(243) Ida

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(243) Ida

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Ida et Dactyl en arrière-plan

Caractéristiques orbitales
Époque 14 juillet 2004 (JJ 2453200,5)
Demi-grand axe (a) 428,000×106 km
(2,861 ua)
Aphélie (Q) 447,837×106 km
(2,994 ua)
Périhélie (q) 408,162×106 km
(2,728 ua)
Excentricité (e) 0,046
Période de révolution (Prév) 1 767,564 j
(4,84 a)
Vitesse orbitale moyenne 17,60 km/s
Inclinaison (i) 1,138°
Nœud ascendant (Ω) 324,217°
Argument du périhélie (ω) 108,809°
Anomalie moyenne (M0) 225,051°
Catégorie ceinture d'astéroïdes
famille de Coronis
Caractéristiques physiques
Dimensions 56×24×21 km
Masse (m) 1×1017 kg
Masse volumique (ρ) 2 500 kg/m3
Gravité équatoriale à la surface (g) 0 015 m/s2
Vitesse de libération 0 025 km/s
Période de rotation (Prot) 0 1 924 j
Classification spectrale S
Magnitude absolue (M) 9 94
Albédo (A) 0,24
Température (T) ~158 K
Découverte
Découvreur Johann Palisa
Date 29 septembre 1884
Nommé d'après Ida (nymphe)
Désignation A910 CD
1988 DB1

(243) Ida est un astéroïde de la famille de Coronis elle-même située dans la ceinture principale et a la particularité de posséder une lune astéroïdale. Il a été découvert le 29 septembre 1884 par l'astronome Johann Palisa et nommé d'après une nymphe de la mythologie grecque. Plus tard les observations ont classé Ida comme un astéroïde de type S, celui le plus représenté dans la ceinture d'astéroïdes intérieure. Le 28 août 1993, la sonde Galileo, à destination de Jupiter, a photographié Ida et sa lune Dactyl. Ida est le deuxième astéroïde à être visité par un vaisseau spatial et le premier trouvé à posséder un satellite[1],[2].

Comme tous les astéroïdes de la ceinture principale, l'orbite d'Ida se trouve entre les planètes Mars et Jupiter. Sa période orbitale est de 4,84 années et sa période de rotation est de 4,63 heures. Ida est de forme irrégulière et allongée et a un diamètre moyen de 31,4 km. Il est apparemment composé de deux grands objets reliés entre eux dans une forme qui rappelle celle d'un croissant. Sa surface est l'une des plus cratérisées du système solaire, avec une grande variété de tailles et d'âges.

Dactyl, la lune d'Ida, a été découverte par un membre de la mission Galileo nommée Ann Harch à partir des images reçues. Le nom qui lui a été attribué provient des Dactyles dans la mythologie grecque, les créatures qui habitaient le mont Ida. Dactyl, avec seulement 1,4 kilomètre de diamètre représente environ un vingtième de la taille d'Ida. Son orbite autour d'Ida n'a pas pu être déterminée avec une grande précision. Cependant, les études ont permis de déterminer approximativement la densité d'Ida, et ont révélé qu'il est appauvri en minéraux métalliques. Dactyl et Ida partagent de nombreuses caractéristiques ce qui suggère une origine commune.

Les images renvoyées par Galileo puis l'évaluation ultérieure de la masse d'Ida ont fourni de nouveaux indices sur la géologie des astéroïdes de type S. Avant le survol par Galileo, beaucoup de théories différentes ont été proposées pour expliquer leur composition minérale. La détermination de leur composition permet d'effectuer une corrélation entre la chute d'une météorite sur la Terre et leur origine dans la ceinture d'astéroïdes. Les données renvoyées par ce survol d'Ida ont fait apparaître que les astéroïdes de type S ont pour origine des météorites à chondrites ordinaires, qui est le type le plus commun que l'on puisse trouver sur la surface de la Terre.

Découverte et observations[modifier | modifier le code]

Ida a été découvert le 29 septembre 1884 par l'astronome autrichien Johann Palisa à l'Observatoire de Vienne. C'était sa 45e découverte d'astéroïde[3]. Ida a été nommé par Moriz von Kuffner, un brasseur de Vienne et astronome amateur[4].

Dans la mythologie grecque, Ida était une nymphe de Crète qui a élevé le dieu Zeus. Ida a été reconnu comme étant un membre de la famille d'astéroïdes de Coronis par l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama, qui a proposé en 1918 que le groupe constitue les restes d'un corps initial détruit[5].

Le spectre de réflexion d'Ida a été mesuré le 16 septembre 1980 par les astronomes David J. Tholen et Edward F. Tedesco dans le cadre de l'étude de l'astéroïde huit couleurs (ECAS)[6]. Son spectre correspondait au classement des astéroïdes de type S. De nombreuses observations ont été faites d'Ida au début de l'année 1993 par l'observatoire naval des États-unis situé à Flagstaff en Arizona ainsi que par l'observatoire d'Oak Ridge situé à Harvard. Elles ont permis de mieux mesurer l'orbite d'Ida autour du Soleil et ont réduit l'incertitude de sa position lors de son survol par Galileo de 78 km à 60 km[7].

Exploration[modifier | modifier le code]

Survol par Galileo[modifier | modifier le code]

Images d'Ida sur une durée de 5,4 heures et montrant la rotation de l'astéroïde.
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L'astéroïde Ida a été survolé en 1993 par la sonde Galileo se dirigeant vers Jupiter. Les passages près des astéroïdes Gaspra et Ida étaient secondaires à sa mission. Ils ont été choisis comme cibles après la mise en place d'une nouvelle politique de la NASA, afin de tester le survol d'astéroïdes par les vaisseaux spatiaux de passage dans la ceinture d'astéroïdes[8]. Aucune mission précédente n'avait auparavant tenté un tel survol[9].

Trajectoire de la sonde Galileo de son lancement à Jupiter

Galileo a été lancé en orbite par la navette spatiale Atlantis durant la mission STS-34 le 18 octobre 1989. Le changement de trajectoire de Galileo afin d'approcher Ida nécessite une consommation de 34 kg de propergol. Les planificateurs de la mission ont retardé la décision de tenter le survol de l'astéroïde jusqu'à ce qu'ils soient certains que cela laisserait suffisamment de propergol à la sonde pour achever sa mission vers Jupiter[8]. Au cours de son trajet vers Jupiter la sonde Galileo a traversé par deux fois la ceinture d'astéroïdes. Lors de son second passage, elle est passée à côté d'Ida le 28 août 1993 à une vitesse relative de 12 400 m.s-1[8].

La sonde a commencé à prendre des photos d'Ida à partir de 240 350 km jusqu'à la distance la plus proche de 2 390 km. Ida était le deuxième astéroïde après Gaspra à être photographié par un engin spatial. Près de 95 % de la surface de Ida a été vue par la sonde lors du survol[10]. La transmission des images d'Ida a été retardée en raison d'une défaillance irrémédiable de l'antenne à haut-gain de Galileo[5]. Le cinq premières images ont été reçues en septembre 1993. Elles comprenaient une mosaïque d'images de l'astéroïde à une définition de 31-38 mégapixel[11]. Les images restantes ont été renvoyées au printemps suivant, lorsque la proximité de Galileo avec la Terre permettait une transmission à plus fort débit[9].

Découvertes[modifier | modifier le code]

Les données renvoyées par Galileo du survol de Gaspra et Ida, puis plus tard par la mission NEAR Shoemaker, ont permis la première étude géologique de l'astéroïde[12]. La surface relativement importante de Ida a montré une grande diversité de caractéristiques géologiques. La découverte de la lune d'Ida, Dactyl, le premier satellite confirmé d'un astéroïde, a fourni des indications supplémentaires sur la composition d'Ida[9].

Section d'une météorite à chondrite ordinaire

Ida est classé comme un astéroïde de type S à partir de mesures spectroscopiques au sol. La composition de type S était incertaine avant le survol par Galileo mais était connue pour être l'un des deux minéraux présent dans les météorites tombées sur Terre : la chondrite ordinaire et la mixte (roche-fer). L'estimation de la densité d'Ida est limitée à moins de 3,2 g.cm-3 par la stabilité à long terme de l'orbite de Dactyl. Ceci retire la possibilité d'une composition roche-fer, pour laquelle Ida doit être composée de 5 g.cm-3 de fer et d'un matériel riche en nickel, il devrait contenir plus de 40 % d'espace vide[9]. Les images de Galileo ont également conduit à la découverte que l'« érosion de l'espace » avait lieu sur Ida, un procédé qui fait apparaître les anciennes régions plus rouges avec le temps[9]. Ce même processus affecte à la fois Ida et sa lune, bien que Dactyl montre un changement moindre. L'érosion de la surface d'Ida a révélé un autre détail sur sa composition : les spectres de réflexion des parties récemment exposées de la surface ressemblaient à ceux de météorites à chondrites ordinaires mais les régions plus anciennes concordent avec les spectres des astéroïdes de type S[9].

Ces deux découvertes, les effets de l'érosion de l'espace et la faible densité, conduisent à une nouvelle compréhension de la relation entre les astéroïdes de type S et les météorites roche-fer. Les astéroïdes de types S sont les plus nombreux dans la partie intérieure de la ceinture d'astéroïdes. Les météorites à chondrites ordinaires sont également le type de météorite le plus commun découvert sur la surface de la Terre[9]. Les spectres de réflexion mesurés par des observations à distance des astéroïdes de type S ne correspondent cependant pas à ceux des météorites à chondrites ordinaires. Le survol d'Ida par Galileo a montré que certains types S, en particulier ceux de la famille de Coronis, pourraient être l'origine de ces météorites.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Photos représentant différents profils d'Ida

La masse d'Ida se situe entre 3,65 et 4,99 × 1016 kg[13]. Son champ gravitationnel produit une accélération d'environ 0,3 à 1,1 cm.s-2 sur toute sa surface. Ce champ est si faible qu'un astronaute se tenant debout sur la surface d'Ida pourrait sauter d'une extrémité à l'autre, de même un objet se déplaçant à plus de 20 m.s-1 pourrait s'échapper entièrement de l'astéroïde[14]. Ida est un astéroïde qui est nettement allongé, un peu en forme de croissant et avec une surface irrégulière. Ida est 2,35 fois plus long que large et avec une zone de démarcation qui sépare l'astéroïde en deux parties différentes. Cette zone est compatible avec le fait qu'Ida est formé de deux grands éléments solides, avec un ensemble de débris qui remplissent l'espace entre ces éléments. Aucun de ces débris n'a cependant pu être observé sur les images à haute résolution prises par Galileo[15]. Bien qu'il existe sur Ida quelques pentes raides inclinées vers le haut à environ 50 °, la pente ne dépasse généralement pas 35 ° [10]. La forme irrégulière d'Ida est responsable de la forte inégalité du champ gravitationnel de l'astéroïde. L'accélération de surface est plus faible aux extrémités en raison de leurs rapides vitesses de rotation. Elle est également faible près de la zone de démarcation car la masse de l'astéroïde est concentrée dans chacune des deux parties, loin de cette zone[10].

Topographie[modifier | modifier le code]

Photographie de la surface d'Ida obtenue par Galileo

La surface d'Ida est fortement cratérisée et principalement grise, bien que quelques petites variations de couleur indiquent de nouvelles formes et des surfaces découvertes. Outre des cratères, d'autres caractéristiques sont évidentes telles que des rainures, des crêtes, et des parties saillantes. L'astéroïde Ida est recouvert par une épaisse couche de « régolithe », par de larges débris qui obscurcissent la roche au-dessous. Les gros blocs de pierre, fragments de débris sont nommés « blocs éjectas » et plusieurs d'entre eux ont été observés en surface[16].

Régolithe[modifier | modifier le code]

La couche de roche pulvérisée qui recouvre la surface d'Ida est appelée régolithe. Cette couche s'étend sur une épaisseur de 50 à 100 m. Ce matériau a été produit par des impacts et il s'est redistribué sur la surface d'Ida suivant des processus géologiques[17]. Galileo a clairement montré des preuves de glissement récent de régolithe[18]. Le régolithe sur Ida est composé de minéraux de silicate d'olivine et de pyroxène[19]. Son apparence change avec le temps par un processus appelé « érosion de l'espace ». En raison de ce processus, le régolithe plus ancien apparaît plus rouge par rapport au matériau fraîchement exposé.

Environ 20 blocs d'éjecta de grande taille (40 à 150 m de diamètre) ont été identifiés, intégrés dans le régolithe d'Ida[12]. Les blocs d'éjecta représentent la plus grande partie du régolithe[20]. Les blocs d'éjectas sont supposés se briser rapidement suite à un impact donc ceux qui sont présents à la surface doivent avoir été formés récemment ou découverts par un impact. La plupart d'entre eux sont situés à l'intérieur des cratères Lascaux et Mammoth mais ils peuvent ne pas avoir été produits à cet endroit[17]. Cette région attire des débris à cause du champ gravitationnel irrégulier d'Ida[21]. Certains blocs peuvent avoir été éjectés du jeune cratère Azzurra situé de l'autre côté de l'astéroïde[22].

Structures[modifier | modifier le code]

Photo prise par Galileo d'un bloc de 150 m

Plusieurs structures majeures apparaissent à la surface d'Ida. L'astéroïde semble être divisé en deux parties, qui peuvent être désignées ici par la Région1 et la Région2, reliées entre elles par une « ceinture ». Cette caractéristique peut avoir été remplie par des débris ou soufflée hors de l'astéroïde par des impacts[9].

La Région1 d'Ida contient deux grandes structures. La première est une crête proéminente de 40 km nommée Townsend Dorsum, en référence à Tim E. Townsend, membre de l'équipe d'imagerie de Galileo. Elle s'étend sur 150 degrés autour de la surface d'Ida[23]. L'autre structure importante est une échancrure nommée Vienna Regio.

La Région2 d'Ida est caractérisée par plusieurs séries de rainures, la plupart ont une largeur d'environ 100 m et une longueur pouvant atteindre 4 km. Elles sont situées non loin des cratères Mammoth, Lascaux et Kartchner mais sans y être reliées[20]. Certaines rainures sont liées à des impacts majeurs, par exemple ceux en face de Vienna Regio.

Cratères[modifier | modifier le code]

Crater Fingal d'une largeur de 1,5 km

Ida est l'un des astéroïdes qui possède le plus de cratères du système solaire[11] et ces impacts ont été les premiers processus à façonner sa surface[12]. La cratérisation a atteint son point de saturation, ce qui signifie que les nouveaux impacts effacent les anciennes preuves, laissant la quantité de cratères sensiblement la même[9]. L'astéroïde est couvert de cratères de toutes tailles et avec des stades de dégradation variés et des âges évoluant du plus récent à celui d'Ida lui-même[9]. Le plus ancien semble avoir été formé au cours de l'éclatement de la famille de Coronis. Le plus grand cratère, nommé Lascaux couvre presque 12 km. Il n'y a pas de grand cratère dans la Région1 alors que la Région2 contient presque tous les cratères de plus de 6 km de diamètre. Certains cratères sont aussi disposés en chaînes[24].

Les principaux cratères d'Ida ont été nommés d'après des grottes et des tunnels de lave situés sur la Terre. Le cratère Azzurra par exemple, qui a été nommé d'après une grotte immergée située sur la côte de l'île de Capri, également connu sous le nom de la Grotte Bleue. Azzurra semble être l'impact majeur le plus récent sur Ida. L'éjecta issu de cet impact est distribué de façon irrégulière sur Ida et est principalement responsable de sa couleur ainsi que des variations de l'albédo sur sa surface. Le cratère asymétrique et plus récent nommé Fingal forme une exception à la morphologie des cratères car il possède une frontière bien délimitée entre le fond et le bord du cratère sur un côté. Un autre cratère important nommé Afon, marque le premier méridien d'Ida.

La structure des cratères est simple : en forme de bol, sans fonds plats et sans un pic central[20]. Ils sont répartis uniformément autour d'Ida, à l'exception d'une saillie au nord du cratère Choukoutien qui est plus lisse et moins cratérisée[20]. L'éjecta excavé par les impacts est réparti différemment sur Ida par rapport aux planètes en raison de sa rotation rapide, sa faible gravité et sa forme irrégulière[12]. Les couvertures formées par l'éjecta sont disposées de façon asymétrique autour de leurs cratères mais un éjecta rapide qui s'échappe de l'astéroïde est définitivement perdu[14].

Composition[modifier | modifier le code]

Ida a été classé comme astéroïde de type S à partir de la similitude de ses spectres de réflectance avec des astéroïdes similaires[25]. Les astéroïdes de types S peuvent partager leur composition avec des météorites à chondrites ordinaires ou roche-fer. La composition interne n'a pas été analysée directement, mais est supposée être similaire au matériau à chondrites ordinaires fondée sur l'observation des changements de couleur de surface et de la densité apparente d'Ida de 2,27 à 3,10 g.cm-3[25]. Les météorites à chondrites ordinaires contiennent des quantités variables de silicates d'olivine, de pyroxène, de fer et de feldspath. Olivine et pyroxène ont été détectés sur Ida par Galileo[19]. Le contenu minéral semble être homogène dans toute son étendue. Galileo a constaté des écarts minimes sur la surface et la rotation de l'astéroïde indique une densité constante. En supposant que sa composition est semblable aux météorites à chondrites ordinaires, pour lesquels la densité varie entre 3,48 et 3,64 g.cm-3, Ida aurait une porosité comprise entre 11 et 42 %[25]. L'intérieur d'Ida contient probablement une certaine quantité de roche fracturée à l'impact, appelé mégarégolithe. La couche de mégarégolithe d'Ida s'étend entre quelques centaines de mètres sous la surface à quelques kilomètres. Certaines roches dans le noyau d'Ida peuvent avoir été fracturées sous les grands cratères Mammoth, Lascaux, et Undara[20].

Orbites et rotations[modifier | modifier le code]

Représentation des orbites et positions de cinq planètes ainsi que ceux de l'astéroïde (243) Ida en mars 2009

Ida est un membre de la famille de Coronis de la ceinture principale d'astéroïdes. Ida orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 2,862 UA, entre les orbites de Mars et de Jupiter[19],[26]. Ida requiert 4,84089 années pour compléter une orbite. La période de rotation d'Ida est de 4,63 heures, ce qui en fait l'un des astéroïdes en rotation les plus rapides jamais découverts. Le moment d'inertie maximal calculé d'un objet uniformément dense de la même forme qu'Ida coïncide avec l'axe de rotation de l'astéroïde[27]. Cela laisse à penser qu'il n'y a pas de grandes variations de densité à l'intérieur de l'astéroïde. L'axe de rotation d'Ida est en précession avec une période de 77 000 ans, en raison de la gravité du Soleil agissant sur la forme non sphérique de l'astéroïde[28].

Origine[modifier | modifier le code]

Ida s'est créée suite à l'éclatement du corps parent Coronis d'environ 120 km de diamètre[29]. L'astéroïde ancêtre avait partiellement différencié les métaux plus lourds migrant vers le noyau [30]. Ida a emporté avec lui des quantités insignifiantes de ce matériau de base. On ne sait pas il y a combien de temps ce phénomène de rupture a eu lieu. Selon une analyse des processus de formation des cratères d'Ida, sa surface possède plus d'un milliard d'années[30]. Cependant, ceci est incompatible avec l'âge estimé du système Ida-Dactyl de moins de 100 millions d'années[31]. Il est peu probable que Dactyl, en raison de sa petite taille, puisse avoir échappé à la destruction par une collision majeure sur une aussi longue période. La différence par rapport à l'âge estimé peut être expliquée par une augmentation du taux de cratérisation par les débris provenant de la destruction de l'ancêtre Coronis[32].

Lune astéroïdale[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Dactyl.
Photographie de Dactyl prise par Galileo situé à environ 3 900 km de la lune

Le petit satellite nommé Dactyl orbite autour de l'astéroïde Ida. Son nom est officiellement « (243) Ida I Dactyl » et a été découvert sur les images prises par la sonde Galiléo lors de son survol en 1993. Ces images ont fourni la première confirmation directe d'une lune astéroïdale[9],[1],[2]. Au moment du survol, elle était séparée d'Ida d'une distance de 90 kilomètres et se déplaçait sur une orbite prograde. La surface de Dactyl est recouverte de cratères, comme Ida, et se compose de matériaux similaires. Son origine est incertaine, mais les données du survol laissent penser que son origine serait un fragment de Coronis.

Dactyl ne mesure que 1,4 km de diamètre ; ce fut le premier satellite naturel d'astéroïde découvert. Certains chercheurs pensent que Dactyl a été formé par des débris éjectés d'Ida par un impact, alors que d'autres suggèrent qu'Ida et Dactyl se sont associés il y a plus d'un milliard d'années lorsque le corps céleste parent d'Ida se désagrégea. Les deux hypothèses possèdent des lacunes qui n'ont pas encore pu être résolues.

Références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 243 Ida » (voir la liste des auteurs)

  1. a et b (en) Ida and Dactyl sur solarviews.com
  2. a et b http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_asteroides/html_images/images_aster_idadactyl_color.jpg.html
  3. (en) Herbert Raab, Johann Palisa, the most successful visual discoverer of asteroids [PDF], Conférence sur Astéroïdes et Comètes en Europe, 2002, consulté le 24 avril 2010
  4. (en) Lutz D. Schmadel, Dictionary of minor planet names : Catalogue of Minor Planet Names and Discovery Circumstances, Springer,‎ 2003, 992 p. (ISBN 978-3-540-00238-3, lire en ligne)
  5. a et b (en) Clark R. Chapman, « The Galileo Encounters with Gaspra and Ida », Asteroids, Comets, Meteors,‎ 1994, p. 357–365 (lire en ligne [PDF])
  6. (en) B. Zellner, « The eight-color asteroid survey: Results for 589 minor planets », Icarus, vol. Volume 61, Issue 3,‎ mars 1985, p. 355-416 (lire en ligne)
  7. (en) W. M. Owen, « The overlapping plates method applied to CCD observations of 243 Ida », The Astronomical Journal, vol. 107 (6),‎ juin 1994, p. 2295–2298 (lire en ligne [PDF])
  8. a, b et c (en) Louis A D'Amario, « Galileo trajectory design », Space Science Reviews, vol. 60,‎ mai 1992, p. 23–78 (lire en ligne [PDF])
  9. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j et k (en) Clark R. Chapman, « S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida », Meteoritics, vol. 31,‎ octobre 1996, p. 699–725 (lire en ligne [PDF])
  10. a, b et c (en) P.C. Thomas, « The Shape of Ida », Icarus, vol. Volume 120, Issue 1,‎ mars 1996, p. 20-32 (lire en ligne)
  11. a et b (en) Clark R. Chapman, « First Galileo image of asteroid 243 Ida », Extraits de la conférence: 25th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Institute),‎ 1994, p. 237–238 (lire en ligne [PDF])
  12. a, b, c et d (en) Paul E Geissler, « Ejecta Reaccretion on Rapidly Rotating Asteroids: Implications for 243 Ida and 433 Eros », Completing the Inventory of the Solar System (Astronomical Society of the Pacific), vol. 107,‎ 1996, p. 57–67 (lire en ligne [PDF])
  13. (en) Jean-Marc Petit, « The Long-Term Dynamics of Dactyl’s Orbit », Icarus, vol. 130,‎ novembre 1997, p. 177–197 (lire en ligne [PDF])
  14. a et b (en) Paul E. Geissler, « Erosion and Ejecta Reaccretion on 243 Ida and Its Moon », Icarus, vol. 120,‎ mars 1996, p. 140–157 (lire en ligne [PDF])
  15. (en) Williams F. Bottke, « An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective », Asteroids III (Tucson: University of Arizona),‎ 2002, p. 3–15 (lire en ligne [PDF])
  16. (en) Images of Asteroids Ida & Dactyl National Aeronautics and Space Administration (NASA)
  17. a et b (en) Pascal Lee, « Ejecta Blocks on 243 Ida and on Other Asteroids », Icarus, vol. 120,‎ mars 1996, p. 87–105 (lire en ligne [PDF])
  18. (en) Ronald Greeley, « Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations », Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Institute), vol. 120,‎ mars 1994, p. 469–470 (lire en ligne [PDF])
  19. a, b et c (en) Jeanne Holm, « Discovery of Ida's Moon Indicates Possible "Families" of Asteroids », The Galileo Messenger (NASA), vol. 34,‎ juin 1994 (lire en ligne)
  20. a, b, c, d et e (en) Robert J. Sullivan, « Geology of 243 Ida », Icarus, vol. 120,‎ mars 1996, p. 119–139 (lire en ligne [PDF])
  21. (en) Ron Cowen, « Idiosyncrasies of Ida—asteroid 243 Ida's irregular gravitational field », Science News, vol. 147,‎ avril 1995, p. 207 (ISSN 0036-8423, lire en ligne [PDF])
  22. (en) P.J. Stooke, « Reflections on the Geology of 243 Ida », Lunar and Planetary Science XXVIII,‎ 1997, p. 1385–1386 (lire en ligne [PDF])
  23. (en) A. Kereszturi, « 'Global'Tectonism on Asteroids? », 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference,‎ mars 2002 (lire en ligne [PDF])
  24. (en) Greeley, « Morphology and Geology of Asteroid Ida: Preliminary Galileo Imaging Observations », Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Institute),‎ mars 1994, p. 469–470 (lire en ligne [PDF])
  25. a, b et c (en) Lionel Wilson, « The internal structures and densities of asteroids », Meteoritics & Planetary Science, vol. 33,‎ mai 1999, p. 479–483 (lire en ligne [PDF])
  26. Site du JPL, 243 Ida, JPL Small-Body Database Browser. Consulté le 27 avril 2010
  27. (en) Peter C Thomas, « Tectonics of Small Bodies », Planetary Tectonics. Cambridge Planetary Science; Cambridge University Press, vol. 11,‎ juin 1995 (ISBN 9780521765732.[à vérifier : ISBN invalide])
  28. (en) Stephen Michael Slivan, « Spin-Axis Alignment of Koronis Family Asteroids », Massachusetts Institute of Technology,‎ juin 1995 (lire en ligne [PDF])
  29. (en) David Vokrouhlicky, « The vector alignments of asteroid spins by thermal torques », Nature, vol. 425,‎ septembre 2003, p. 147–151 (lire en ligne [PDF])
  30. a et b (en) Richard Greenberg, « Collisional and Dynamical History of Ida », Icarus, vol. 120,‎ mars 1996, p. 106–118 (lire en ligne [PDF])
  31. (en) Terry A. Hurford, « Tidal Evolution by Elongated Primaries: Implications for the Ida/Dactyl System », Geophysical Research Letters, vol. 27,‎ juin 2000, p. 1595–1598 (lire en ligne [PDF])
  32. (en) Bradley W. Carroll, « An Introduction to Modern Astrophysics », Addison-Wesley Publishing Company.,‎ 1996 (ISBN 0-201-54730-9.[à vérifier : ISBN invalide])

Voir aussi[modifier | modifier le code]