(243) Ida



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(243) Ida
Descripción de esta imagen, también comentada a continuación
Ida y Dactyl al fondo
Características orbitales
Período 14 de julio de 2004 ( JJ 2453200.5)
Basado en 4.441 observaciones que cubren 138.18 años , U = 0
Semieje mayor ( a ) 428 000 x 10 6 km
(2,861 AU )
Perihelio ( q ) 408.162 × 10 6 km
(2.728 AU )
Afelia ( Q ) 447.837 x 10 6 km
(2.994 AU )
Excentricidad ( e ) 0,046
Período de revolución ( P rev ) 1767,564 d
(4,84 a )
Velocidad orbital media ( v orb ) 17,60 km / s
Inclinación ( i ) 1,138 °
Longitud del nodo ascendente ( Ω ) 324.217 °
Argumento del perihelio ( ω ) 108,809 °
Anomalía media ( M 0 ) 225.051 °
Categoría Cinturón de asteroides de la
familia Coronis
Satélites conocidos Dáctilo
Características físicas
Dimensiones 56 × 24 × 21 kilometros
Masa ( m ) 1 × 10 17 kg
Densidad ( ρ ) 2.500 kg / m 3
Gravedad ecuatorial en la superficie ( g ) 0,015 m / s 2
Velocidad de liberación ( v lib ) 0,025 km / s
Período de rotación ( P rot ) 0,1924 d
Clasificación espectral S
Magnitud absoluta ( H ) 9,94
Albedo ( A ) 0,24
Temperatura ( t ) ~ 158 K

Descubrimiento
Con fecha de 29 de septiembre de 1884
Descubierto por Johann palisa
Lleva el nombre de Ida (ninfa)
Designacion A910 CD
1988 DB 1

(243) Ida es un asteroide de la familia Coronis , él mismo ubicado en el cinturón principal y que tiene la particularidad de tener una luna de asteroides . Fue descubierto enpor el astrónomo Johann Palisa y el nombre de una ninfa de la mitología griega . Las observaciones posteriores clasificaron a Ida como un asteroide de tipo S , el más representado en el cinturón de asteroides interior. La, la sonda Galileo , con destino a Júpiter, fotografió a Ida y su luna Dactylus . Es el segundo asteroide observado de cerca por una nave espacial y el primero que tiene un satélite.

Como todos los asteroides del cinturón principal, la órbita de Ida se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter . Su período de revolución es de 4,84 años y su período de rotación es de 4,63 horas. Ida, de forma irregular y alargada, tiene un diámetro medio de 31,4  km . Parece consistir en dos grandes objetos unidos entre sí en una forma que recuerda a una media luna. Su superficie es una de las más cráteres del Sistema Solar , con una amplia variedad de tamaños y edades.

Dactyl, la luna de Ida, fue descubierta por un miembro de la misión Galileo llamada Ann Harch a partir de las imágenes recibidas. El nombre que se le da proviene de los Dactyls en la mitología griega, las criaturas que habitaban el monte Ida . Dactyl, con solo 1,4 kilómetros de diámetro, es aproximadamente una vigésima parte del tamaño de Ida. Su órbita alrededor de Ida no se pudo determinar con gran precisión. Sin embargo, los estudios han permitido estimar la densidad de Ida y han revelado que está agotado en minerales metálicos. Dactyl e Ida comparten muchas características, lo que sugiere un origen común.

Las imágenes de Galileo y luego la evaluación de masa posterior de Ida proporcionaron nuevas pistas sobre la geología de los asteroides de tipo S. Antes del sobrevuelo de la sonda, se propusieron muchas teorías para explicar su composición mineral. La determinación de su composición permite correlacionar la caída de un meteorito en la Tierra con su origen en el cinturón de asteroides. Los datos devueltos de este sobrevuelo de Ida revelaron que los asteroides de tipo S son la fuente de meteoritos de condrita ordinarios , que es el tipo más común que se puede encontrar en la superficie de la Tierra.

Descubrimiento y observaciones

Ida fue descubierta el por el astrónomo austríaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena . Fue su 45 º  descubrimiento de asteroides. Ida fue nombrada por Moriz von Kuffner, un cervecero de Viena y astrónomo aficionado. En la mitología griega, Ida es una ninfa de Creta que crió al dios Zeus . Ida fue reconocida como miembro de la familia de asteroides Coronis por el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama , quien propuso en 1918 que el grupo constituía los restos de un cuerpo destruido inicialmente.

Se midió el espectro de reflexión de Idapor los astrónomos David J. Tholen y Edward F. Tedesco como parte del Estudio de asteroides en ocho colores (ECAS). Su espectro correspondía a la clasificación de asteroides tipo S. Muchas observaciones fueron hechas de Ida a principios de 1993 por el Observatorio Naval de los Estados Unidos ubicado en Flagstaff, Arizona, así como por el Observatorio Oak Ridge ubicado en Harvard. Permitieron medir mejor la órbita de Ida alrededor del Sol y redujeron la incertidumbre de su posición, gracias al sobrevuelo de la sonda Galileo , de 78  km a 60  km .

Exploración

Resumen de Galileo

La sonda Galileo , que se dirigía hacia Júpiter , sobrevoló el asteroide Ida en 1993. Los pasajes cercanos a los asteroides Gaspra e Ida eran secundarios a su misión. Fueron elegidos como objetivos después del establecimiento de una política de la NASA, con el fin de probar el sobrevuelo de asteroides por parte de naves espaciales que atraviesan el cinturón de asteroides. Ninguna misión había intentado anteriormente tal sobrevuelo.

Galileo fue puesto en órbita por el transbordador espacial Atlantis durante la misión STS-34 en. Cambiar la trayectoria de Galileo para acercarse a Ida requiere el consumo de 34  kg de propulsor . Los planificadores de la misión retrasaron la decisión de intentar el sobrevuelo del asteroide hasta estar seguros de que dejaría suficiente propulsor para que la sonda completara su misión a Júpiter. Durante su viaje a Júpiter, la sonda cruzó el cinturón de asteroides dos veces. Durante su segunda visita, el, Pasó por Ida a una velocidad relativa de 12 400  m / s o 44,640  kilometro / h .

La sonda comenzó a tomar fotos desde 240,350  km hasta la distancia más cercana de 2390  km . Ida fue el segundo asteroide después de Gaspra en ser fotografiado por una nave espacial . Casi el 95% de la superficie de Ida fue vista por la sonda durante el sobrevuelo. La transmisión de las imágenes de Ida se retrasó debido a una falla irrecuperable de la antena de alta ganancia de Galileo . Las primeras cinco imágenes se recibieron en. Incluyeron un mosaico de imágenes del asteroide con una resolución de 31 a 38 megapíxeles. Las imágenes restantes se enviaron de vuelta a la primavera siguiente, cuando la distancia de Galileo a la Tierra permitió una mayor transmisión de bits.

Descubrimientos

Los datos devueltos por Galileo del sobrevuelo de Gaspra e Ida, luego por la misión NEAR Shoemaker , permitieron el primer estudio geológico del asteroide. El área relativamente grande de Ida mostró una gran diversidad de características geológicas. El descubrimiento de su luna, Dactyl, el primer satélite confirmado de un asteroide, proporcionó información adicional sobre la composición de Ida.

Ida se clasifica como un asteroide de tipo S según las mediciones espectroscópicas en el suelo. La composición del tipo S era incierta antes del sobrevuelo de Galileo, pero se sabía que era uno de los dos minerales encontrados en los meteoritos que cayeron a la Tierra: condrita ordinaria y mixta (roca-hierro). La estimación de la densidad de Ida está limitada a menos de 3,2 g / cm 3 por la estabilidad a largo plazo de la órbita de Dactylus. Esto elimina la posibilidad de una composición de roca-hierro, para lo cual Ida debe estar compuesto por 5 g / cm 3 de hierro y un material rico en níquel, debe contener más del 40% de espacio vacío. Las imágenes de Galileo también llevaron al descubrimiento de que se estaba produciendo una "erosión espacial" en Ida, un proceso que hacía que las antiguas regiones parecieran más rojas. Este mismo proceso afecta tanto a Ida como a su luna, aunque Dactylus muestra menos cambios. La erosión de la superficie de Ida reveló otro detalle sobre su composición: los espectros de reflexión de las partes recientemente expuestas se asemejan a los de los meteoritos de condrita ordinarios, pero las regiones más antiguas coinciden con los espectros de los asteroides de tipo S.

Estos dos hallazgos, los efectos de la erosión espacial y la baja densidad, conducen a una nueva comprensión de la relación entre los asteroides de tipo S y los meteoritos de roca y hierro. Los asteroides de tipo S son más numerosos en la parte interior del cinturón de asteroides. Los meteoritos de condrita ordinarios también son el tipo más común de meteorito que se encuentra en la superficie de la Tierra. Sin embargo, los espectros de reflexión medidos por observaciones distantes de asteroides de tipo S no corresponden a los de los meteoritos de condrita ordinarios. El sobrevuelo de Ida de Galileo mostró que algunos tipos S, especialmente los de la familia Coronis , podrían ser el origen de estos meteoritos.

Características físicas

La masa de Ida está entre 3,65 y 4,99 × 10 16  kg . Su campo gravitacional produce una aceleración de aproximadamente 0,3 a 1,1 cm / s 2 en toda su superficie. Este campo es tan débil que un astronauta parado en la superficie de Ida podría saltar de un extremo al otro. Del mismo modo, un objeto que se mueva a más de 20  m / s ( 72  km / h ) podría escapar definitivamente del campo gravitacional del asteroide. Ida es un asteroide claramente alargado, algo en forma de media luna y con una superficie irregular. Es 2,35 veces más largo que ancho y con un área de demarcación que separa el asteroide en dos partes diferentes. Esta zona es compatible con el hecho de que Ida está formada por dos grandes elementos sólidos, con un conjunto de escombros que llenan el espacio entre estos elementos. Sin embargo, ninguno de estos restos se pudo observar en las imágenes de alta resolución de Galileo . Aunque hay algunas pendientes empinadas en Ida que se inclinan hacia arriba alrededor de 50 ° , las pendientes generalmente no superan los 35 ° . La forma irregular de Ida es responsable de la fuerte irregularidad del campo gravitacional del asteroide. La aceleración superficial es menor en los extremos debido a su rápida velocidad de rotación. También es débil cerca de la zona de demarcación porque la masa del asteroide se concentra en cada una de las dos partes, lejos de esta zona.

Topografía

La superficie de Ida está llena de cráteres y predominantemente gris, aunque algunas pequeñas variaciones de color indican nuevas formas y superficies descubiertas. Además de los cráteres, son evidentes otras características como surcos, crestas y protuberancias. El asteroide está cubierto por una gruesa capa de "  regolito  ", por grandes escombros que oscurecen la roca debajo. Los grandes bloques de piedra, fragmentos de escombros, se denominan "bloques de eyección" y se han observado varios de ellos en la superficie.

Regolito

La capa de roca pulverizada que cubre la superficie de Ida se llama regolito . Esta capa se extiende sobre un espesor de 50 a 100  m . Este material fue producido por impactos y se redistribuyó en la superficie de Ida siguiendo procesos geológicos. Galileo mostró claramente evidencia de deslizamiento reciente de regolito. El regolito de Ida está compuesto por los minerales silicato de olivino y piroxeno . Su apariencia cambia con el tiempo a través de un proceso llamado "erosión espacial". Como resultado de este proceso, el regolito más antiguo parece más rojo en comparación con el material recién expuesto.

Se han identificado unos 20 grandes bloques de eyección (de 40 a 150  m de diámetro), incrustados en el regolito de Ida. Los bloques de eyección constituyen la mayor parte del regolito. Se cree que los bloques de eyección se rompen rápidamente con el impacto, por lo que los presentes en la superficie deben haberse formado o descubierto recientemente por el impacto. La mayoría de ellos se encuentran dentro de los cráteres Lascaux y Mammoth, pero es posible que no se hayan producido allí. Esta región atrae los escombros debido al campo gravitacional irregular de Ida. Algunos bloques pueden haber sido expulsados ​​del cráter joven Azzurra ubicado al otro lado del asteroide.

Estructuras

Varias estructuras importantes aparecen en la superficie de Ida. El asteroide parece estar dividido en dos partes, que aquí se pueden denominar Región1 y Región2 , conectadas entre sí por un "cinturón". Esta característica puede haber sido rellenada por escombros o expulsada del asteroide por impactos.

El Región1 contiene dos grandes estructuras. La primera es una cresta prominente de 40  km llamada Townsend Dorsum , en referencia a Tim E. Townsend, miembro del equipo de imágenes de Galileo . Se extiende 150  grados alrededor de la superficie de Ida. La otra estructura importante es una sangría llamada Vienna Regio .

La Región2 se caracteriza por varios conjuntos de ranuras, la mayoría tiene un ancho de aproximadamente 100  my una longitud de hasta 4  km . Están ubicados no lejos de los cráteres Mammoth , Lascaux y Kartchner, pero sin estar conectados a ellos. Algunos surcos están vinculados a impactos importantes, por ejemplo, los que se encuentran frente a Vienna Regio .

Cráteres

Ida es uno de los asteroides con más cráteres conocidos en el Sistema Solar y estos impactos fueron los primeros procesos para dar forma a su superficie. El cráter ha llegado a su punto de saturación, lo que significa que nuevos impactos borran al primero, dejando sustancialmente la misma cantidad de cráteres, vienen en todos los tamaños y con diferentes etapas de degradación y edades evolucionando desde el más nuevo al mismo Ida. El más antiguo parece haberse formado durante la desintegración de la familia Coronis. El más grande, Lascaux , cubre casi 12  km . No hay un cráter grande en la Región 1 mientras que la Región 2 contiene casi todos los cráteres de más de 6  km de diámetro. Algunos cráteres también están dispuestos en cadenas.

Los cráteres principales recibieron su nombre de cuevas y túneles de lava ubicados en la Tierra. El cráter Azzurra , por ejemplo, recibió su nombre de una cueva sumergida ubicada en la costa de la isla de Capri, la Grotta Azzurra . Azzurra parece ser el impacto importante más reciente en Ida. La eyección de este impacto se distribuye irregularmente sobre Ida y es la principal responsable de su color, así como de las variaciones en el albedo de su superficie. El cráter asimétrico y más nuevo llamado Fingal forma una excepción a la morfología de los cráteres porque tiene un borde bien definido entre el fondo y el borde del cráter en un lado. Otro cráter importante, Afon , marca el primer meridiano de Ida.

La estructura de los cráteres es simple: en forma de cuenco, sin fondos planos y sin pico central. Están distribuidos uniformemente sobre Ida, con la excepción de una protuberancia al norte del cráter Choukoutien que es más suave y menos cráter. La eyección excavada por los impactos se distribuye de manera diferente en Ida en comparación con los planetas debido a su rápida rotación, baja gravedad y forma irregular. Las cubiertas formadas por las eyecciones están dispuestas asimétricamente alrededor de sus cráteres, pero una eyección rápida que escapa del asteroide se pierde permanentemente.

Composición

Ida fue clasificado como un asteroide de tipo S basado en la similitud de sus espectros de reflectancia con asteroides similares. Los asteroides de tipo S pueden compartir su composición con meteoritos ordinarios de condrita o roca-hierro. La composición interna no se analizó directamente, pero se asume que es similar al material de condrita ordinario basado en la observación de cambios en el color de la superficie y la densidad aparente de Ida de 2.27 a 3.10 g / cm 3 . Los meteoritos de condrita ordinarios contienen cantidades variables de silicatos de olivino , piroxeno , hierro y feldespato . Galileo detectó olivina y piroxeno en Ida . El contenido mineral parece ser homogéneo en toda su extensión. Galileo encontró desviaciones mínimas en la superficie y la rotación del asteroide indica una densidad constante. Suponiendo que su composición sea similar a la de los meteoritos de condrita ordinarios, cuya densidad varía entre 3,48 y 3,64 g / cm 3 , Ida tendría una porosidad de entre 11 y 42%. Es probable que el interior de Ida contenga una cierta cantidad de roca fracturada por el impacto, llamada megageolito . La capa de megaregolitos de Ida se extiende desde unos pocos cientos de metros por debajo de la superficie hasta unos pocos kilómetros. Algunas rocas del núcleo pueden haberse fracturado bajo los grandes cráteres Mammoth , Lascaux y Undara .

Órbitas y rotaciones

Ida es miembro de la familia Coronis del cinturón principal de asteroides. Orbita el Sol a una distancia promedio de 2.862  UA , entre las órbitas de Marte y Júpiter. Ida tarda 4.84089 años en completar una órbita. Su período de rotación es de 4,63 horas, lo que lo convierte en uno de los asteroides que giran más rápido jamás descubierto. El momento de inercia máximo calculado de un objeto uniformemente denso de la misma forma que Ida coincide con el eje de rotación del asteroide. Esto sugiere que no hay grandes variaciones de densidad dentro del asteroide. El eje de rotación de Ida precede con un período de 77.000 años, debido a que la gravedad del Sol actúa sobre la forma no esférica del asteroide.

Origen

Ida se creó como resultado del estallido del cuerpo padre de Coronis , de aproximadamente 120  km de diámetro. El asteroide ancestro había diferenciado parcialmente los metales más pesados ​​que migraban al núcleo. Ida se llevó consigo cantidades insignificantes de este material básico. No se sabe cuánto tiempo hace que tuvo lugar este fenómeno de ruptura. Según un análisis de los procesos de formación de cráteres de Ida, su superficie tiene más de mil millones de años. Sin embargo, esto es incompatible con la edad estimada del sistema Ida-Dactyl de menos de 100 millones de años. Es poco probable que Cocksfoot, debido a su pequeño tamaño, pudiera haber escapado a la destrucción por una colisión importante durante un período tan largo. La diferencia con la edad estimada puede explicarse por una mayor tasa de craterización por escombros de la destrucción del antepasado Coronis.

Luna asteroide

Fotografía de Dactyl tomada por Galileo , que estaba a unos 3.900  km de la luna.

El pequeño satélite llamado Dactyle orbita el asteroide Ida. Su nombre es oficialmente "(243) Ida I Dactyle" y fue descubierto en imágenes tomadas por la sonda Galileo durante su vuelo en 1993. Estas imágenes proporcionaron la primera confirmación directa de una luna asteroide . En el momento del sobrevuelo, estaba separado de Ida por una distancia de 90 kilómetros y se movía en una órbita prograda. La superficie de Cocksfoot está cubierta de cráteres, como Ida, y está hecha de materiales similares. Su origen es incierto, pero los datos del sobrevuelo sugieren que su origen es un fragmento de Coronis .

Dactyl tiene sólo 1,4  km de diámetro; fue el primer satélite asteroide natural descubierto. Algunos investigadores creen que Cocksfoot se formó a partir de escombros expulsados ​​de Ida por un impacto, mientras que otros sugieren que Ida y Cocksfoot se unieron hace más de mil millones de años cuando el cuerpo celeste padre d 'Ida se rompió. Ambas hipótesis tienen deficiencias que aún no se han resuelto.

Referencias

(fr) Este artículo está tomado parcial o totalmente del artículo de Wikipedia en inglés titulado 243 Ida  " ( ver la lista de autores ) .
  1. (en) Ida y Dactyl  " , vista del sistema solar,.
  2. (en) Calvin J. Hamilton, Ida y Dactyl  " ,.
  3. (en) Herbert Raab, Johann Palisa, El descubridor visual de asteroides más exitoso ,( leer en línea [PDF] ).
  4. (en) Lutz Schmadel D., Diccionario de nombres de planetas menores , vol.  1, Springer,, 992  p. ( ISBN  978-3-540-00238-3 , leer en línea ) , pág.  50.
  5. (en) El Observatorio Kuffner  " , Vienna Direct.
  6. (en) Alena Trckova-Flamée, "Idaea" en Encyclopedia Mythica ,( leer en línea ).
  7. (en) Clark R. Chapman , Los Encuentros Galileo con Gaspra e Ida  " , asteroides, cometas, meteoritos , , p.  357–365 ( leer en línea [PDF] ).
  8. (en) B. Zellner , El estudio de asteroides de ocho colores: resultados para 589 planetas menores  " , Icarus , vol.  61, n o  3,, p.  355-416 ( leer en línea ).
  9. (en) WM Owen , El método de superposición plana aplicado a las observaciones CCD de 243 Ida  " , The Astronomical Journal , vol.  107 (6),, p.  2295–2298 ( leer en línea [PDF] ).
  10. (en) Louis A D'Amario , “  diseño de la trayectoria de Galileo  ” , Comentarios Ciencias Espaciales , vol.  60,, p.  23–78 ( leer en línea [PDF] ).
  11. (en) Clark R. Chapman , Asteroides de tipo S, condritas ordinarias y meteorización espacial: la evidencia de los sobrevuelos de Gaspra e Ida de Galileo  " , Meteoritics , vol. .  31,, p.  699–725 ( leer en línea [PDF] ).
  12. (en) PC Thomas , La forma de Ida  " , Ícaro , vol.  120, n o  1,, p.  20-32 ( leer en línea ).
  13. (en) Clark R. Chapman , “  Primera imagen de Galileo asteroide 243 Ida  ” , 25a Conferencia Lunar y Planetaria Ciencia (Instituto Lunar y Planetario) ,, p.  237–238 ( leer en línea [PDF] ) (extractos de la conferencia).
  14. (en) Paul E. Geissler , “  eyecciones Reaccretion Al girar rápidamente Asteroides: Implicaciones para 243 Ida y 433 Eros  ” , completar el inventario del sistema solar (Sociedad Astronómica del Pacífico) , vol.  107,, p.  57–67 ( leer en línea [PDF] ).
  15. (en) Jean-Marc Petit , La dinámica a largo plazo de la órbita de Dactyl  " , Ícaro , vol.  130,, p.  177–197 ( leer en línea [PDF] ).
  16. (en) Paul E. Geissler , “  Erosión y eyecciones Reaccretion en 243 Ida y su luna  ” , Ícaro , vol.  120,, p.  140-157 ( leer en línea [PDF] ).
  17. (en) William F. Bottke Jr. , Alberto Cellino , Paolo Paolicchi y Richard P. Binzel, "Una visión general de los asteroides: la perspectiva de los asteroides III" , en Asteroides III , Tucson, Universidad de Arizona,, Pdf ( leer en línea ) , pág.  3-15.
  18. (in) Imágenes de los asteroides Ida y Dactyl  " , NASA .
  19. (en) Pascal Lee , eyecciones Los bloques son 243 Ida y en otros asteroides  " , Ícaro , vol.  120,, p.  87–105 ( leer en línea [PDF] ).
  20. (en) Ronald Greeley , Morfología y geología del asteroide Ida: Observaciones preliminares de imágenes de Galileo  " , Resúmenes de la 25ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (Instituto Lunar y Planetario) , vol.  120,, p.  469–470 ( leer en línea [PDF] ).
  21. (en) Jeanne Holm , Descubrimiento de la luna de Ida indican posibles" familias "de asteroides  " , El Mensajero Galileo (NASA) , vol.  34,( leer en línea ).
  22. (en) Robert J. Sullivan , Geología de 243 Ida  " , Ícaro , vol.  120,, p.  119-139 ( leer en línea [PDF] ).
  23. (en) Ron Cowen , Idiosincrasias del campo gravitacional irregular del asteroide 243 Ida-Ida  " , Science News , vol.  147,, p.  207 ( ISSN  0036-8423 , leer en línea [PDF] ).
  24. (in) PJ Stooke , Reflexiones sobre la geología de 243 Ida  " , Ciencia lunar y planetaria XXVIII ,, p.  1385-1386 ( leer en línea [PDF] ).
  25. (en) K. Sárneczky y A. Keresztúri , ¿El tectonismo 'global' son asteroides  » , 33ª Conferencia Anual de Ciencia Lunar y Planetaria ,( leer en línea [PDF] ).
  26. (en) Greeley , Morfología y geología del asteroide Ida: Observaciones preliminares de imágenes de Galileo  " , Resúmenes de la 25a Conferencia de ciencia lunar y planetaria (Instituto Lunar y Planetario) ,, p.  469–470 ( leer en línea [PDF] ).
  27. (en) Lionel Wilson , “  Las estructuras internas y las densidades de los asteroides  ” , Meteoritics y Planetaria Ciencia , vol.  33,, p.  479–483 ( leer en línea [PDF] ).
  28. Sitio web de JPL, 243 Ida , Navegador de bases de datos de cuerpos pequeños de JPL. Consultado el 27 de abril de 2010.
  29. (en) Peter C. Thomas y Louise M. Prockter, "Tectónica de cuerpos pequeños" en Tectónica planetaria , vol.  11, Cambridge University Press,( ISBN  9780521765732 ).
  30. (en) Stephen Michael Slivan , Alineación del eje giratorio de los asteroides de la familia Koronis  " , Instituto de Tecnología de Massachusetts ,( leer en línea [PDF] ).
  31. (in) David Vokrouhlický , Las alineaciones vectoriales de los giros de asteroides por pares térmicos  " , Nature , vol.  425,, p.  147-151 ( leer en línea [PDF] ).
  32. (en) Richard Greenberg , colisión Dinámicos y de la historia de Ida  " , Ícaro , vol.  120,, p.  106–118 ( leer en línea [PDF] ).
  33. (en) Terry A. Hurford , Evolución de las mareas por primarias alargadas: implicaciones para el sistema Ida / Dactyl  " , Cartas de investigación geofísica , vol.  27,, p.  1595-1598 ( leer en línea [PDF] ).
  34. (en) Bradley W. Carroll , Introducción a la astrofísica moderna , Reading, Mass, Addison-Wesley Publishing Company,, 1327  p. ( ISBN  0-201-54730-9 ).

enlaces externos


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Opiniones de nuestros usuarios

Noelia Castillo Pulido

Buen artículo de (243) Ida.

Jose Miguel Valero Mendez

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Xavier Navarro Lazaro

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