(243) Ida

(243) Ida ( lat.  Ida ) es un pequeño asteroide del cinturón principal , parte de la familia Koronid . Fue descubierta el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el observatorio de Viena ( Austria ) y lleva el nombre de la ninfa Ida  , personaje de la mitología griega antigua . Observaciones posteriores identificaron a Ida como un asteroide pedregoso de clase S (una de las clases espectrales más comunes en el cinturón de asteroides).

Como todos los asteroides del cinturón principal, Ida orbita entre Marte y Júpiter , con un período orbital de 4,84 años y un período de rotación de  4,63 horas. Ida tiene una forma alargada irregular con un diámetro promedio de 32 km.

El 28 de agosto de 1993, la nave espacial automática " Galileo " ( EE.UU. ) sobrevoló el asteroide , que descubrió un satélite de 1,4 km de tamaño cerca de Ida . El satélite recibió el nombre de Dáctilo, en honor a los dáctilos  -en la mitología griega antigua- , criaturas que vivían en la isla de Creta en el monte Ida , en cuyas laderas se encuentra la cueva de Idean , donde la diosa Rea escondió al bebé Zeus , encomendándole a las ninfas Ida y Adrastea .

Dactyl fue la primera luna descubierta alrededor de un asteroide. Su diámetro es de solo 1,4 km, que es aproximadamente una vigésima parte del tamaño de Ida. La órbita de Dactyl alrededor de Ida no se puede determinar con precisión, pero los datos disponibles son suficientes para dar una estimación aproximada de la densidad y composición de Ida. Las áreas de la superficie de Ida tienen un brillo diferente , lo que se asocia con la abundancia de varios minerales que contienen hierro . En la superficie de Ida, hay muchos cráteres de varios diámetros y edades, este es uno de los cuerpos con más cráteres en el sistema solar.

Las imágenes de Galileo y las mediciones posteriores de la masa de Ida proporcionaron muchos datos nuevos sobre la geología de los asteroides de piedra. Anteriormente, había muchas teorías que explicaban la composición mineralógica de los asteroides de esta clase. Fue posible obtener datos sobre su composición solo a través del análisis de meteoritos de condrita que cayeron a la Tierra , que son el tipo de meteoritos más comunes. Se cree que los asteroides de clase S son la fuente principal de tales meteoritos.

Descubrimiento y observaciones

Ida fue descubierta el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa en el Observatorio de Viena [4] . Fue el asteroide número 45 descubierto por él [5] . El nombre de la ninfa que levantó a Zeus [6] se le dio al asteroide gracias a Moritz von Kuffner , un cervecero vienés y astrónomo aficionado [7] [8] . En 1918, el asteroide Ida se incluyó en la familia de asteroides Koronids , formada como resultado de la colisión de dos grandes asteroides hace 2 mil millones de años [9] . Muchos datos importantes sobre este asteroide se obtuvieron más tarde, en 1993, de la investigación en el Observatorio Oak Ridge y de los datos obtenidos durante el sobrevuelo de la nave espacial Galileo cerca del asteroide. En primer lugar, este es el refinamiento de los parámetros de la órbita de Ida alrededor del Sol [10] .

Investigación

Sobrevuelo de Galileo

En 1993, la nave espacial Galileo sobrevoló Ida en su camino a Júpiter . El objetivo principal de la misión era Júpiter y sus satélites, y el acercamiento a los asteroides Ida y Gaspra era de carácter secundario. Fueron elegidos de acuerdo con la nueva política de la NASA , que prevé el encuentro con asteroides para todas las misiones que cruzan el cinturón principal [11] . Antes de esto, ninguna misión había asumido tales acercamientos [12] . Galileo fue puesto en órbita el 18 de octubre de 1989 por el transbordador espacial Atlantis (misión STS-34 ) [13] . Cambiar la trayectoria de Galileo para acercarse a Ida requirió adicionalmente el consumo de 34 kg de combustible , por lo que la decisión de cambiar la trayectoria se tomó solo cuando se supo con precisión que el combustible que quedaba en el vehículo sería suficiente para completar la misión principal de Júpiter [11] .

Galileo cruzó dos veces el cinturón de asteroides en su camino a Júpiter. La segunda vez pasó junto a Ida el 28 de agosto de 1993 a una velocidad de 12,4 km/s en relación con el asteroide [11] . Las primeras imágenes de Ida se obtuvieron cuando el dispositivo se encontraba a una distancia de 240 350  km del asteroide, y su máxima aproximación fue de 2390 km [6] [14] . Ida fue el segundo asteroide, después de Gaspra , al que se acercó Galileo [15] . Durante el vuelo de la sonda, se fotografió alrededor del 95% de la superficie de Ida [16] .

La transmisión de muchas imágenes se retrasó debido a las frecuentes fallas de la antena transmisora ​​de alta ganancia [17] . Las primeras cinco imágenes fueron tomadas en septiembre de 1993 [18] . Eran un mosaico de imágenes unidas de la superficie del asteroide a una alta resolución de unos 31-38 metros por píxel [19] [20] . El resto de las imágenes se enviaron en la primavera del año siguiente, cuando la proximidad de Galileo a la Tierra permitió alcanzar mayores tasas de transmisión [18] [21] .

Descubrimientos hechos por Galileo

Los datos obtenidos como resultado del sobrevuelo de Galileo cerca de los asteroides Ida y Gaspra permitieron por primera vez realizar estudios detallados de la geología de los asteroides [22] . Se han descubierto estructuras geológicas de varios tipos en la superficie de Ida [19] . El descubrimiento de la luna Dactyl de Ida fue la primera evidencia de la posibilidad de la existencia de satélites alrededor de los asteroides [9] .

Según los datos de estudios espectroscópicos terrestres, Ida se clasificó como un asteroide de tipo espectral S [23] . Se desconocía la composición exacta de los asteroides de clase S antes del vuelo de Galileo, pero estaban asociados con dos clases de meteoritos que se encuentran comúnmente en la Tierra: condritas ordinarias (OX) y pallasitas [3] . Según diversas estimaciones, la densidad de Ida no supera los 3,2 g/cm³, solo ese valor de densidad permite garantizar la estabilidad de la órbita de Dactyl [23] . De todo ello se excluye el alto contenido en metales como el hierro o el níquel en Ida , con una densidad media de 5 g/cm³, pues en este caso su porosidad debería alcanzar el 40% [9] .

Las imágenes de Galileo revelaron rastros de meteorización cósmica en Ida  , un proceso que hace que las regiones más antiguas se vuelvan rojizas con el tiempo [9] . Este proceso, aunque en menor medida, también afecta al satélite Dactyl de Ida [24] . La meteorización en la superficie de Ida hizo posible obtener información adicional sobre la composición de su superficie: los espectros de reflexión de las regiones superficiales jóvenes se parecían a los de los meteoritos OX, mientras que las regiones más antiguas son más similares en características espectrales a los asteroides de clase S [12] .

La baja densidad del asteroide y el descubrimiento de los procesos de meteorización cósmica han llevado a una nueva comprensión de la relación entre los asteroides de clase S y los meteoritos OX. La clase S es una de las más numerosas en el interior del cinturón principal de asteroides [12] . Las condritas ordinarias también son muy comunes entre los meteoritos que se encuentran en la Tierra [12] . Los espectros de los asteroides de clase S no coinciden con los espectros de los meteoritos OX. Así, durante su sobrevuelo cerca de Ida, Galileo descubrió que solo algunos asteroides de esta clase, incluidos los de la familia Coronid, pueden ser una fuente de meteoritos OX [24] .

Características físicas

Las estimaciones de la masa de Ida oscilan entre 3,65⋅10 16 y 4,99⋅10 16 kg [25] . La aceleración de caída libre en la superficie, dependiendo de la posición del asteroide, varía de 0,3 a 1,1 cm/s² [16] . Esto es tan pequeño que un astronauta , de pie en la superficie, puede, saltando, volar de un extremo a otro de Ida, y si acelera a una velocidad de 20 m/s, puede incluso alejarse del asteroide [ 26] [27] .

Ida es un asteroide alargado [22] algo parecido a un croissant [18] con una superficie irregular [28] [29] . La longitud del asteroide es 2,35 veces el ancho [22] y la parte central conecta dos partes geológicamente diferentes [18] . Esta forma del asteroide puede explicarse por el hecho de que consta de dos componentes sólidos conectados por un área de material triturado suelto. Sin embargo, las imágenes de Galileo no lograron confirmar esta hipótesis [29] , aunque en el asteroide se encontraron pendientes con una inclinación de 50°, cuando por lo general no superan los 35° [16] . Debido a la forma irregular y la alta velocidad de rotación, la distribución del campo gravitatorio sobre la superficie de Ida es extremadamente desigual [30] . La acción de las fuerzas centrífugas en la escala de un asteroide con una masa tan pequeña y una forma tal conduce a distorsiones de la gravedad muy notables en diferentes partes de Ida [16] . En particular, la aceleración gravitatoria es más baja en los extremos del asteroide y en sus regiones medias (debido a la baja densidad).

Características de la superficie

La superficie de Ida es mayormente gris, pero en áreas jóvenes recién formadas, son posibles ligeras variaciones de color [6] . Además de los cráteres, Ida tiene otras características, como valles, crestas y salientes. Ida está cubierta por una gruesa capa de regolito , que oculta las rocas principales del asteroide. Pero en la superficie se pueden encontrar algunos fragmentos grandes de la roca madre que fueron expulsados ​​durante la caída de los asteroides.

Regolito

El espesor de la capa de astillas de piedra triturada que cubre la superficie de Ida, llamada regolito , es de 50 a 100 metros [18] . Este material se formó bajo la influencia de un intenso bombardeo de meteoritos de un cuerpo celeste. Numerosos meteoritos, cayendo sobre Ida, aplastaron y trituraron su roca, actuando así como uno de los principales factores geológicos que formaron la superficie [27] .

Ahora la superficie también está cambiando debido al movimiento del regolito a lo largo de ella bajo la influencia de la gravedad y la rápida rotación. Galileo, durante su sobrevuelo, encontró evidencia de un movimiento reciente de este tipo, una especie de deslizamiento de tierra [20] . El regolito de Ida está compuesto por silicatos de varios minerales, en particular olivino y piroxeno [9] [32] . Debe su aparición y cambio a los procesos de meteorización cósmica [24] , como resultado de lo cual el antiguo regolito adquiere un tinte rojizo, que lo distingue del más joven [9] .

Pero entre el regolito, también hay partes bastante grandes de la roca madre expulsada del cráter en el momento de su formación. En total, se descubrieron unos 20 bloques grandes (40-150 metros de ancho) [18] [26] . Son las partes más grandes del regolito [14] . Dado que bajo la influencia de la erosión cósmica estos bloques se erosionan y trituran gradualmente en un tiempo relativamente corto, no pueden existir por mucho tiempo, y los bloques que existen ahora probablemente se formaron recientemente [27] [30] . La mayoría de ellos están ubicados cerca de los cráteres Lascaux y Mammoth , pero es posible que no se hayan formado en ellos [27] . Debido al campo gravitatorio desigual, el regolito de las regiones vecinas de la superficie de Ida fluye hacia esta área [30] . Algunos bloques pueden provenir del cráter Azzurra (en el lado opuesto del asteroide) [33] .

Estructuras

Hay varias estructuras bastante grandes en la superficie de Ida. El asteroide en sí se puede dividir en dos partes (región 1 y región 2), que están interconectadas en el medio [18] [33] .

El Área 1 contiene dos estructuras principales, una de las cuales es la cresta Townsend Dorsum de cuarenta kilómetros que se extiende 150° a lo largo de la superficie de Ida [34] , y la otra son los grandes bancos del Regio de Viena [18] .

La Región 2 incluye varios valles, la mayoría de los cuales tienen hasta 100 metros de ancho y se extienden hasta 4 km de longitud [14] [18] .

Están ubicados cerca de los cráteres Lascaux , Mammoth y Kartchner , pero no están asociados con ellos [14] . Algunos valles están asociados con estructuras al otro lado del asteroide, como la región de Vena . Las áreas de Ida llevan el nombre de su descubridor y los lugares donde trabajó [35] .

Townsend Dorsum, descubierto en Ida , lleva el nombre de Tim E. Townsend, quien trabajó en el equipo de Galileo en el grupo de imágenes.

Cráteres

Ida es uno de los cuerpos con más cráteres del Sistema Solar [19] [28] , el bombardeo de meteoritos fue el principal proceso que formó su superficie [22] . En cierta etapa, la formación de cráteres alcanzó su punto de saturación, es decir, la formación de nuevos cráteres inevitablemente debe conducir al borrado de los antiguos, como resultado de lo cual el número total de cráteres en el asteroide sigue siendo aproximadamente el mismo [ 9] . Ida está cubierta de cráteres de diversas edades [28]  , desde nuevos, recién formados, hasta casi tan antiguos como el propio Ida [18] . Los antiguos podrían haber aparecido incluso en el momento de la aparición de Ida, durante la ruptura del asteroide padre que formó la familia Koronids [24] . El cráter más grande, Lascaux, tiene casi 12 km de diámetro [29] [36] . Todos los cráteres más grandes con un diámetro de más de 6 km están ubicados en la Región 2 , mientras que la Región 1 está prácticamente desprovista de cráteres grandes [18] . Algunos cráteres están ubicados en una cadena en la misma línea [20] .

Los cráteres más grandes de Ida llevan el nombre de famosas cuevas terrestres y tubos de lava . El cráter Azzurra, por ejemplo, lleva el nombre de una cueva medio sumergida en la isla de Capri , también conocida como la Gruta Azul [37] . Se supone que Azzurra es la formación grande más joven en la superficie de Ida [26] . La energía de la colisión fue tan grande que el material expulsado de este cráter se dispersó por toda la superficie del asteroide [9] , y es este material el que provoca las fluctuaciones de color y albedo que se observan en él [38] . Fingal tiene una morfología interesante entre los cráteres jóvenes , que tiene un límite claro entre el fondo del cráter y su pared [14] . Otro cráter importante es Athos, a partir del cual se cuentan los meridianos sobre Ida [39] .

La estructura de los cráteres es bastante simple: tienen forma de copa sin un pico central [14] . Se distribuyen bastante uniformemente sobre la superficie de Ida, con la excepción de la protuberancia al norte del cráter Zhoukoudian, donde la superficie es más joven y tiene menos cráteres [14] . Debido a la baja gravedad combinada con la rápida rotación de Ida, la roca arrancada de la superficie se transporta sobre ella a una mayor distancia y de manera más desigual [22] . Como resultado, la roca expulsada del cráter se ubica a su alrededor de forma asimétrica y, en el caso de una velocidad suficientemente alta, sale volando completamente del asteroide [26] .

Composición

Basado en un análisis espectral de Ida realizado el 16 de septiembre de 1980 por los astrónomos David J. Tolen y Edward F. Tedesco [40] [41] y una comparación de los espectros obtenidos con los de otros asteroides, Ida se clasificó como un S- asteroide de clase [3] . Los asteroides de clase S son similares en composición a los meteoritos pétreos de hierro y las condritas ordinarias [3] . No se ha realizado un análisis de la composición interna, pero en base al color y la densidad del suelo, que es de 2,6 ± 0,5 g/cm³ [3] , se supone que es similar a la composición de las condritas ordinarias [3 ] [24] . Los meteoritos de condrita contienen en su composición silicatos , olivino , piroxeno , hierro y feldespato en diversas proporciones [42] . De estos , los piroxenos y el olivino fueron descubiertos por la nave espacial Galileo en Ida [32] . La composición mineral es casi uniforme en todo el asteroide. Partiendo de la suposición de que la composición de Ida es similar a la de los meteoritos de condrita con una densidad de 3,48 a 3,64 g/cm³, se puede concluir que la porosidad de Ida debería ser del 11 al 42 % [3] .

Las capas profundas de Ida probablemente contienen una cierta cantidad de rocas fracturadas por impacto llamadas megagolitos . La capa de megagolito comienza bajo la superficie de Ida a una profundidad de varios cientos de metros a varios kilómetros [14] .

Órbita y rotación

Ida es miembro de la familia Koronids en el cinturón principal de asteroides [9] y gira alrededor del Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter [43] a una distancia promedio del Sol de 2.862 UA. e., o 428 millones de km, dando una vuelta completa en 4 años 307 días y 3 horas [43] .

Este asteroide tiene un período de rotación de 4 horas 37,8 minutos [22] [44]  y es uno de los asteroides de rotación más rápida descubiertos hasta la fecha [45] . El eje de inercia central principal de un objeto con densidad uniforme y la misma forma que el de Ida coincide con la dirección del eje de rotación del asteroide, lo que indica su homogeneidad. Es decir, no hay fluctuaciones significativas de densidad en su interior. De lo contrario, la dirección del momento de inercia calculado no coincidiría con la dirección del eje de rotación, es decir, el eje de rotación real estaría en otro lugar del asteroide. Galileo detectó variaciones de densidad extremadamente pequeñas asociadas con la rápida rotación de Ida [14] [46] . Dado que el asteroide Ida tiene una inclinación orbital distinta de cero y una forma irregular, bajo la influencia de la gravedad del Sol, su eje de rotación tiene una precesión con un período de 77 mil años [47] .

Origen

Ida se formó como resultado de la destrucción del asteroide padre con un diámetro de 120 km, que formó la familia Koronids [44] . Era lo suficientemente grande como para que comenzara a producirse en él la diferenciación de las entrañas, como resultado de lo cual elementos más pesados, en particular metales, migraron a la región central del asteroide. Se supone que Ida se formó a partir de las partes superiores de este asteroide, bastante distante del núcleo. Es difícil fechar con precisión la formación de Ida, pero según el análisis de los cráteres, la edad de su superficie es de más de 1000 millones de años [45] , lo que, sin embargo, no concuerda bien con la existencia del Ida-Dactyl. sistema, que no puede tener más de 100 millones de años [48] . La diferencia de edad puede explicarse por la caída de material del cuerpo original sobre la superficie de Ida en el momento de su destrucción [49] .

Satélite Dáctilo

El pequeño satélite Dactyl, que orbita alrededor del asteroide Ida, fue descubierto a partir de imágenes obtenidas por la nave espacial Galileo durante su sobrevuelo del asteroide en 1993. Estas imágenes fueron la primera confirmación documental de la posibilidad de la existencia de satélites alrededor de los asteroides [9] . Estas imágenes del asteroide fueron tomadas cuando Dactyl estaba a una distancia de 90 km de Ida. A juzgar por las imágenes, su superficie está llena de cráteres, como la superficie de Ida, y consiste en materiales similares. Se desconoce el origen exacto de Dactyl, pero se supone que se originó como uno de los fragmentos de los asteroides padres que formaron la familia Coronid .

Descubrimiento

El satélite Dactyl fue descubierto por Ann Harch, miembro de la misión Galileo, el 17 de febrero de 1994 mientras analizaba imágenes recibidas de la nave espacial [32] . En total, Galileo pudo registrar 47 imágenes de Dactyl en 5,5 horas de observación en agosto de 1993 [25] . La nave se encontraba a una distancia de 10.760  km de Ida [50] y 10.870  km de Dactyl cuando se obtuvo la primera imagen del satélite, 14 minutos antes la nave volaba a una distancia mínima del satélite [51] .

La designación original del satélite  es 1993 (243) 1 [50] [52] . Más tarde, en una reunión de la Unión Astronómica Internacional en 1994 [52] , recibió su nombre de los mitológicos Dactyl Liliputienses que habitaban el Monte Ida en la isla de Creta [53] [54] .

Desafortunadamente, no se han obtenido los parámetros exactos de la órbita de Dactyl alrededor de Ida. Esto se explica por el hecho de que la posición mutua de Ida y Dactyl ha cambiado poco durante el corto tiempo de vuelo de la sonda. Además, en el momento de la transmisión de datos, el aparato de Galileo se encontraba en el plano de la órbita del satélite, lo que dificultaba mucho la determinación de la órbita. Entonces, aunque la IAU confirmó el hecho del descubrimiento del satélite, hasta que se establezca su órbita, aún quedan ciertas dudas sobre la exactitud de las conclusiones [55] .

Características físicas

Dactyl, que tiene unas dimensiones de 1,6×1,4×1,2 km, tiene una forma ovoide [9] muy parecida a un esferoide [53] . Su eje de rotación está orientado hacia Ida. Al igual que Ida, la superficie del satélite presenta cráteres, en él se han encontrado más de una docena de cráteres de más de 80 metros de diámetro, lo que indica un intenso bombardeo de meteoritos en el pasado [6] . Se ha encontrado una cadena lineal de al menos seis cráteres en la superficie. Los cuerpos que los formaron probablemente fueron eliminados previamente de Ida, después de lo cual ya cayeron sobre Dactyl, formando tal estructura. Muchos cráteres en el satélite contienen picos centrales que están ausentes en cráteres similares en Ida. Estas características, así como la forma esferoidal del satélite, indican que, a pesar de su pequeño tamaño, tiene el efecto de la gravedad sobre las estructuras superficiales y sobre el propio asteroide [56] . La temperatura media de la superficie es de unos 200 K o −73 °C [32] .

Dactyl tiene muchas características en común con Ida, en particular, sus albedos son muy cercanos [57] , pero al mismo tiempo, los rastros de erosión y meteorización espacial son mucho menos visibles en él, ya que debido a su pequeño tamaño no puede acumular gran cantidad de agua en su superficie cantidad de material triturado, lo que contrasta con la superficie de Ida, que está cubierta por una gruesa capa de regolito [24] [50] .

Órbita

Si bien se desconocía la masa de Ida, la reconstrucción de la órbita de Dactyl basada en la ley de la gravitación universal permitió una incertidumbre muy significativa. Casi de inmediato quedó claro que, sin saber ni la masa ni la densidad de Ida, no sería posible determinar con precisión la órbita de Dactyl. Por lo tanto, utilizando simulaciones por computadora, se creó un conjunto de sus órbitas para varios valores posibles de masa y densidad de Ida, en particular para una densidad de 1,5 a 4,0 g/cm³. Para diferentes valores de la densidad del cuerpo central, las órbitas a lo largo de las cuales el satélite se moverá a su alrededor también son diferentes. Además, para un rango dado de densidades, las órbitas difieren mucho. A densidades de Ida inferiores a 2,1 g/cm³, las órbitas resultan hiperbólicas, es decir, el satélite deberá abandonar el asteroide tras el primer sobrevuelo. A densidades más altas de Ida, las órbitas son elípticas con una gran excentricidad : con una distancia en el periápside de unos 80-85 km, distancias enormes de Ida en el apocentro y con un período de una a muchas decenas de días. Con aproximadamente 2,8 g/cm³, la órbita se vuelve casi circular con un período de unas 27 horas. A medida que la densidad aumenta aún más, las distancias en los pericentros de las órbitas elípticas disminuyen en proporción directa al valor de la densidad, y las distancias en los apocentros se vuelven de 95 a 100 km. Para una densidad Ida de más de 2,9 g/cm³, la distancia del periapsis se vuelve inferior a 75 km y el período orbital es inferior a 24 horas [55] .

De acuerdo con los resultados de las simulaciones por computadora del movimiento de Dactyl, para que el satélite permanezca en una órbita estable [25] , su periápside debe estar al menos a 65 km de Ida. El rango de órbitas posibles en la simulación se redujo debido a los puntos en los que se encontraba el satélite en el momento del sobrevuelo de Galileo, en concreto, el 28 de agosto de 1993 a las 16:52:05 se encontraba a una distancia de 90 km de Ida con una longitud de 85° [25 ] . Y el 26 de abril de 1994, el telescopio Hubble observó Ida durante ocho horas, pero su resolución no permitía detectar un satélite: para ello, tendría que estar a más de 700 km de Ida [23] .

Se sabe que Dactyl se mueve alrededor de Ida en una órbita retrógrada (gira alrededor de Ida en dirección opuesta, es decir, opuesta a la dirección de rotación de Ida alrededor del Sol), la cual tiene una inclinación de 8° con respecto al ecuador de Ida [ 25] . El período orbital de Dactyl es de unas 20 horas si suponemos que se mueve en una órbita circular [57] con una velocidad orbital de unos 10 m/s [23] .

Edad y linaje

Dactyl puede haberse originado al mismo tiempo que Ida [45] , en el momento de la colisión de dos asteroides que dieron origen a la familia Coronids [27] . Sin embargo, podría haberse formado más tarde, por ejemplo, ser derribado de Ida en el momento de la colisión de este último con otro asteroide [25] . La probabilidad de su captura accidental es extremadamente pequeña. Quizás, hace unos 100 millones de años, el mismo Dactyl sobrevivió a una colisión con un asteroide, como resultado de lo cual su tamaño se redujo significativamente [51] .

Véase también

• Lista de asteroides ( 201-300 )

Notas

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    Los meteoritos de condrita se dividen en cinco clases según su composición, tres de ellos contienen prácticamente los mismos minerales (metales y silicatos), pero en diferente proporción. Las tres clases contienen una gran cantidad de hierro en diversas formas (óxido de hierro en silicatos, hierro metálico y hierro en forma de sulfuros), por regla general, las tres clases están enriquecidas en hierro hasta tal punto que pueden considerarse como mineral de hierro. Las tres clases contienen feldespato , piroxeno , olivino (Mg, Fe) 2 [SiO 4 ], hierro metálico y sulfuro de hierro. Estas tres clases, denominadas condritas ordinarias, contienen una amplia variedad de metales.

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Enlaces

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• Ida y Dactyl: un asteroide y un satélite
• Ida y Dactyl: un asteroide y su satélite Archivado el 21 de enero de 2021 en Wayback Machine .
• El asteroide Ida y su luna Dactyl Archivado el 10 de marzo de 2016 en Wayback Machine .

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