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Aggiornato il 03/01/2020
(243) IDA e Dattilo
243 Ida è un asteroide della fascia principale, appartenente alla famiglia di Koronis.
E' stato il primo asteroide di cui abbiamo avuto conferma di un satellite in orbita di nome Dattilo con un diametro di circa 1,4 km.
Scoperta e nome:
Ida fu scoperto il 29 settembre 1884 da un astronomo austriaco, Johann Palisa all'Osservatorio di Vienna. Era il 45° asteroide che scopriva.
Il nome Ida fu dato all'asteroide da Moriz von Kuffner, un produttore di birra e astronomo amatoriale viennese fautore dell'omonimo osservatorio. Nella mitologia greca, Ida era una ninfa di Creta che allevò il dio Zeus.
Sorvolo della Galileo:
La traiettoria di Galileo nel suo percorso verso Giove lo portò nella fascia asteroidale due volte. Durante il secondo passaggio, eseguì un flyby su Ida il 28 agosto 1993 ad una velocità di 12,4 km/s rispetto all'asteroide. Le immagini di bordo ripresero Ida da una distanza di 240.350 km fino alla distanza minima di 2.390 km. Ida è stato il secondo asteroide, dopo Gaspra, ad essere ripreso da un veicolo spaziale. Circa il 95% della superficie di Ida rientrò nelle riprese della sonda durante il flyby.
Dattilo , il satellite:
Il nome Ida fu dato all'asteroide da Moriz von Kuffner, un produttore di birra e astronomo amatoriale viennese fautore dell'omonimo osservatorio. Nella mitologia greca, Ida era una ninfa di Creta che allevò il dio Zeus.
Sorvolo della Galileo:
La traiettoria di Galileo nel suo percorso verso Giove lo portò nella fascia asteroidale due volte. Durante il secondo passaggio, eseguì un flyby su Ida il 28 agosto 1993 ad una velocità di 12,4 km/s rispetto all'asteroide. Le immagini di bordo ripresero Ida da una distanza di 240.350 km fino alla distanza minima di 2.390 km. Ida è stato il secondo asteroide, dopo Gaspra, ad essere ripreso da un veicolo spaziale. Circa il 95% della superficie di Ida rientrò nelle riprese della sonda durante il flyby.
Dattilo , il satellite:
( Dattilo il satellite di Ida ).
La sua orbita intorno a Ida non può essere determinata con molta accuratezza. Comunque, le restrizioni delle possibili orbite permettono un'approssimativa determinazione della densità di Ida, che ha rivelato che Ida è povera di minerali metallici. Dattilo e Ida hanno, perciò, caratteristiche simili, portando a pensare che abbiano avuto un'origine comune.
Dattilo è "a forma di uovo", ma "rimarchevolmente sferico" e misura 1,6 x 1,4 x 1,2 km e il suo asse più lungo è orientato verso Ida, e ruota quindi sincronamente. La superficie di Dattilo, come quella di Ida, esibisce craterizzazione satura. La superficie è segnata da più di una dozzina di crateri con un diametro più grande di 80 m, ad indicare che la piccola luna ha sofferto di molte collisioni durante la sua storia. Almeno sei crateri formano una catena lineare, suggerendo che siano stati causati da detriti formatisi localmente, possibilmente espulsi da Ida. I crateri di Dattilo potrebbero contenere delle sommità centrali, diversamente da Ida. Questo particolare, insieme alla forma sferoidale di Dattilo, implicano che la luna, nonostante la sua piccola grandezza, sia controllata gravitazionalmente. Come Ida, la sua temperatura media è di circa 200 K (-73 °C).
Dattilo condivide molte caratteristiche con Ida. Ad esempio, i loro albedo e spettri di riflessione sono molto simili. Le piccole differenze indicano che il processo di erosione spaziale su Dattilo è meno attivo. Le sue piccole dimensioni renderebbero impossibile la formazione di regolite in quantità significative.
L'orbita di Dattilo attorno Ida non è conosciuta con precisione. Galileo era sul piano orbitale di Dattilo quando scattò la maggior parte delle sue immagini e ciò rese difficile determinare la sua orbita in modo esatto. L'orbita di Dattilo ha direzione prograda ed è inclinata di 8° rispetto all'equatore di Ida. Basandosi su simulazioni al computer, il periapside di Dattilo, dovrebbe trovarsi ad una distanza da Ida maggiore di 65 km per rimanere su un'orbita stabile. Le diverse soluzioni orbitali generate dalle simulazioni trovano un limite nella necessità di avere un'orbita passante per i punti nei quali era presente quando fu osservato da Galileo alle 16:52:05 UT del 28 agosto 1993, a circa 90 km di distanza da Ida ad una longitudine di 85°.
Il 26 aprile 1994, il Telescopio Spaziale Hubble osservò Ida per otto ore, ma non fu in grado di individuare Dattilo. L'individuazione sarebbe stata possibile se la luna si fosse trovata ad una distanza maggiore di 700 km da Ida.
Supponendo che la sua orbita attorno a Ida sia circolare, Dattilo ha un periodo orbitale di 20 ore. La sua velocità orbitale è approssimativamente di 10 m/s, "più o meno la velocità di una corsa veloce o di una palla da baseball lanciata lentamente".
Dati fisici di Ida:
Ha una forma irregolare e allungata ed è apparentemente composto da due larghi oggetti tenuti insieme in una forma allungata con dimensioni di 53,6 × 24,0 × 15,2 km.
La massa di Ida è compresa tra i 3,65 e i 4,99 × 10E19 kg. Il suo campo gravitazionale produce un'accelerazione di circa 0,3-1,1 cm/s² sulla sua superficie. Questo campo è così debole che un astronauta posizionato sulla sua superficie potrebbe saltare da una delle estremità di Ida all'altra, e un oggetto che si muove a più di 20 m/s sfuggirebbe all'asteroide.
Mentre il suo periodo di rotazione corrisponde a 4,63 h.
L'asse di rotazione di Ida ha un periodo di precessione di 77 mila anni, a causa della gravità del Sole che agisce sulla forma non sferica dell'asteroide.
| Caratteristiche fisiche | |
|---|---|
| Dimensioni | 59,8 × 25,4 × 18,6 km |
Raggio medio
| 15.7 km |
| Massa | 4,2 ± 0,6 × 10 16 kg |
| 2,6 ± 0,5 g / cm 3 | |
Gravità superficiale
| 0,3–1,1 cm / s 2 |
Periodo di rotazione
| 4,63 ore (0,193 giorni) |
| 168,76 ° | |
| −2,88 ° | |
Albedo geometrico
| 0,2383 |
| Temperatura | 200 K (−73 ° C) |
Tipo spettrale
| S |
Magnitudine assoluta (H)
| +9,94 |
Superficie:
La sua superficie è abbastanza craterizzata e presenta una vasta varietà di crateri differenti per età e grandezza, e vicino ai crateri, sono evidenti altri particolari, come solchi, creste e sporgenze. Ida è coperta da uno spesso strato di regolite, liberatasi dai detriti, che oscurano la roccia solida sottostante.
La superficie di Ida è ricoperta da uno strato di roccia polverizzata, chiamata regolite, per uno spessore di 50–100 m. Questo materiale fu prodotto da impatti e distribuito sulla superficie di Ida dai processi geologici. Le osservazioni di Galileo forniscono prove di recenti movimenti di regolite lungo i pendii. La regolite presente su Ida è composta di silicati quali olivina e pirossene. I suoi cambiamenti nel corso del tempo sono dovuti ad un processo chiamato erosione spaziale. A causa di questo processo, la regolite meno recente appare più rossa rispetto al materiale apparso sulla superficie recentemente.
I frammenti di detriti più grandi e i massi sono chiamati ejecta block, e parecchi di questi sono stati osservati sulla superficie, e parzialmente immersi nella regolite di Ida, sono stati identificati 20 grandi ejecta block di larghezza compresa tra i 40 e i 150 m.
Lo spettro di riflessione di Ida fu misurato il 16 settembre 1980 dagli astronomi David James Tholen e Edward F. Tedesco come parte del programma ECAS. Il suo spettro risultò essere uguale a quello degli asteroidi di tipo S.
( Un blocco semi-sepolto nella regolite ).
Composizione:
Ida è classificato come un asteroide di tipo S basandosi sulla somiglianza del suo spettro di riflessione con quello di asteroidi simili. Gli asteroidi di questo tipo condividono la propria composizione con quella delle meteoriti ferro-rocciose o della condrite. La composizione interna non è stata analizzata direttamente, ma si suppone essere simile ai materiali contenuti nelle condriti in base alle osservazioni delle variazioni di colore della superficie e alla sua densità apparente di 2,27-3,10 g/cm³. Le condriti contengono quantità variabili di silicati, quali olivina e pirossene, ferro e feldspato. L'olivina e il pirossene sono stati rilevati su Ida da Galileo. Il contenuto di minerale sembra essere omogeneo in tutta la sua estensione. Galileo ha rilevato anche variazioni minime sulla superficie e la rotazione dell'asteroide indica una densità uniforme. Supponendo che la sua composizione sia simile a quella delle condriti, la cui densità va dai 3,48 ai 3,64 g/cm³, Ida avrebbe una porosità dall'11 al 42%.
L'interno di Ida contiene, probabilmente, quantità di roccia da impatto o da frattura, chiamata megaregolite. Lo strato di megaregolite di Ida si estende da centinaia di metri a pochi chilometri al di sotto della superficie. Alcune rocce nell'interno di Ida potrebbero essersi spaccate al di sotto dei larghi crateri Mammoth, Lascaux e Undara.
Forma:
Ida è un asteroide fortemente allungato, con una superficie irregolare, che ricorda la forma di un cornetto. La lunghezza di Ida è 2,35 volte la sua profondità, e una specie di "strozzatura centrale" divide l'asteroide in due parti geologicamente diverse. Questa forma compressa è coerente con l'ipotesi che Ida si sia costituito a partire da due grandi componenti massicce separate, e che dei detriti abbiano riempito lo spazio tra di loro. Questi detriti tuttavia, non furono rilevati nelle immagini ad alta risoluzione scattate da Galileo. Sebbene su Ida ci siano alcuni ripidi pendii con un'inclinazione superiore ai 50º, la pendenza generalmente non supera i 35º.
La forma irregolare di Ida è responsabile dell'elevata irregolarità del campo gravitazionale dell'asteroide. L'accelerazione in superficie è più bassa alle estremità dell'asteroide a causa della loro elevata velocità di rotazione. È anche bassa vicino alla "strozzatura centrale" perché la massa dell'asteroide è concentrata nelle due metà, ovvero, lontano dalla "strozzatura" stessa.
Ida viene classificato come un asteroide di tipo S basandosi su misurazioni spettroscopiche da terra. La composizione degli asteroidi di tipo S era incerta prima dei flyby di Galileo; in seguito a questa missione si è supposto che essi sono composti da due minerali che sono stati rilevati nelle meteoriti che cadono sulla Terra: condrite ordinaria e meteorite ferro-rocciosa. La stabilità a lungo termine dell'orbita di Dattilo induce a pensare che la densità di Ida sia inferiore a 3,2 g/cm³. Tutto ciò esclude una composizione ferro-rocciosa; se Ida fosse fatta di materiali ricchi di ferro e nichel con una densità di 5 g/cm³, dovrebbe contenere più del 40% di spazio vuoto.
Le immagini di Galileo portarono anche a scoprire che su Ida ha luogo l'erosione spaziale, un processo che col passare del tempo causa una colorazione più rossa nelle regioni più vecchie.
Lo stesso processo avviene anche su Dattilo che mostra però meno cambiamenti.
Quest'azione sulla superficie di Ida ha rivelato un altro dettaglio sulla sua composizione: lo spettro di riflessione delle parti appena esposte dall'erosione della superficie assomiglia alle ordinarie condriti, ma le regioni più vecchie hanno uno spettro simile a quello degli asteroidi di tipo S.
Entrambe le scoperte, gli effetti del tempo meteorologico spaziale e la bassa densità, portarono ad una nuova comprensione riguardo al rapporto esistente fra gli asteroidi di tipo S e le condriti ordinarie. Gli asteroidi di tipo S sono il tipo di asteroide più numeroso nella parte interna della fascia degli asteroidi. Le condriti ordinarie sono, allo stesso modo, il tipo più comune di meteorite trovata sulla Terra. Lo spettro di riflessione misurato dalle osservazioni remote degli asteroidi di tipo S, comunque, non corrisponde a quello delle condriti ordinarie. Il flyby di 'Galileo' su Ida ha permesso di formulare l'ipotesi che alcuni asteroidi di tipo S, in particolare quelli della famiglia di Koronis, potrebbero essere la fonte di questi meteoriti.
Struttura:
Molte importanti strutture caratterizzano la superficie di Ida. L'asteroide sembra essere diviso in due metà, comunemente indicate come regione 1 e regione 2, collegate da una "strozzatura". Questo tratto potrebbe essere stato riempito dai detriti, oppure potrebbe essere il risultato dell'espulsione di materiale dall'asteroide in seguito a vari impatti.
- La regione 1 di Ida contiene due grandi strutture. Una è una prominente dorsale lunga 40 km chiamata Townsend Dorsum che si estende per 150 gradi attorno alla superficie. La seconda struttura è la Vienna Regio, una grande depressione della superficie di Ida.
- La regione 2 presenta molti insiemi di solchi, la maggior parte dei quali sono larghi 100 metri o meno e hanno una lunghezza che arriva fino a 4 km; sono localizzati in prossimità dei crateri Mammoth, Lascaux e Kartchner pur senza essere connessi con questi. Alcuni solchi sono stati messi in relazione con impatti astronomici, come ad esempio un gruppo situato di fronte a Vienna Regio.
Crateri:
Ida è uno dei corpi più densamente craterizzati nel Sistema Solare, e gli impatti hanno costituito il processo primario nello scolpire la sua superficie. La craterizzazione ha raggiunto il punto di saturazione, ovvero nuovi impatti cancellano l'evidenza dei più vecchi, lasciando il numero totale dei crateri approssimativamente invariato. La superficie è coperta da crateri di tutte le dimensioni e di tutti gli stadi di degradazione, e che variano in età dai più recenti a quelli risalenti a Ida stessa. I cratere più antichi in assoluto dovrebbero essersi formati durante la fase di rottura dei corpi appartenenti alla Famiglia di Koronis. Il cratere più largo, Lascaux, misura quasi 12 km di diametro.
La regione 2 contiene quasi tutti i crateri più larghi di 6 km in diametro, mentre la regione 1 non ne ha per niente. Alcuni crateri sono disposti in catene.
I più grandi crateri hanno preso il nome da grotte e da tunnel di lava della Terra. Il cratere Azzurra, per esempio, prende il nome dalla grotta sommersa dell'isola di Capri conosciuta come Grotta Azzurra. Azzurra sembra essere il risultato del più recente impatto avvenuto su Ida. Gli ejecta block che sono derivati da questa collisione sono distribuiti in maniera discontinua sulla superficie di Ida e sono responsabili delle variazioni a larga scala di colore e di albedo della superficie.
Un'eccezione alla morfologia dei crateri è il recente Fingal, un cratere asimmetrico che, su un lato, ha un netto limite tra il fondo e le pareti. Un altro cratere significante è Afon, che segna il meridiano primo di Ida.
I crateri hanno una struttura semplice: sono a forma di scodella senza una base piatta e senza sommità centrali. Essi sono distribuiti uniformemente su Ida, ad eccezione di una zona a nord del cratere Choukoutien che è più piana e meno craterizzata. Gli ejecta scavati da impatti sono depositati in maniera differente rispetto ai pianeti a causa della rapida rotazione, della bassa gravità e della forma irregolare. Gli ejecta blanket si posizionano asimmetricamente attorno ai loro crateri, ad eccezione di quelli scagliati con una velocità abbastanza alta da sfuggire dall'asteroide, che in questo caso vanno permanentemente perduti.
Parametri orbitali:
Come gli altri asteroidi che fanno parte della fascia principale, l'orbita di Ida si trova tra quelle di Marte e Giove (2,8625298 UA) , ha una bassa eccentricità (0,0423704), e la sua orbita è inclinata di 1,13290° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione è pari a 4,84 anni.
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
_____________________________________________________La superficie di Ida è ricoperta da uno strato di roccia polverizzata, chiamata regolite, per uno spessore di 50–100 m. Questo materiale fu prodotto da impatti e distribuito sulla superficie di Ida dai processi geologici. Le osservazioni di Galileo forniscono prove di recenti movimenti di regolite lungo i pendii. La regolite presente su Ida è composta di silicati quali olivina e pirossene. I suoi cambiamenti nel corso del tempo sono dovuti ad un processo chiamato erosione spaziale. A causa di questo processo, la regolite meno recente appare più rossa rispetto al materiale apparso sulla superficie recentemente.
I frammenti di detriti più grandi e i massi sono chiamati ejecta block, e parecchi di questi sono stati osservati sulla superficie, e parzialmente immersi nella regolite di Ida, sono stati identificati 20 grandi ejecta block di larghezza compresa tra i 40 e i 150 m.
Lo spettro di riflessione di Ida fu misurato il 16 settembre 1980 dagli astronomi David James Tholen e Edward F. Tedesco come parte del programma ECAS. Il suo spettro risultò essere uguale a quello degli asteroidi di tipo S.
Composizione:
Ida è classificato come un asteroide di tipo S basandosi sulla somiglianza del suo spettro di riflessione con quello di asteroidi simili. Gli asteroidi di questo tipo condividono la propria composizione con quella delle meteoriti ferro-rocciose o della condrite. La composizione interna non è stata analizzata direttamente, ma si suppone essere simile ai materiali contenuti nelle condriti in base alle osservazioni delle variazioni di colore della superficie e alla sua densità apparente di 2,27-3,10 g/cm³. Le condriti contengono quantità variabili di silicati, quali olivina e pirossene, ferro e feldspato. L'olivina e il pirossene sono stati rilevati su Ida da Galileo. Il contenuto di minerale sembra essere omogeneo in tutta la sua estensione. Galileo ha rilevato anche variazioni minime sulla superficie e la rotazione dell'asteroide indica una densità uniforme. Supponendo che la sua composizione sia simile a quella delle condriti, la cui densità va dai 3,48 ai 3,64 g/cm³, Ida avrebbe una porosità dall'11 al 42%.
L'interno di Ida contiene, probabilmente, quantità di roccia da impatto o da frattura, chiamata megaregolite. Lo strato di megaregolite di Ida si estende da centinaia di metri a pochi chilometri al di sotto della superficie. Alcune rocce nell'interno di Ida potrebbero essersi spaccate al di sotto dei larghi crateri Mammoth, Lascaux e Undara.
Forma:
Ida è un asteroide fortemente allungato, con una superficie irregolare, che ricorda la forma di un cornetto. La lunghezza di Ida è 2,35 volte la sua profondità, e una specie di "strozzatura centrale" divide l'asteroide in due parti geologicamente diverse. Questa forma compressa è coerente con l'ipotesi che Ida si sia costituito a partire da due grandi componenti massicce separate, e che dei detriti abbiano riempito lo spazio tra di loro. Questi detriti tuttavia, non furono rilevati nelle immagini ad alta risoluzione scattate da Galileo. Sebbene su Ida ci siano alcuni ripidi pendii con un'inclinazione superiore ai 50º, la pendenza generalmente non supera i 35º.
La forma irregolare di Ida è responsabile dell'elevata irregolarità del campo gravitazionale dell'asteroide. L'accelerazione in superficie è più bassa alle estremità dell'asteroide a causa della loro elevata velocità di rotazione. È anche bassa vicino alla "strozzatura centrale" perché la massa dell'asteroide è concentrata nelle due metà, ovvero, lontano dalla "strozzatura" stessa.
Ida viene classificato come un asteroide di tipo S basandosi su misurazioni spettroscopiche da terra. La composizione degli asteroidi di tipo S era incerta prima dei flyby di Galileo; in seguito a questa missione si è supposto che essi sono composti da due minerali che sono stati rilevati nelle meteoriti che cadono sulla Terra: condrite ordinaria e meteorite ferro-rocciosa. La stabilità a lungo termine dell'orbita di Dattilo induce a pensare che la densità di Ida sia inferiore a 3,2 g/cm³. Tutto ciò esclude una composizione ferro-rocciosa; se Ida fosse fatta di materiali ricchi di ferro e nichel con una densità di 5 g/cm³, dovrebbe contenere più del 40% di spazio vuoto.
Le immagini di Galileo portarono anche a scoprire che su Ida ha luogo l'erosione spaziale, un processo che col passare del tempo causa una colorazione più rossa nelle regioni più vecchie.
Lo stesso processo avviene anche su Dattilo che mostra però meno cambiamenti.
Quest'azione sulla superficie di Ida ha rivelato un altro dettaglio sulla sua composizione: lo spettro di riflessione delle parti appena esposte dall'erosione della superficie assomiglia alle ordinarie condriti, ma le regioni più vecchie hanno uno spettro simile a quello degli asteroidi di tipo S.
Entrambe le scoperte, gli effetti del tempo meteorologico spaziale e la bassa densità, portarono ad una nuova comprensione riguardo al rapporto esistente fra gli asteroidi di tipo S e le condriti ordinarie. Gli asteroidi di tipo S sono il tipo di asteroide più numeroso nella parte interna della fascia degli asteroidi. Le condriti ordinarie sono, allo stesso modo, il tipo più comune di meteorite trovata sulla Terra. Lo spettro di riflessione misurato dalle osservazioni remote degli asteroidi di tipo S, comunque, non corrisponde a quello delle condriti ordinarie. Il flyby di 'Galileo' su Ida ha permesso di formulare l'ipotesi che alcuni asteroidi di tipo S, in particolare quelli della famiglia di Koronis, potrebbero essere la fonte di questi meteoriti.
Struttura:
Molte importanti strutture caratterizzano la superficie di Ida. L'asteroide sembra essere diviso in due metà, comunemente indicate come regione 1 e regione 2, collegate da una "strozzatura". Questo tratto potrebbe essere stato riempito dai detriti, oppure potrebbe essere il risultato dell'espulsione di materiale dall'asteroide in seguito a vari impatti.
- La regione 1 di Ida contiene due grandi strutture. Una è una prominente dorsale lunga 40 km chiamata Townsend Dorsum che si estende per 150 gradi attorno alla superficie. La seconda struttura è la Vienna Regio, una grande depressione della superficie di Ida.
- La regione 2 presenta molti insiemi di solchi, la maggior parte dei quali sono larghi 100 metri o meno e hanno una lunghezza che arriva fino a 4 km; sono localizzati in prossimità dei crateri Mammoth, Lascaux e Kartchner pur senza essere connessi con questi. Alcuni solchi sono stati messi in relazione con impatti astronomici, come ad esempio un gruppo situato di fronte a Vienna Regio.
Crateri:
Ida è uno dei corpi più densamente craterizzati nel Sistema Solare, e gli impatti hanno costituito il processo primario nello scolpire la sua superficie. La craterizzazione ha raggiunto il punto di saturazione, ovvero nuovi impatti cancellano l'evidenza dei più vecchi, lasciando il numero totale dei crateri approssimativamente invariato. La superficie è coperta da crateri di tutte le dimensioni e di tutti gli stadi di degradazione, e che variano in età dai più recenti a quelli risalenti a Ida stessa. I cratere più antichi in assoluto dovrebbero essersi formati durante la fase di rottura dei corpi appartenenti alla Famiglia di Koronis. Il cratere più largo, Lascaux, misura quasi 12 km di diametro.
La regione 2 contiene quasi tutti i crateri più larghi di 6 km in diametro, mentre la regione 1 non ne ha per niente. Alcuni crateri sono disposti in catene.
I più grandi crateri hanno preso il nome da grotte e da tunnel di lava della Terra. Il cratere Azzurra, per esempio, prende il nome dalla grotta sommersa dell'isola di Capri conosciuta come Grotta Azzurra. Azzurra sembra essere il risultato del più recente impatto avvenuto su Ida. Gli ejecta block che sono derivati da questa collisione sono distribuiti in maniera discontinua sulla superficie di Ida e sono responsabili delle variazioni a larga scala di colore e di albedo della superficie.
Un'eccezione alla morfologia dei crateri è il recente Fingal, un cratere asimmetrico che, su un lato, ha un netto limite tra il fondo e le pareti. Un altro cratere significante è Afon, che segna il meridiano primo di Ida.I crateri hanno una struttura semplice: sono a forma di scodella senza una base piatta e senza sommità centrali. Essi sono distribuiti uniformemente su Ida, ad eccezione di una zona a nord del cratere Choukoutien che è più piana e meno craterizzata. Gli ejecta scavati da impatti sono depositati in maniera differente rispetto ai pianeti a causa della rapida rotazione, della bassa gravità e della forma irregolare. Gli ejecta blanket si posizionano asimmetricamente attorno ai loro crateri, ad eccezione di quelli scagliati con una velocità abbastanza alta da sfuggire dall'asteroide, che in questo caso vanno permanentemente perduti.
Parametri orbitali:
Come gli altri asteroidi che fanno parte della fascia principale, l'orbita di Ida si trova tra quelle di Marte e Giove (2,8625298 UA) , ha una bassa eccentricità (0,0423704), e la sua orbita è inclinata di 1,13290° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione è pari a 4,84 anni.
| Caratteristiche orbitali | |
|---|---|
| Epoca 31 luglio 2016 ( JD 2457600.5) | |
| Afelio | 2.979 UA (4.457 x 10 11 m) |
| Perielio | 2.743 UA (4.103 x 10 11 m) |
semiasse-maggiore
| 2.861 UA (4.280 x 10 11 m) |
| Eccentricità | 0,0411 |
Periodo orbitale
| 1.767,644 giorni (4,83955 anni) |
| 0,2036 ° / giorno | |
Anomalia media
| 38,707 ° |
| Inclinazione | 1.132 ° |
Longitudine del nodo ascendente
| 324,016 ° |
Argomento del perielio
| 110,961 ° |
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A cura di Andreotti e Donati.
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