео» обнаружил крайне небольшие вариации плотности, связанные с быстрым вращением Иды[11][44].
Так как астероид Ида имеет ненулевое наклонение орбиты и неправильную форму, под действием гравитации Солнца её ось вращения прецессирует с периодом 77 тысяч лет[45].
Происхождение
Ида образовалась в результате разрушения родительского астероида диаметром 120 км, образовавшего семейство Корониды[42]. Он был достаточно большим, чтобы в нём начала происходить дифференциация недр, в результате чего более тяжёлые элементы, в частности металлы, мигрировали в центральную область астероида. Ида, как предполагается, образовалась из верхних, достаточно удалённых от ядра частей этого астероида. Точно датировать время образования Иды затруднительно, но по данным анализа кратеров возраст её поверхности составляет более 1 млрд лет[43], что, однако, плохо согласуется с существованием системы Ида — Дактиль, которая не может быть старше 100 млн лет[46]. Разницу в возрасте можно объяснить падением материала с родительского тела на поверхность Иды в момент его разрушения[47].
Спутник Дактиль
Небольшой спутник Дактиль, движущийся по орбите вокруг астероида Ида, был обнаружен по снимкам, полученным КА «Галилео» во время его пролёта мимо астероида в 1993 году. Эти изображения стали первым документальным подтверждением возможности существования спутников у астероидов[6]. Эти снимки астероида были сделаны, когда Дактиль находился на расстоянии 90 км от Иды. Судя по снимкам, его поверхность сильно кратеризована, как и поверхность Иды, и состоит из аналогичных материалов. Точное происхождение Дактиля неизвестно, но предполагается, что он возник как один из фрагментов родительских астероидов, образовавших семейство Корониды.
Открытие
Спутник Дактиль был обнаружен членом миссии «Галилео» Энном Харчем 17 февраля 1994 года при анализе снимков, полученных с космического аппарата[30]. Всего «Галилео» удалось записать 47 изображений Дактиля за 5,5 часа наблюдения в августе 1993 года[23].
Космический аппарат находился на расстоянии Шаблон:Num км от Иды[48] и Шаблон:Num км от Дактиля, когда было получено первое изображение спутника, за 14 минут до этого КА пролетел на минимальном расстоянии от спутника[49].
Точные параметры орбиты Дактиля вокруг Иды получить так и не удалось. Это объясняется тем, что за короткое время пролёта зонда взаимное положение Иды и Дактиля изменилось мало. К тому же в момент передачи данных аппарат «Галилео» находился в плоскости орбиты спутника, что сильно затрудняло определение орбиты. Так что, хотя IAU и подтвердил факт открытия спутника, до тех пор пока не будет установлена его орбита, определённые сомнения в правильности сделанных выводов всё же сохраняются[53].
Физические характеристики
Дактиль, обладая размерами 1,6×1,4×1,2 км, имеет яйцевидную форму[6] очень близкую к сфероиду[51]. Его ось вращения сориентирована в сторону Иды. Как и у Иды, поверхность спутника испещрена кратерами, на нём найдено более десятка кратеров с поперечником больше 80 метров, что указывает на интенсивную метеоритную бомбардировку в прошлом[3]. На поверхности обнаружена линейная цепочка из по меньшей мере шести кратеров. Тела, их образовавшие, вероятно, ранее были выбиты из самой Иды, после чего они уже упали на Дактиль, образовав такую структуру. Многие кратеры на спутнике содержат центральные пики, которые отсутствуют в аналогичных кратерах на Иде. Эти особенности, а также сфероидальная форма спутника свидетельствуют о том, что, несмотря на небольшой размер, на нём имеет место влияние гравитации на поверхностные структуры и на сам астероид[54]. Средняя температура поверхности составляет около 200 К, или −73 °C[30].
Дактиль имеет много общих характеристик с Идой, в частности их альбедо очень близки друг к другу[55], но при этом на нём намного меньше видны следы эрозии и космического выветривания, так как из-за небольшого размера он не может накопить на своей поверхности большое количество раздробленного материала, что контрастирует с поверхностью Иды, которая покрыта толстым слоем реголита[22][48].
Орбита
При том что масса Иды была неизвестна, реконструкция орбиты Дактиля на основе закона всемирного тяготения допускала весьма значительную неопределённость. Почти сразу стало ясно, что, не зная ни массы, ни плотности Иды, точно определить орбиту Дактиля не удастся. Поэтому с помощью компьютерного моделирования был создан набор его орбит для различных возможных значений массы и плотности Иды, в частности для плотности от 1,5 до 4,0 г/см³. Для различных значений плотности центрального тела различны и орбиты, по которым вокруг него будет двигаться спутник. Причём для данного диапазона плотностей орбиты различаются очень сильно. При плотностях Иды меньше 2,1 г/см³ орбиты оказываются гиперболическими, то есть спутник должен будет покинуть астероид после первого же облёта. При бо́льших плотностях Иды орбиты являются эллиптическими с огромным эксцентриситетом: с расстоянием в перицентре примерно 80—85 км, огромными удалениями от Иды в апоцентре и с периодом от одних до многих десятков суток. Примерно при плотности 2,8 г/см³ орбита становится почти круговой с периодом около 27 часов. По мере дальнейшего увеличения плотности расстояния в перицентрах эллиптических орбит уменьшаются прямо пропорционально значению плотности, а удаления в апоцентрах становятся равными примерно 95—100 км. Для плотности Иды более чем 2,9 г/см³ удаление в перицентре становится менее 75 км и период обращения составляет менее 24 часов[53].
Как выяснилось по итогам компьютерного моделирования движения Дактиля, для того чтобы спутник мог оставаться на стабильной орбите[23], его перицентр должен находиться на расстоянии не менее 65 км от Иды.
Диапазон возможных орбит при моделировании был сужен за счёт тех точек, в которых спутник находился в момент пролёта «Галилео», в частности, 28 августа 1993 года в 16:52:05 он находился на расстоянии 90 км от Иды с долготой 85°[23].
А 26 апреля 1994 года телескоп «Хаббл» наблюдал Иду в течение восьми часов, но его разрешение не позволило обнаружить спутник: для этого он должен был бы находиться более чем в 700 км от Иды[20].
Известно, что Дактиль движется вокруг Иды по ретроградной орбите (вращается вокруг Иды в обратном направлении, то есть противоположном направлению вращения Иды вокруг Солнца), которая имеет наклон к экватору Иды 8°[23].
Орбитальный период Дактиля составляет около 20 часов, если считать, что он движется по круговой орбите[55] с орбитальной скоростью около 10 м/с[20].
Возраст и происхождение
Дактиль, возможно, возник в то же время, что и Ида[43], в момент столкновения двух астероидов, породивших семейство Корониды[25].
Однако он мог сформироваться и позже, например быть выбитым из Иды в момент столкновения последней с другим астероидом[23].
Вероятность его случайного захвата крайне мала. Возможно, около 100 млн лет назад, Дактиль сам пережил столкновение с астероидом, в результате чего его размеры существенно уменьшились[49].