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243 イダは、小惑星帯のコロニス族に属する小惑星です。1884年9月29日にオーストリアの天文学者ヨハン・パリサによってウィーン天文台で発見され、ギリシャ神話のニンフにちなんで名付けられました。その後の望遠鏡による観測で、イダは小惑星帯の内側で最も数が多いS型小惑星に分類されました。1993年8月28日、木星に向かう途中の無人探査機ガリレオがイダを訪れました。探査機が訪れた2番目の小惑星であり、天然衛星を持つことが発見された最初の小惑星でした。
イダの軌道は、他の小惑星帯の小惑星と同様に、火星と木星の間に位置しています。公転周期は4.84年、自転周期は4.63時間です。イダの平均直径は31.4km （19.5マイル）です。形状は不規則で細長く、2つの大きな天体が連結してできていると考えられています。その表面は太陽系で最もクレーターが多い表面の一つであり、様々な大きさや年代のクレーターが見られます。
イダの衛星ダクティルは、ガリレオ探査機から送られてきた画像から、ミッションメンバーのアン・ハーチによって発見されました。[ 13 ]ギリシャ神話でイダ山に住んでいたダクティルにちなんで名付けられました。ダクティルの直径はわずか1.4キロメートル（0.87マイル）で、イダの約20分の1の大きさです。イダの周りの軌道は正確には決定できませんでしたが、可能な軌道の制約からイダの密度を大まかに決定することができ、金属鉱物が枯渇していることが明らかになりました。ダクティルとイダは多くの特徴を共有しており、共通の起源を示唆しています。
ガリレオ探査機から送られてきた画像と、それに続くイダの質量測定によって、S型小惑星の地質に関する新たな知見が得られた。ガリレオ探査機の接近以前は、S型小惑星の鉱物組成を説明するために様々な理論が提唱されていた。組成を特定することで、地球に落下する隕石と小惑星帯における起源との相関関係を明らかにすることができる。接近によって得られたデータは、地球表面で最も一般的な隕石である普通コンドライト隕石の起源がS型小惑星であることを示唆していた。
イダは1884年9月29日にオーストリアの天文学者ヨハン・パリサによってウィーン天文台で発見された。[ 14 ]これは彼にとって45番目の小惑星の発見だった。[ 1 ]イダはウィーンのビール醸造業者でアマチュア天文学者のモーリッツ・フォン・クフナーによって命名された。 [ 15 ] [ 16 ]ギリシャ神話では、イダは神ゼウスを育てたクレタ島のニンフだった。[ 17 ]イダは、1918年にコロニス族が破壊された前駆天体の残骸で構成されていると提唱した平山清嗣によってコロニス族の一員として認識された。[ 18 ]
イダの反射スペクトルは、1980年9月16日に天文学者のデイビッド・J・トーレンとエドワード・F・テデスコによって、8色小惑星サーベイ（ECAS）の一環として測定されました。[ 19 ]そのスペクトルは、S型小惑星のスペクトルと一致しました。[ 20 ] [ 21 ] 1993年初頭には、フラッグスタッフの米国海軍天文台とオークリッジ天文台によってイダの多くの観測が行われました。これらの観測により、太陽の周りのイダの軌道の測定が改善され、ガリレオ探査機のフライバイ中の位置の不確実性が78kmから60km （48マイルから37マイル）に減少しました。[ 22 ]
イダは1993年に木星に向かう宇宙探査機ガリレオによって訪問された。小惑星ガスプラとイダとの遭遇は木星ミッションの二次的なものであった。これらは、小惑星帯を横断するすべての宇宙船に対して小惑星フライバイを検討するようミッション計画者に指示するNASAの新しい方針に応じてターゲットとして選択された。[ 23 ]それまでのミッションでこのようなフライバイを試みたことはなかった。[ 24 ]ガリレオは1989年10月18日にスペースシャトル・アトランティス号ミッションSTS-34によって軌道に打ち上げられた。[ 25 ]ガリレオの軌道をイダに接近するように変更するには、 34kg （75ポンド）の推進剤を消費する必要があった。[ 26 ]ミッション計画者は、フライバイを試みる決定を、宇宙船が木星ミッションを完了するのに十分な推進剤を残すことができると確信するまで延期した。[ 27 ]
ガリレオの軌道は、木星に向かう途中で小惑星帯に2回進入した。2回目の通過の際、1993年8月28日に小惑星イダを12,400 m/s (41,000 ft/s)の速度で通過した。 [ 27 ]搭載された撮像装置は、イダを240,350 km (149,350 mi)の距離から最接近時の2,390 km (1,490 mi)まで観測した。[ 17 ] [ 28 ]イダは、ガスプラに次いで宇宙船によって撮影された2番目の小惑星だった。[ 29 ]フライバイの間、イダの表面の約95%が探査機の視界に入った。[ 9 ]
宇宙船の高利得アンテナの恒久的な故障により、イダの画像の送信が多数遅延した。[ 30 ]最初の5枚の画像は1993年9月に受信された。[ 31 ]これらは、31～ 38m/ピクセルの解像度で小惑星の高解像度モザイク画像であった。[ 32 ] [ 33 ]残りの画像は、宇宙船が地球に近づいたことでより高速な送信が可能になった1994年2月に送信された。 [ 3 ] [ 31 ] [ 34 ]
ガリレオ探査機によるガスプラとイダのフライバイ、そしてその後のNEARシューメーカー小惑星探査ミッションから得られたデータにより、小惑星の地質学に関する最初の研究が可能になった。[ 35 ]イダの比較的大きな表面には、多様な地質学的特徴が見られた。[ 36 ]イダの衛星ダクティル（小惑星の衛星として初めて確認されたもの）の発見は、イダの組成に関するさらなる知見をもたらした。[ 37 ]
イダは、地上からの分光測定に基づいてS型小惑星に分類されています。[ 38 ] S型小惑星の組成はガリレオ探査機のフライバイ以前は不明確でしたが、地球に落下した隕石に含まれる2種類の鉱物、普通コンドライト（OC）と石鉄のいずれかであると解釈されていました。[ 12 ]イダの密度の推定値は、ダクティルの軌道の長期的な安定性により、 3.2 g/cm 3未満に制限されています。 [ 38 ]これにより、石鉄組成はほぼ除外されます。イダが5 g/cm 3の鉄とニッケルに富む物質でできているとすると、40%以上の空隙が含まれていることになります。[ 37 ]
ガリレオの画像は、イダで宇宙風化が起こっている という発見にもつながりました。宇宙風化とは、時間の経過とともに古い領域が赤みを帯びていくプロセスです。 [ 18 ] [ 39 ]同じプロセスはイダとその衛星ダクティルの両方に影響を与えますが、ダクティルの変化は小さいです。[ 40 ]イダの表面の風化は、その組成に関する別の詳細を明らかにしました。表面の新たに露出した部分の反射スペクトルはOC隕石のものに似ていましたが、古い領域はS型小惑星のスペクトルと一致していました。[ 24 ]
宇宙風化作用と低密度という2つの発見は、S型小惑星とOC隕石の関係についての新たな理解につながった。S型は小惑星帯の内側で最も数が多い種類の小惑星である。[ 24 ] OC隕石も同様に、地球表面で発見される最も一般的な隕石の種類である。[ 24 ]しかし、S型小惑星のリモート観測で測定された反射スペクトルはOC隕石のものと一致しなかった。ガリレオ探査機によるイダのフライバイでは、S型小惑星の一部、特にコロニス族がこれらの隕石の起源である可能性があることがわかった。[ 40 ]
イダの質量は 3.65 ～ 4.99 × 10 16 kg です。[ 41 ]その重力場は、表面で約 0.3 ～ 1.1 cm/s 2の加速度を生み出します。 [ 9 ]この重力場は非常に弱いため、表面に立っている宇宙飛行士はイダの一端からもう一端まで飛び移ることができ、 20 m/s (70 ft/s)を超える速度で移動する物体は小惑星から完全に脱出することができます。 [ 42 ] [ 43 ]
イダは明らかに細長い小惑星で、[ 44 ]表面は不規則です。[ 45 ] [ 46 ]イダは幅の2.35倍の長さで、[ 44 ]「くびれ」によって地質学的に異なる2つの半分に分かれています。[ 31 ]このくびれた形状は、イダが2つの大きな固体成分で構成され、その間の隙間に緩い破片が詰まっているという考えと一致します。しかし、ガリレオが撮影した高解像度画像では、そのような破片は確認されていません。[ 46 ]イダには約50°まで傾斜した急斜面がいくつかありますが、傾斜は一般的に35°を超えません。[ 9 ]イダの不規則な形状が、小惑星の非常に不均一な重力場の原因となっています。[ 47 ]表面加速度は、回転速度が速いため、端で最も低くなります。小惑星の質量がこの場所から離れた2つの半分に集中しているため、「腰」付近も低くなっています。[ 9 ]
イダの表面はクレーターが多く、ほとんどが灰色に見えるが、わずかに色の変化が新しく形成された領域や露出した領域を示している。[ 17 ]クレーターの他に、溝、尾根、突起などの他の特徴も明らかである。イダは厚いレゴリス層、つまり下の固い岩を覆い隠す緩い破片で覆われている。最大の岩塊サイズの破片はエジェクタブロックと呼ばれ、そのいくつかが表面で観察されている。
イダの表面は、レゴリスと呼ばれる粉砕された岩石の層で覆われており、その厚さは約50 ～ 100 m (160 ～ 330フィート)である。[ 31 ]この物質は衝突イベントで生成され、地質学的プロセスによってイダの表面全体に再分布される。[ 48 ]ガリレオは、最近の斜面下方へのレゴリスの移動の証拠を観察した。[ 49 ]
イダのレゴリスは、ケイ酸塩鉱物であるカンラン石と輝石で構成されています。[ 3 ] [ 50 ]その外観は、宇宙風化と呼ばれるプロセスによって時間とともに変化します。[ 40 ]このプロセスにより、古いレゴリスは、新しく露出した物質と比較して、より赤みを帯びて見えます。[ 39 ]
イダのレゴリスに埋め込まれた、直径40～150mの大きな噴出物ブロックが約20個 確認されている。[ 31 ] [ 52 ]噴出物ブロックはレゴリスの中で最大の破片である。[ 53 ]噴出物ブロックは衝突イベントによって急速に分解されると予想されるため、表面に存在するものは最近形成されたか、衝突イベントによって露出したものでなければならない。[ 47 ] [ 54 ]それらのほとんどはラスコーとマンモスのクレーター内に位置しているが、そこで生成されたとは限らない。[ 54 ]この領域はイダの不規則な重力場のために破片を引き寄せる。[ 47 ]一部のブロックは、小惑星の反対側にある若いクレーター、アズーラから噴出された可能性がある。[ 55 ]
イダの表面にはいくつかの主要な構造が見られる。小惑星は、ここでは領域1と領域2と呼ばれる2つの半分に分かれており、「くびれ」でつながっているように見える。[ 31 ]この特徴は、破片で埋められたか、衝突によって小惑星から吹き飛ばされた可能性がある。[ 31 ] [ 55 ]
イダの第1地域には2つの主要な構造があります。1つは、イダの表面を150度囲むように伸びる、タウンゼント・ドーサムと呼ばれる40km （25マイル）の目立つ尾根です。 [ 56 ]もう1つの構造は、ウィーン・レギオと呼ばれる大きな窪地です。[ 31 ]
イダの領域2にはいくつかの溝のセットがあり、そのほとんどは幅100m （330フィート）以下で、長さは最大4km （2.5マイル）です。[ 31 ] [ 57 ]これらはマンモス、ラスコー、カルトナーのクレーターの近くにありますが、それらとはつながっていません。[ 53 ]いくつかの溝は、ウィーン・レギオの反対側にあるもののように、大きな衝突イベントに関連しています。[ 58 ]
イダは、太陽系でこれまでに探査された天体の中で最もクレーターが密集している天体の1つであり、[ 32 ] [ 45 ]衝突がその表面を形作る主なプロセスであった。[ 59 ]クレーター形成は飽和点に達しており、新しい衝突が古い衝突の痕跡を消し去り、クレーターの総数はほぼ同じままである。[ 60 ]イダはあらゆるサイズと劣化段階のクレーターで覆われており、[ 45 ]その年代は新しいものからイダ自体と同じくらい古いものまで様々である。[ 31 ]最も古いものは、コロニス族の母天体の分裂中に形成された可能性がある。[ 40 ]最大のクレーターであるラスコーは、直径がほぼ12 km (7.5 mi)である。[ 46 ] [ 61 ]第2領域には直径6 km (3.7 mi)より大きいクレーターのほぼすべてが含まれているが、第1領域には大きなクレーターは全くない。[ 31 ]クレーターの中には鎖状に並んでいるものもある。[ 33 ]
イダの主要なクレーターは、地球上の洞窟や溶岩洞にちなんで名付けられています。たとえば、アズーラ・クレーターは、カプリ島にある水没した洞窟、別名「青の洞窟」にちなんで名付けられました。[ 62 ]アズーラは、イダに最近起こった大きな衝突であると考えられています。[ 52 ]この衝突による噴出物は、イダ全体に不連続に分布しており[ 39 ] 、その表面の大規模な色とアルベドの変化の原因となっています。 [ 63 ]クレーターの形態の例外は、新しく非対称なフィンガルで、片側の底面と壁の間に明確な境界があります。[ 64 ]もう1つの重要なクレーターは、イダの本初子午線を示すアフォンです。[ 11 ]
クレーターの構造は単純で、平らな底や中央のピークのない椀型をしている。[ 64 ]クレーターはイダの周囲に均等に分布しているが、チョウクティエン・クレーターの北にある突起部はより滑らかでクレーターが少ない。[ 65 ]衝突によって掘り出された噴出物は、イダの高速回転、低重力、不規則な形状のため、惑星とは異なる堆積の仕方をする。[ 44 ]噴出物のブランケットはクレーターの周囲に非対称に沈むが、小惑星から逃げ出した高速の噴出物は永久に失われる。[ 66 ]
イダは、反射スペクトルが類似の小惑星と似ていることから、S型小惑星に分類されました。 [ 12 ] S型小惑星は、石鉄隕石または普通コンドライト（OC）隕石と組成を共有している可能性があります。[ 12 ]内部の組成は直接分析されていませんが、観測された表面の色の変化とイダの体積密度2.27～3.10 g/cm 3に基づいて、OC物質に似ていると想定されています。[ 40 ] [ 67 ] OC隕石には、さまざまな量のケイ酸塩であるカンラン石と輝石、鉄、および長石が含まれています。[ 68 ]カンラン石と輝石は、ガリレオによってイダで検出されました。[ 3 ]鉱物含有量は、その範囲全体で均質であるように見えます。ガリレオは表面のわずかな変化を発見し、小惑星の自転は一定の密度を示しています。[ 69 ] [ 70 ]イダ隕石の組成がOC隕石と類似していると仮定すると、OC隕石の密度は3.48～3.64 g/ cm³の範囲であり、イダ隕石の多孔度は11～42%となる。[ 67 ]
イダの内部には、メガレゴリスと呼ばれる衝突で破砕された岩石がいくらか含まれていると考えられます。イダのメガレゴリス層は、地表から数百メートル下から数キロメートル下まで広がっています。イダの核にある岩石の一部は、マンモス、ラスコー、ウンダラといった大きなクレーターの下で破砕された可能性があります。[ 70 ]
イダは、小惑星帯の小惑星コロニス族の一員です。[ 18 ]イダは、火星と木星の軌道の間にある、平均2.862 AU (428.1 Gm)の距離で太陽を周回しています。[ 3 ] [ 5 ]イダが1周するのに4.84089年かかります。[ 5 ]
イダは逆行方向に回転し、その回転周期は4.63時間（約5時間）である。 [ 10 ] [ 44 ] [ 11 ]イダと同じ形状の均一密度の物体の計算された最大慣性モーメントは、小惑星の自転軸と一致する。これは、小惑星内部に大きな密度の変化がないことを示唆している。[ 58 ]イダの回転軸は、小惑星の非球形形状に作用する太陽の重力により、7万7千年の周期で歳差運動する。 [ 71 ]
イダは、直径約120 km (75 mi)のコロニス母天体の分裂によって誕生した。 [ 10 ]母天体は部分的に分化しており、重金属が核に移動していた。[ 72 ]イダはこの核物質のごくわずかな量を持ち去った。[ 72 ]この分裂がいつ起こったかは不明である。イダのクレーター形成過程の分析によると、その表面は10億年以上前のものである。[ 72 ]しかし、これはイダ-ダクティル系の推定年齢である1億年未満とは矛盾する。 [ 73 ]ダクティルは小さいため、大規模な衝突で破壊されずに長期間存在していたとは考えにくい。年齢推定値の差は、コロニス母天体の破壊による破片からのクレーター形成率の増加によって説明できるかもしれない。[ 74 ]
イダにはダクティルという名の衛星があり、正式名称は（243）イダIです。これは1993年のガリレオ探査機のフライバイ時に撮影された画像で発見されました。これらの画像は、小惑星の衛星の存在を初めて直接確認するものでした。 [ 37 ]当時、ダクティルはイダから90キロメートル（56マイル）離れており、順行軌道を移動していました。ダクティルはイダと同様にクレーターが多く、同様の物質で構成されています。その起源は不明ですが、フライバイの証拠から、コロニス母天体の破片として起源したと考えられています。
ダクティルは、1994年2月17日にガリレオミッションのメンバーであるアン・ハーチが、宇宙船からの遅延した画像ダウンロードを調べているときに発見されました。[ 3 ]ガリレオは、1993年8月の5.5時間の観測期間中にダクティルの画像を47枚記録しました。[ 75 ]宇宙船は、月の最初の画像が撮影されたとき、イダから10,760キロメートル（6,690マイル）[ 76 ]、ダクティルから10,870キロメートル（6,750マイル）離れており、これはガリレオが最接近する14分前のことでした。[ 77 ]
ダクティルは当初1993 (243) 1と命名された。[ 76 ] [ 78 ] 1994年に国際天文学連合によって、クレタ島のイダ山に住んでいた神話上のダクティルにちなんで命名された。 [ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]
ダクティルは「卵形」[ 37 ]だが「驚くほど球形」[ 79 ]で、大きさは1.6×1.4×1.2キロメートル（0.99×0.87×0.75マイル）[ 37 ]である。その最長軸はイダの方向を向いている[ 37 ]。イダと同様に、ダクティルの表面には飽和クレーターが見られる[ 37 ]。直径が80メートル（260フィート）を超えるクレーターが12個以上あり、この衛星がその歴史の中で多くの衝突に見舞われたことを示している[ 17 ] 。少なくとも6つのクレーターが直線状に連なっており、これはイダから噴出した可能性のある、局地的に生成された破片によって引き起こされたことを示唆している[ 37 ] 。ダクティルのクレーターには、イダで見られるものとは異なり、中央のピークがある可能性がある。[ 81 ]これらの特徴とダクティルの球形は、その小さなサイズにもかかわらず、衛星が重力によって制御されていることを示唆している。[ 81 ]イダと同様に、その平均温度は約200 K (-73 °C; -100 °F)である。[ 3 ]
ダクティルはイダと多くの特徴を共有しています。アルベドと反射スペクトルは非常によく似ています。[ 82 ]わずかな違いは、ダクティルでは宇宙風化プロセスがあまり活発ではないことを示しています。[ 40 ]その小さなサイズでは、大量のレゴリスの形成は不可能でしょう。[ 40 ] [ 76 ]これは、厚いレゴリス層で覆われているイダとは対照的です。
ダクティルにある画像化された最大のクレーター2つは、神話上のダクティルの2人にちなんで、アクモン（Acmon / ˈ æ k m ə n /）とセルミス（Celmis / ˈ s ɛ l m ɪ s /）と名付けられました。アクモンは上の画像で最大のクレーターであり、セルミスは画像の下部近くにあり、ほとんど影に隠れています。これらのクレーターの直径はそれぞれ300メートルと200メートルです。[ 83 ]
ダクティルのイダ周回軌道は正確には分かっていません。ガリレオはほとんどの画像が撮影されたときダクティルの軌道面内にいたため、正確な軌道を決定することが困難でした。 [ 38 ]ダクティルは順行方向に公転し[ 84 ]、イダの赤道に対して約8°傾いています。[ 75 ]コンピュータシミュレーションに基づくと、ダクティルが安定した軌道を維持するには、近点がイダから約65 km (40 mi)以上離れている必要があります。 [ 85 ]シミュレーションによって生成された軌道の範囲は、ガリレオが1993年8月28日16時52分05秒 UTにダクティルを観測した地点（イダから約90 km (56 mi) 、経度85°）を通過する必要があるため、絞り込まれました。[ 86 ] [ 87 ] 1994年4月26日、ハッブル宇宙望遠鏡はイダを8時間観測したが、ダクティルを発見できなかった。ダクティルがイダから約700 km (430 mi)以上離れていれば観測できたはずである。[ 38 ]
観測された距離で円軌道を描いているとすれば、ダクティルの公転周期は約20時間になるだろう。 [ 82 ]公転速度はおよそ10m /s（33フィート/秒）で、「速く走るか、ゆっくり投げた野球ボールくらいの速度」である。[ 38 ]
ダクティルは、コロニス母天体の崩壊により、イダと同時期に形成された可能性がある。[ 88 ]しかし、イダへの大きな衝突による噴出物として、より最近形成された可能性もある。[ 89 ]イダに捕獲された可能性は極めて低い。[ 77 ]ダクティルは約1億年前に大きな衝突を受け、その大きさが縮小した可能性がある。[ 72 ]
エオス族とコロニス族は 、いずれもS型であり、その太陽からの距離では珍しい。
写真撮影が成功してからほぼ1か月後、ガリレオ探査機は先週、宇宙から撮影された史上2番目の小惑星の高解像度画像を地球に無線送信した。243イダとして知られるこの小惑星は、8月28日のガリレオ探査機の最接近の約3.5分前に、平均距離わずか3,400キロメートルから撮影された。
コンドライトは自然に5つの組成クラスに分類され、そのうち3つは鉱物組成が非常に似ているが、金属とケイ酸塩の比率が異なる。3つすべてに3つの異なる形態（ケイ酸塩中の酸化鉄、金属鉄、硫化鉄）の鉄が豊富に含まれており、通常、3つすべてが潜在的な鉱石として分類されるほど豊富である。3つすべてに長石（カルシウム、ナトリウム、カリウムのアルミノケイ酸塩）、輝石（マグネシウム、鉄、またはカルシウムの原子ごとにケイ素原子が1つ含まれるケイ酸塩）、カンラン石（ケイ素原子ごとに鉄またはマグネシウム原子が2つ含まれるケイ酸塩）、金属鉄、および硫化鉄（鉱物トロイライト）が含まれている。これら3つのクラスはまとめて普通コンドライトと呼ばれ、金属の含有量がかなり異なる。
ゼウスが生まれたとき、レアは息子の養育をイダのダクテュロス（キュレテスと呼ばれる者たちと同じ）に託した。彼らはクレタ島のイダ出身で 、ヘラクレス、パエオナイオス、エピメデス、イアシオス、そしてイダスといった面々である。
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