243 Ida -243 Ida

243 Ida
243 Ida - August 1993 (16366655925).jpg
Galileo -Bild von 243 Ida. Der Punkt rechts ist sein Mond Dactyl .
Entdeckung
Entdeckt von Johann Palisa
Fundort Wiener Sternwarte
Entdeckungsdatum 29. September 1884
Bezeichnungen
(243) Ida
Aussprache / ˈ aɪ d ə /
Benannt nach
 Ida (Amme des Zeus)
Hauptgürtel ( Familie Koronis )
Adjektive Idean (Idæan) / aɪ ˈ d iː ə n /
Orbitale Eigenschaften
Epoche 31. Juli 2016 ( JD 2457600.5)
Aphel 2.979 AE (4.457 × 10 11  m)
Perihel 2.743 AE (4.103 × 10 11  m)
2.861 AE (4.280 × 10 11  m)
Exzentrizität 0,0411
1.767,644 Tage (4,83955 a)
Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit
0,2036°/d
38.707°
Neigung 1.132°
324.016°
110,961°
Bekannte Satelliten Daktylus
Physikalische Eigenschaften
Maße 59,8 × 25,4 × 18,6 km
Mittlerer Radius
 15,7 km
Masse 4,2 ± 0,6 × 10 16  kg
Mittlere Dichte
2,6 ± 0,5 g/ cm3
0,3–1,1 cm/s 2
4,63 Stunden (0,193 d)
Rektaszension am Nordpol
168,76°
Deklination des Nordpols
–2,88°
0,2383
Temperatur 200 K (–73 °C)
S
9,94

Ida , Kleinplanet mit der Bezeichnung 243 Ida , ist ein Asteroid aus der Koronis-Familie des Asteroidengürtels . Sie wurde am 29. September 1884 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Wiener Sternwarte entdeckt und nach einer Nymphe aus der griechischen Mythologie benannt . Spätere Teleskopbeobachtungen kategorisierten Ida als Asteroiden vom S-Typ , dem zahlreichsten Typ im inneren Asteroidengürtel. Am 28. August 1993 wurde Ida auf dem Weg zum Jupiter von der unbemannten Raumsonde Galileo besucht . Es war der zweite Asteroid, der von einem Raumschiff besucht wurde, und der erste, bei dem ein natürlicher Satellit gefunden wurde.

Idas Umlaufbahn liegt wie alle Asteroiden des Hauptgürtels zwischen den Planeten Mars und Jupiter. Seine Umlaufzeit beträgt 4,84 Jahre und seine Rotationsdauer 4,63 Stunden. Ida hat einen durchschnittlichen Durchmesser von 31,4 km. Es ist unregelmäßig geformt und länglich und besteht anscheinend aus zwei großen Objekten, die miteinander verbunden sind. Seine Oberfläche ist eine der am stärksten mit Kratern übersäten im Sonnensystem und weist eine große Vielfalt an Kratergrößen und -altern auf.

Idas Mond Dactyl wurde von Missionsmitglied Ann Harch auf Bildern entdeckt, die von Galileo zurückgesendet wurden . Es wurde nach den Daktylen benannt , Kreaturen, die in der griechischen Mythologie den Berg Ida bewohnten. Dactyl hat einen Durchmesser von nur 1,4 Kilometern, etwa 1/20 der Größe von Ida. Seine Umlaufbahn um Ida konnte nicht mit großer Genauigkeit bestimmt werden, aber die Einschränkungen möglicher Umlaufbahnen erlaubten eine grobe Bestimmung der Dichte von Ida und zeigten, dass es an metallischen Mineralien erschöpft ist. Dactyl und Ida teilen viele Eigenschaften, was auf einen gemeinsamen Ursprung hindeutet.

Die von Galileo zurückgesendeten Bilder und die anschließende Messung der Masse von Ida lieferten neue Einblicke in die Geologie von Asteroiden des Typs S. Vor dem Galileo -Vorbeiflug wurden viele verschiedene Theorien vorgeschlagen, um ihre mineralische Zusammensetzung zu erklären. Die Bestimmung ihrer Zusammensetzung erlaubt eine Korrelation zwischen auf die Erde fallenden Meteoriten und ihrem Ursprung im Asteroidengürtel. Die vom Vorbeiflug zurückgesendeten Daten deuteten auf Asteroiden vom Typ S als Quelle für die gewöhnlichen Chondriten - Meteoriten hin, den am häufigsten auf der Erdoberfläche gefundenen Typ.

Entdeckung und Beobachtungen

Ida wurde am 29. September 1884 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Wiener Sternwarte entdeckt . Es war seine 45. Asteroidenentdeckung. Ida wurde von Moriz von Kuffner , einem Wiener Brauer und Amateurastronomen, benannt. In der griechischen Mythologie war Ida eine Nymphe von Kreta , die den Gott Zeus erweckte . Ida wurde von Kiyotsugu Hirayama als Mitglied der Koronis-Familie anerkannt , der 1918 vorschlug, dass die Gruppe die Überreste eines zerstörten Vorläuferkörpers umfasste.

Das Reflexionsspektrum von Ida wurde am 16. September 1980 von den Astronomen David J. Tholen und Edward F. Tedesco im Rahmen der achtfarbigen Asteroidendurchmusterung (ECAS) gemessen. Sein Spektrum entsprach dem der Asteroiden der S-Typ-Klassifizierung. Viele Beobachtungen von Ida wurden Anfang 1993 vom US Naval Observatory in Flagstaff und dem Oak Ridge Observatory gemacht . Diese verbesserten die Messung von Idas Umlaufbahn um die Sonne und reduzierten die Unsicherheit seiner Position während des Galileo - Vorbeiflugs von 78 auf 60 km (48 auf 37 Meilen).

Erkundung

Animation der Flugbahn von Galileo vom 19. Oktober 1989 bis 30. September 2003
  Galileo  ·   Jupiter  ·   Erde  ·    Venus  ·   951 Gaspra  ·   243 Ida
Flugbahn von Galileo vom Start bis zum Einsetzen in die Jupiterbahn

Galileo -Vorbeiflug

Ida wurde 1993 von der zum Jupiter fliegenden Raumsonde Galileo besucht . Seine Begegnungen mit den Asteroiden Gaspra und Ida waren zweitrangig zur Jupiter-Mission. Diese wurden als Ziele als Reaktion auf eine neue NASA-Richtlinie ausgewählt, die Missionsplaner anweist, Asteroiden-Vorbeiflüge für alle Raumfahrzeuge in Betracht zu ziehen, die den Gürtel überqueren. Keine früheren Missionen hatten einen solchen Vorbeiflug versucht. Galileo wurde am 18. Oktober 1989 von der Atlantis - Mission STS-34 des Space Shuttles in die Umlaufbahn gebracht . Die Änderung der Flugbahn von Galileo zur Annäherung an Ida erforderte einen Verbrauch von 34 kg (75 lb) Treibmittel . Die Missionsplaner verzögerten die Entscheidung, einen Vorbeiflug zu versuchen, bis sie sicher waren, dass dies dem Raumschiff genügend Treibstoff zur Verfügung stellen würde, um seine Jupiter-Mission abzuschließen.

Bilder vom Vorbeiflug, beginnend 5,4 Stunden vor der größten Annäherung und zeigen Idas Rotation

Galileos Flugbahn trug es auf seinem Weg zum Jupiter zweimal in den Asteroidengürtel. Während seiner zweiten Überquerung flog es am 28. August 1993 mit einer Geschwindigkeit von 12.400 m / s (41.000 ft / s) relativ zum Asteroiden an Ida vorbei. Der Onboard-Imager beobachtete Ida aus einer Entfernung von 240.350 km (149.350 mi) bis zur nächsten Annäherung von 2.390 km (1.490 mi). Ida war nach Gaspra der zweite Asteroid, der von einem Raumschiff abgebildet wurde. Etwa 95 % von Idas Oberfläche kamen während des Vorbeiflugs in Sichtweite der Sonde.

Die Übertragung vieler Ida-Bilder verzögerte sich aufgrund eines dauerhaften Ausfalls der High-Gain-Antenne des Raumfahrzeugs . Die ersten fünf Bilder gingen im September 1993 ein. Sie enthielten ein hochauflösendes Mosaik des Asteroiden mit einer Auflösung von 31–38 m/ Pixel . Die verbleibenden Bilder wurden im Februar 1994 gesendet, als die Nähe des Raumfahrzeugs zur Erde Übertragungen mit höherer Geschwindigkeit ermöglichte.

Entdeckungen

Die Daten der Galileo -Vorbeiflüge an Gaspra und Ida und der späteren Asteroidenmission NEAR Shoemaker ermöglichten die erste Untersuchung der Asteroidengeologie . Die relativ große Oberfläche von Ida wies eine Vielzahl geologischer Merkmale auf. Die Entdeckung von Idas Mond Dactyl , dem ersten bestätigten Satelliten eines Asteroiden, lieferte zusätzliche Einblicke in Idas Zusammensetzung.

Ida wird basierend auf bodengestützten spektroskopischen Messungen als Asteroid vom S-Typ klassifiziert . Die Zusammensetzung der S-Typen war vor den Galileo - Vorbeiflügen ungewiss, wurde aber als eines von zwei Mineralien interpretiert, die in Meteoriten gefunden wurden, die auf die Erde gefallen waren: gewöhnlicher Chondrit (OC) und Steineisen . Schätzungen der Dichte von Ida sind durch die Langzeitstabilität der Umlaufbahn von Dactyl auf weniger als 3,2 g/cm 3 beschränkt. Dies schließt eine steinerne Zusammensetzung so gut wie aus; wäre Ida aus 5 g/cm 3 eisen- und nickelreichem Material, müsste es mehr als 40 % Leerraum enthalten.

Die Galileo-Bilder führten auch zu der Entdeckung, dass auf Ida Weltraumverwitterung stattfand, ein Prozess, der dazu führt, dass ältere Regionen mit der Zeit röter werden. Derselbe Prozess betrifft sowohl Ida als auch seinen Mond, obwohl Dactyl eine geringere Veränderung zeigt. Die Verwitterung von Idas Oberfläche enthüllte ein weiteres Detail über ihre Zusammensetzung: Die Reflexionsspektren von frisch freigelegten Teilen der Oberfläche ähnelten denen von OC-Meteoriten, aber die älteren Regionen stimmten mit den Spektren von Asteroiden vom Typ S überein.

Anschliff eines gewöhnlichen Chondrit - Meteoriten

Diese beiden Entdeckungen – die Weltraumverwitterungseffekte und die geringe Dichte – führten zu einem neuen Verständnis über die Beziehung zwischen Asteroiden des S-Typs und OC-Meteoriten. S-Typen sind die zahlreichste Art von Asteroiden im inneren Teil des Asteroidengürtels. OC-Meteoriten sind ebenfalls der häufigste Meteoritentyp, der auf der Erdoberfläche gefunden wird. Die durch Fernbeobachtungen von S-Typ-Asteroiden gemessenen Reflexionsspektren stimmten jedoch nicht mit denen von OC-Meteoriten überein. Der Galileo -Vorbeiflug an Ida ergab, dass einige S-Typen, insbesondere die Koronis-Familie, die Quelle dieser Meteoriten sein könnten.

Physikalische Eigenschaften

Größenvergleich von Ida, mehreren anderen Asteroiden, dem Zwergplaneten Ceres und dem Mars

Idas Masse liegt zwischen 3,65 und 4,99 × 10 16  kg. Sein Gravitationsfeld erzeugt über seine Oberfläche eine Beschleunigung von etwa 0,3 bis 1,1 cm/s 2 . Dieses Feld ist so schwach, dass ein Astronaut, der auf seiner Oberfläche steht, von einem Ende von Ida zum anderen springen könnte, und ein Objekt, das sich mit mehr als 20 m/s (70 ft/s) bewegt , dem Asteroiden vollständig entkommen könnte.

Aufeinanderfolgende Bilder einer rotierenden Ida

Ida ist ein deutlich verlängerter Asteroid mit einer unregelmäßigen Oberfläche. Ida ist 2,35-mal so lang wie breit und wird durch eine "Taille" in zwei geologisch unterschiedliche Hälften geteilt. Diese verengte Form steht im Einklang damit, dass Ida aus zwei großen, soliden Komponenten besteht, wobei lose Trümmer die Lücke zwischen ihnen füllen. In hochauflösenden Bildern, die von Galileo aufgenommen wurden, waren jedoch keine solchen Trümmer zu sehen . Obwohl es auf Ida einige steile Hänge gibt, die bis zu 50° geneigt sind, übersteigt die Neigung im Allgemeinen 35° nicht. Die unregelmäßige Form von Ida ist für das sehr ungleichmäßige Gravitationsfeld des Asteroiden verantwortlich. An den Extremitäten ist die Oberflächenbeschleunigung aufgrund ihrer hohen Rotationsgeschwindigkeit am geringsten. Es ist auch in der Nähe der "Taille" niedrig, weil die Masse des Asteroiden in den beiden Hälften konzentriert ist, entfernt von dieser Stelle.

Oberflächenmerkmale

Siehe auch: Liste der geologischen Merkmale auf 243 Ida und Dactyl
Mosaik von Bildern, die von Galileo 3,5 Minuten vor seiner größten Annäherung aufgenommen wurden

Die Oberfläche von Ida erscheint stark verkratert und größtenteils grau, obwohl geringfügige Farbvariationen neu gebildete oder unbedeckte Bereiche markieren. Neben Kratern sind andere Merkmale erkennbar, wie Rillen, Grate und Vorsprünge. Ida ist von einer dicken Schicht aus Regolith bedeckt , losen Trümmern, die das feste Gestein darunter verdecken. Die größten Trümmerfragmente in Felsbrockengröße werden Auswurfblöcke genannt , von denen mehrere an der Oberfläche beobachtet wurden.

Regolith

Die Oberfläche von Ida ist mit einer Decke aus pulverisiertem Gestein bedeckt, die als Regolith bezeichnet wird und etwa 50–100 m (160–330 ft) dick ist. Dieses Material wird bei Einschlagsereignissen produziert und durch geologische Prozesse über die Oberfläche von Ida verteilt. Galileo beobachtete Hinweise auf eine kürzliche Regolithbewegung bergab .

Idas Regolith besteht aus den Silikatmineralien Olivin und Pyroxen . Sein Aussehen verändert sich im Laufe der Zeit durch einen Prozess, der als Weltraumverwitterung bezeichnet wird . Aufgrund dieses Prozesses erscheint älterer Regolith im Vergleich zu frisch freigelegtem Material rötlicher.

Galileo -Bild eines 150 m (490 ft) großen Blocks bei 24,8 ° S, 2,8 ° E

Es wurden etwa 20 große (40–150 m Durchmesser) Auswurfblöcke identifiziert, die in Idas Regolith eingebettet sind. Auswurfblöcke bilden die größten Stücke des Regoliths. Da erwartet wird, dass Auswurfblöcke durch Aufprallereignisse schnell zusammenbrechen, müssen die an der Oberfläche vorhandenen Blöcke entweder kürzlich gebildet oder durch ein Aufprallereignis freigelegt worden sein. Die meisten von ihnen befinden sich in den Kratern Lascaux und Mammoth, aber sie wurden möglicherweise nicht dort produziert. Dieses Gebiet zieht aufgrund von Idas unregelmäßigem Gravitationsfeld Trümmer an. Einige Blöcke wurden möglicherweise aus dem jungen Krater Azzurra auf der gegenüberliegenden Seite des Asteroiden ausgeworfen.

Strukturen

Mehrere Hauptstrukturen kennzeichnen Idas Oberfläche. Der Asteroid scheint in zwei Hälften gespalten zu sein, die hier als Region 1 und Region 2 bezeichnet werden und durch eine "Taille" verbunden sind. Dieses Merkmal wurde möglicherweise durch Trümmer ausgefüllt oder durch Einschläge aus dem Asteroiden gesprengt.

Region 1 von Ida enthält zwei Hauptstrukturen. Einer ist ein markanter 40 km (25 Meilen) langer Bergrücken namens Townsend Dorsum , der sich 150 Grad um die Oberfläche von Ida erstreckt. Die andere Struktur ist eine große Einbuchtung namens Vienna Regio .

Die Region 2 von Ida weist mehrere Sätze von Rillen auf, von denen die meisten 100 m (330 ft) breit oder weniger und bis zu 4 km (2,5 mi) lang sind. Sie befinden sich in der Nähe der Krater Mammoth, Lascaux und Kartchner, sind aber nicht mit ihnen verbunden. Einige Grooves beziehen sich auf große Schlagereignisse, zum Beispiel ein Set gegenüber von Vienna Regio.

Krater

Ida ist einer der am dichtesten mit Kratern übersäten Körper, die bisher im Sonnensystem erforscht wurden, und Einschläge waren der Hauptprozess, der seine Oberfläche geformt hat. Die Kraterbildung hat den Sättigungspunkt erreicht, was bedeutet, dass neue Einschläge die Beweise für alte löschen und die Gesamtzahl der Krater ungefähr gleich bleibt. Es ist mit Kratern aller Größen und Abbaustadien bedeckt, deren Alter von frisch bis so alt wie Ida selbst reicht. Die älteste wurde möglicherweise während der Auflösung des Elternkörpers der Familie Koronis gebildet . Der größte Krater, Lascaux, hat einen Durchmesser von fast 12 km. Region 2 enthält fast alle Krater mit einem Durchmesser von mehr als 6 km (3,7 Meilen), aber Region 1 hat überhaupt keine großen Krater. Einige Krater sind in Ketten angeordnet.

Asymmetrischer 1,5 km (0,93 mi) breiter Krater Fingal bei 13,2 ° S, 39,9 ° E

Idas Hauptkrater sind nach Höhlen und Lavaröhren auf der Erde benannt. Der Krater Azzurra zum Beispiel ist nach einer versunkenen Höhle auf der Insel Capri benannt , die auch als Blaue Grotte bekannt ist . Azzurra scheint der jüngste große Einfluss auf Ida zu sein. Das Auswurfmaterial dieser Kollision verteilt sich diskontinuierlich über Ida und ist verantwortlich für die großräumigen Farb- und Albedovariationen auf seiner Oberfläche. Eine Ausnahme in der Kratermorphologie ist der frische, asymmetrische Fingal, der auf einer Seite eine scharfe Grenze zwischen Boden und Wand aufweist. Ein weiterer bedeutender Krater ist Afon, der den Nullmeridian von Ida markiert .

Die Krater haben eine einfache Struktur: schüsselförmig ohne flache Böden und ohne zentrale Spitzen. Sie sind gleichmäßig um Ida herum verteilt, mit Ausnahme eines Vorsprungs nördlich des Kraters Choukoutien, der glatter und weniger verkratert ist. Die bei Einschlägen ausgegrabenen Auswurfmassen lagern sich auf Ida aufgrund ihrer schnellen Rotation, geringen Schwerkraft und unregelmäßigen Form anders ab als auf Planeten. Auswurfdecken legen sich asymmetrisch um ihre Krater, aber sich schnell bewegende Auswurfmassen, die dem Asteroiden entkommen, gehen dauerhaft verloren.

Komposition

Ida wurde aufgrund der Ähnlichkeit seiner Reflexionsspektren mit ähnlichen Asteroiden als S-Typ-Asteroid klassifiziert. S-Typen können ihre Zusammensetzung mit Meteoriten aus Steineisen oder gewöhnlichem Chondrit (OC) teilen. Die Zusammensetzung des Inneren wurde nicht direkt analysiert, es wird jedoch angenommen, dass sie dem OC-Material ähnlich ist, basierend auf beobachteten Farbänderungen an der Oberfläche und der Schüttdichte von Ida von 2,27–3,10 g/cm 3 . OC-Meteoriten enthalten unterschiedliche Mengen der Silikate Olivin und Pyroxen , Eisen und Feldspat . Olivin und Pyroxen wurden von Galileo auf Ida entdeckt . Der Mineralgehalt scheint über seine gesamte Ausdehnung homogen zu sein. Galileo fand minimale Variationen auf der Oberfläche, und die Rotation des Asteroiden weist auf eine konstante Dichte hin. Unter der Annahme, dass seine Zusammensetzung ähnlich der von OC-Meteoriten ist, deren Dichte zwischen 3,48 und 3,64 g/cm 3 liegt, hätte Ida eine Porosität von 11–42 %.

Das Innere von Ida enthält wahrscheinlich eine gewisse Menge von durch Einschläge zerbrochenem Gestein, das als Megaregolith bezeichnet wird . Die Megaregolithschicht von Ida erstreckt sich zwischen Hunderten von Metern unter der Oberfläche bis zu einigen Kilometern. Etwas Gestein in Idas Kern könnte unterhalb der großen Krater Mammoth, Lascaux und Undara gebrochen worden sein.

Umlaufbahn und Rotation

Umlaufbahn und Positionen von Ida und fünf Planeten am 9. März 2009

Ida ist ein Mitglied der Koronis-Familie von Asteroidengürtel- Asteroiden. Ida umkreist die Sonne in einem durchschnittlichen Abstand von 2,862 AE (428,1 Gm), zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter . Ida braucht 4,84089 Jahre für einen Umlauf.

Idas Rotationszeit beträgt 4,63 Stunden (ungefähr 5 Stunden), was ihn zu einem der am schnellsten rotierenden Asteroiden macht, die bisher entdeckt wurden. Das berechnete maximale Trägheitsmoment eines gleichmäßig dichten Objekts mit der gleichen Form wie Ida fällt mit der Rotationsachse des Asteroiden zusammen. Dies deutet darauf hin, dass es innerhalb des Asteroiden keine größeren Dichteschwankungen gibt. Die Rotationsachse von Ida präzediert aufgrund der Schwerkraft der Sonne, die auf die nicht kugelförmige Form des Asteroiden einwirkt, mit einer Periode von 77.000 Jahren.

Herkunft

Ida entstand bei der Auflösung des Koronis-Mutterkörpers mit einem Durchmesser von etwa 120 km (75 Meilen). Der Vorläufer-Asteroid hatte sich teilweise differenziert, wobei schwerere Metalle in den Kern wanderten. Ida hat unbedeutende Mengen dieses Kernmaterials mitgenommen. Es ist ungewiss, wie lange das Störungsereignis zurückliegt. Laut einer Analyse der Kraterprozesse von Ida ist seine Oberfläche mehr als eine Milliarde Jahre alt. Dies steht jedoch nicht im Einklang mit dem geschätzten Alter des Ida-Dactyl-Systems von weniger als 100 Millionen Jahren; Es ist unwahrscheinlich, dass Dactyl aufgrund seiner geringen Größe der Zerstörung bei einer größeren Kollision länger entgangen wäre. Der Unterschied in den Altersschätzungen kann durch eine erhöhte Kraterrate durch die Trümmer der Zerstörung des Koronis-Mutterkörpers erklärt werden.

Daktylus

Daktylus
Dactyl1.jpg
Hochauflösendes Bild von Dactyl, aufgenommen, als Galileo etwa 3.900 km vom Mond entfernt war
Entdeckung
Entdeckt von Anna Harsch
Fundort Galileo -Raumschiff
Entdeckungsdatum 17. Februar 1994
Bezeichnungen
(243) Ida I Dactyl
Aussprache / ˈ d æ k t ɪ l / DAK -til
Benannt nach
 Daktylen
1993 (243) 1
Adjektive Daktylisch / d æ k ˈ t ɪ l ich ə n /
Orbitale Eigenschaften
90 km zum Zeitpunkt der Entdeckung
prograd, ca. 20 Std
Neigung ca. 8°
Satellit von Ida
Physikalische Eigenschaften
Maße 1,6×1,4×1,2 km
synchron
Temperatur 200 K (–73 ° C; –100 ° F)

Ida hat einen Mond namens Dactyl, offizielle Bezeichnung (243) Ida I Dactyl . Es wurde auf Bildern entdeckt, die 1993 von der Raumsonde Galileo während ihres Vorbeiflugs aufgenommen wurden. Diese Bilder lieferten die erste direkte Bestätigung eines Asteroidenmonds. Zu dieser Zeit war es von Ida durch eine Entfernung von 90 Kilometern (56 Meilen) getrennt und bewegte sich in einer prograden Umlaufbahn . Dactyl ist wie Ida stark verkratert und besteht aus ähnlichen Materialien. Sein Ursprung ist ungewiss, aber Beweise aus dem Vorbeiflug deuten darauf hin, dass es als Fragment des Koronis-Mutterkörpers entstanden ist.

Entdeckung

Dactyl wurde am 17. Februar 1994 von Ann Harch, Mitglied der Galileo -Mission, gefunden, als sie verzögerte Bilddownloads von der Raumsonde untersuchte. Galileo nahm im August 1993 über einen Beobachtungszeitraum von 5,5 Stunden 47 Bilder von Dactyl auf. Das Raumschiff war 10.760 Kilometer (6.690 Meilen) von Ida und 10.870 Kilometer (6.750 Meilen) von Dactyl entfernt, als 14 Minuten zuvor das erste Bild des Mondes aufgenommen wurde Galileo kam ihm am nächsten.

Dactyl wurde ursprünglich 1993 (243) 1 bezeichnet . Es wurde 1994 von der Internationalen Astronomischen Union nach den mythologischen Dactyls benannt, die den Berg Ida auf der Insel Kreta bewohnten .

Physikalische Eigenschaften

Dactyl ist ein "eiförmiges", aber "bemerkenswert kugelförmiges" Objekt mit den Maßen 1,6 x 1,4 x 1,2 Kilometer (0,99 x 0,87 x 0,75 Meilen). Es ist so ausgerichtet, dass seine längste Achse auf Ida zeigt. Wie bei Ida weist die Oberfläche von Dactyl Sättigungskrater auf. Es ist von mehr als einem Dutzend Kratern mit einem Durchmesser von mehr als 80 m (260 ft) gekennzeichnet, was darauf hinweist, dass der Mond in seiner Geschichte viele Kollisionen erlitten hat. Mindestens sechs Krater bilden eine lineare Kette, was darauf hindeutet, dass sie durch lokal produzierte Trümmer verursacht wurden, die möglicherweise von Ida ausgestoßen wurden. Die Krater von Dactyl können im Gegensatz zu denen auf Ida zentrale Gipfel enthalten. Diese Merkmale und die Kugelform von Dactylus implizieren, dass der Mond trotz seiner geringen Größe von der Schwerkraft kontrolliert wird. Wie Ida beträgt seine Durchschnittstemperatur etwa 200 K (–73 ° C; –100 ° F).

Dactyl teilt viele Eigenschaften mit Ida. Ihre Albedos und Reflexionsspektren sind sehr ähnlich. Die kleinen Unterschiede deuten darauf hin, dass der Weltraumverwitterungsprozess auf Dactyl weniger aktiv ist. Seine geringe Größe würde die Bildung erheblicher Mengen an Regolith unmöglich machen. Dies steht im Gegensatz zu Ida, das von einer tiefen Regolithschicht bedeckt ist.

Die beiden größten abgebildeten Krater auf Dactyl wurden Acmon / ˈ æ km ə n / und Celmis / ˈ s ɛ l m ɪ s / genannt , nach zwei der mythologischen Dactyls . Acmon ist der größte Krater im obigen Bild, und Celmis befindet sich am unteren Rand des Bildes, größtenteils im Schatten verdeckt. Die Krater haben einen Durchmesser von 300 bzw. 200 Metern.

Orbit

Diagramm der möglichen Umlaufbahnen von Dactyl um Ida

Dactyls Umlaufbahn um Ida ist nicht genau bekannt. Galileo befand sich in der Ebene von Dactyls Umlaufbahn, als die meisten Bilder aufgenommen wurden, was die Bestimmung seiner genauen Umlaufbahn erschwerte. Dactyl umkreist in prograder Richtung und ist etwa 8 ° zum Äquator von Ida geneigt. Basierend auf Computersimulationen muss das Perizentrum von Dactyl mehr als etwa 65 km (40 Meilen) von Ida entfernt sein, damit es in einer stabilen Umlaufbahn bleibt. Der Bereich der durch die Simulationen erzeugten Umlaufbahnen wurde durch die Notwendigkeit eingegrenzt, dass die Umlaufbahnen durch Punkte verlaufen, an denen Galileo Dactyl am 28. August 1993 um 16:52:05 Uhr UT beobachtete, etwa 90 km (56 Meilen) von Ida entfernt Länge 85°. Am 26. April 1994 beobachtete das Hubble-Weltraumteleskop Ida acht Stunden lang und konnte Dactyl nicht entdecken. Es hätte es beobachten können, wenn es mehr als etwa 700 km von Ida entfernt gewesen wäre.

In einer kreisförmigen Umlaufbahn in der Entfernung, aus der es gesehen wurde, würde Dactyls Umlaufzeit etwa 20 Stunden betragen. Seine Umlaufgeschwindigkeit beträgt ungefähr 10 m / s (33 ft / s), "ungefähr die Geschwindigkeit eines schnellen Laufs oder eines langsam geworfenen Baseballs".

Alter und Herkunft

Dactyl ist möglicherweise zur gleichen Zeit wie Ida aus der Störung des Koronis-Elternkörpers entstanden. Es könnte sich jedoch in jüngerer Zeit gebildet haben, vielleicht als Auswurf von einem großen Aufprall auf Ida. Es ist äußerst unwahrscheinlich, dass es von Ida gefangen genommen wurde. Dactyl hat möglicherweise vor etwa 100 Millionen Jahren einen großen Einfluss erlitten, der seine Größe verringerte.

Siehe auch

Anmerkungen

Verweise

Zeitungsartikel

Bücher

Sonstiges

Externe Links