243 이다

243 이다(독일어·영어: 243 Ida)는 소행성대에 있는 코로니스족의 소행성으로, 1884년 9월 29일에 요한 팔리사가 발견하여 그리스 신화에 나오는, 크레타섬 이디산에 살던 님프 이다의 이름을 붙였다. 이후 망원경 관측으로 이다는 내부 소행성대에서 가장 흔한 형태인 S형 소행성으로 분류되었다. 1993년 8월 28일에는 목성 탐사선 갈릴레오 호가 이다의 중력을 이용해 목성으로 궤도를 수정하기 위해 이다에 접근하였다. 이로써 이다는 우주선이 근접한 두 번째 소행성이자 위성을 가진 소행성 중 최초로 발견된 소행성으로 기록되었다. 소행성대의 다른 소행성들처럼 이다의 궤도는 화성과 목성 사이에 놓여 있다. 공전 주기는 4.84년이며, 자전 주기는 4.63 시간이다. 이다의 평균 직경은 31.4 km로, 울퉁불퉁하고 길다란 모양을 가지고 있는데, 마치 크루아상빵처럼 두 개의 다른 물체가 서로 붙어 있는 것처럼 보인다. 표면은 태양계 내에서 가장 심하게 충돌구로 덮여 있는 천체 중 하나로, 충돌구들의 크기와 오래된 정도가 매우 다양하다. 이다의 위성 다크틸은 갈릴레오가 전송한 사진에서 연구원 앤 하치가 발견했으며, 이다 산에 산다는 그리스 신화상의 생물 다크틸로이의 이름을 따 명명했다. 다크틸의 직경은 이다의 12분의 1인 1.4 킬로미터에 불과하다. 다크틸과 이다는 많은 공통점을 가지고 있으며, 두 천체의 기원이 같다고 주장되기도 한다. 갈릴레오가 전송한 사진과 이다의 구성 성분을 후속 조사한 결과 S형 소행성의 지질에 대한 많은 정보를 얻을 수 있었다. 갈릴레오의 접근 통과 이전에는 소행성의 광물 조성을 설명하기 위해 여러 이론들이 난무했다. 소행성의 구성 성분을 확실히 앎으로써 소행성대가 기원인 운석과 성분을 상호 관련시킬 수도 있는데, 소행성을 접근 통과하며 얻은 데이터들은 지구 표면에서 가장 많이 발견되는 보통 콘드라이트 유성체의 기원으로 S형 소행성을 가리키고 있다. 이다는 1884년 9월 29일 빈 천문대에서 오스트리아의 천문학자 요한 팔리사에 의해 발견되었으며, 팔리사가 발견한 45번째 소행성이었다. 이다는 빈의 양조장 사업가이자 아마추어 천문학자였던 모리츠 폰 쿠프너가 그리스 신화에서 크레타섬의 이디산에 살면서 어린 제우스를 길렀던 님프 이다의 이름을 따서 명명했다. 1918년에는 키요츠구 히라야마가 이다를 코로니스족으로 인정했다. 1980년에 천문학자 데이비드 J. 톨런과 에드워드 F. 테데스코가 ECAS의 일환으로 이다의 반향 스펙트럼을 측정했다. 이다의 스펙트럼은 S형 소행성의 스펙트럼과 들어맞았다. 1993년 초에는 미 해군 천문대와 오크리지 천문대에서 이다를 자주 관측했다. 이 관측으로 이다의 태양 공전 궤도를 측정했으며, 이후 갈릴레오가 이다 상공 60 킬로미터 지점을 접근 통과하기 전까지 자료의 불확실성을 줄일 수 있었다. 1993년, 목성 탐사선 갈릴레오 호가 목성 탐사의 부차적 임무로 이다와 가스프라를 방문했다. 이전의 어떤 임무에서도 이런 접근 통과를 시도한 적은 없었다. 갈릴레오는 1989년 10월 18일, 애틀랜티스 우주왕복선의 STS-34 임무 때 위성궤도로 올려졌다. 갈릴레오의 진행 방향을 이다 쪽으로 돌리는 데는 34 킬로그램의 추진제가 소비되었다. 임무 입안자들은 소행성 탐사를 하고 나서도 목성을 탐사하는 데 필요한 연료가 충분히 남아 있다는 점을 확실히 하기 전까지 접근 통과 시도 결정을 미루었다. 갈릴레오는 목성으로 향하는 도중 소행성대에 두 번 들렀는데, 두 번째 방문 때인 1993년 8월 28일, 갈릴레오는 이다를 상대속도 초속 12,400 미터의 속도로 접근 통과했다. 갈릴레오에 탑재된 카메라는 이다와 240,350 킬로미터 떨어져 있을 때부터 관측을 시작하여, 가장 근접했을 때는 2,390 킬로미터 거리까지 접근했다. 이로써 이다는 가스파라에 이어 우주선에 의해 촬영된 두 번째 소행성이 되었다. 이 근접 통과 때 이다 표면의 약 95%가 밝혀졌다. 우주선의 고주파 안테나가 영구 장애를 일으키는 바람에 그때까지 이다를 촬영한 많은 사진은 전송이 연기되었고, 해상도 31 ~ 38 m/픽셀의 고해상도 사진 다섯 장이 1993년 9월 처음으로 수신되었다. 나머지 사진은 우주선이 지구에 가까울 때 전송하여 전송 시간을 단축시키기 위해 전송을 미루었다가 다음 해 봄에 전송되었다. 갈릴레오가 가스파라와 이다를 접근 통과했을 때 얻어진 데이터와 더불어, 1996년 발사된 니어 슈메이커 소행성 임무 덕분에 소행성 지질학의 본격적인 연구가 가능해졌다. 이다의 비교적 큰 표면에는 다양한 지질학적 특징이 나타난다. 또한 이다의 위성이자 최초로 발견된 소행성 위성인 다크틸의 발견으로 이다의 구성에 대한 자료가 추가로 제공되었다. 분광 분석 결과, 이다는 S형 소행성으로 분류된다. S형 소행성의 성분은 불확실했으나, 갈릴레오의 접근 통과 이후 보통 콘드라이트(OC) 운석이나 석철질운석에서 발견되는 광물 중 하나로 해석되었다. 장기간 안정한 상태를 유지하고 있는 다크틸의 궤도로 보면 이다의 밀도는 3.2 g/cm3 보다는 낮을 것으로 추정된다. 이는 석철질의 함유를 배제했을 경우로, 만약 이다가 철과 니켈이 풍부한 밀도 5 g/cm3의 물질로 이루어졌다면 이다의 40% 이상은 빈 공간으로 이루어져 있어야 한다. 갈릴레오는 이다에서 우주 풍화가 일어남에 따라 오래된 지역은 시간이 지나면서 붉은 색조로 변해간다는 것을 발견했다. 위성 다크틸에서도 같은 작용이 일어나지만 다크틸의 변화는 보다 작은 편이다. 이다 표면의 풍화로 그 구성을 보다 자세히 알 수 있게 되었다. 최근에 노출된 부분의 반사 스펙트럼은 OC 운석과 유사하지만 오래된 부분은 S형 소행성과 스펙트럼이 일치한다. 이다에서 우주 풍화 작용과 낮은 밀도를 발견함으로써, S형 소행성과 OC 운석 사이의 관계에 대한 새로운 이해의 장이 열렸다. S형 소행성은 소행성대의 안쪽 부분에서 가장 많은 종류의 소행성이고, OC 운석 역시 지구 표면에서 발견되는 유성체 중 가장 흔한 형태이다. 그러나 S형 소행성을 원격 관측하여 측정한 반사 스펙트럼은 OC 운석과 일치하지 않았다. 갈릴레오의 이다 접근 통과는 S형 소행성, 그 중에서도 코로니스족 소행성들이 이 운석들의 원천일 수 있다는 사실을 시사한다. 이다의 질량은 3.65×1016 kg ~ 4.99×1016 kg이다. 이다의 중력장은 그 표면에 약 0.3 cm/s2에서 1.1 cm/s2의 가속도를 만들어낸다. 이 장은 너무 약해서 만약 우주 비행사가 이다의 한쪽 끝에서 점프를 하면 다른 쪽 끝까지 날아갈 수 있으며, 20 m/s 초과의 속도로 운동하는 물체면 소행성에서 완전히 벗어날 수 있다. 이다는 울퉁불퉁한 표면에 마치 크루아상처럼 생긴 길쭉한 모양의 소행성이다. 이다는 세로 길이가 가로 길이보다 2.35배 길며, 전체 소행성을 지질학적으로 서로 다른 두 개의 부분으로 가르는 "허리" 부분이 존재한다. 이렇게 꼬인 모양은 이다가 두 개의 크고 단단한 구성 요소 사이의 틈에 암설(돌 부스러기)이 채워짐으로써 형성되었다는 것을 시사한다. 그러나 갈릴레오의 고해상도 사진에서는 그런 암설 구조가 발견되지 않았다. 이다에는 경사가 약 50°쯤 되는 가파른 사면도 존재하지만, 보통 사면들의 경사는 35°를 초과하지 않는다. 이다의 울퉁불퉁한 모양은 중력장이 매우 불균등한 원인이 된다. 자전으로 인한 원심력과 두 덩어리 부분에 집중된 질량 분포 때문에 양 말단과 허리 부분에서 표면 중력 가속도의 크기가 가장 낮다. 이다의 표면은 충돌구로 심하게 얽혀 있으며, 새로 형성되거나 발견된 구역에서 사소한 색조 변화가 나타나긴 하지만 전체적으로 회색조를 띤다. 충돌구 외에 골짜기, 능선, 돌출부 등 다른 지형들도 두드러진다. 이다는 두꺼운 표토층으로 덮여 있으며, 부스러기들이 흩어져 아래의 단단한 암석층을 뒤덮고 있다. 커다란 바위인 분출물 암괴(ejecta block)도 표면에서 발견된다. 이다의 표면은 약 50 ~ 100 미터 두께의 가루 상태의 암석, 표토층으로 덮여 있다. 이 물질은 충돌 사건 당시 형성되어 지질학적 과정을 통해 이다 표면에 고루 퍼졌다. 최근에 표토가 사면이동을 한 증거를 갈릴레오가 관측했다. 이다의 표토는 규산염 광물인 감람석과 휘석으로 구성되어 있으며, 그 외관은 시간이 흐름에 따라 우주 풍화 작용으로 변화했다. 이 작용으로 인해 오래된 표토는 최근에 노출된 것에 비해 좀 더 붉은 빛을 띤다. 20여개의 커다란 ― 가로 크기 약 40 ~ 150 미터 ― 분출물 암괴들이 이다의 표토층에 파묻힌 상태로 발견되었다. 분출물 암괴들은 표토층에서 가장 큰 덩어리 조각들이다. 분출물 암괴는 충돌 사건 때 파괴되는 것으로 생각되므로 현재 표면에 존재하는 암괴들은 최근에 만들어졌거나 충돌 사건으로 표면에 노출된 것으로 보인다. 대부분의 분출물 암괴는 라스코 충돌구와 매머드 충돌구 내에 위치해 있지만 그곳에서 만들어지지는 않은 것 같고, 이다의 불균등한 중력장으로 인해 부스러기들이 이 지역들로 끌려가는 것이다. 소행성 반대편에 있는 젊은 충돌구, 아주라 충돌구에서 만들어진 것으로 보이는 암괴들도 있다. 이다의 표면에는 두드러지는 지형지물이 여럿 존재한다. 소행성은 두 쪽으로 나뉘어 있으며, 이하 구역 1(region 1), 구역 2(region 2)라고 기술하기로 한다. 두 지역을 연결하는 지역을 허리("waist")라고 하며, 이 허리는 부스러기들이 채워져 만들어졌거나 충돌 사건으로 만들어진 것으로 생각된다. 구역 1에는 두 개의 주요한 지형이 존재한다. 하나는 이다 표면에 150도 정도로 뻗어 있는 40 킬로미터 높이의 타운센드 도르숨(Townsend Dorsum) 능선이고, 다른 하나는 비엔나 리지오(Vienna Regio)라고 명명된 커다란 함몰부이다. 구역 2에는 수많은 골짜기가 나 있는데, 큰 것은 너비가 100 미터, 길이가 4 킬로미터에 달한다. 이 골짜기들은 매머드 충돌구, 라스코 충돌구, 카츠너 충돌구와 가까이 있지만 연결되어 있지는 않다. 비엔나 리지오 맞은 편에 있는 것과 같이 대충돌 사건과 관련이 있는 골짜기도 존재한다. 이다는 태양계에서 가장 심하게 충돌구로 덮여 있는 천체 중 하나이며, 이런 표면을 형성한 일차적 과정은 충돌 사건이다. 충돌구의 양이 포화 상태에 도달하여, 새로 일어난 충돌 사건이 오래된 충돌구를 지워 버리기에 충돌구의 총 수는 대충 일정하다. 이다의 표면을 뒤덮은 충돌구들은 크기와 나이가 각양각색으로, 최근에 형성된 것부터 이다의 나이만큼 오래된 것까지 있다. 가장 오래된 것은 아마 코로니스족 모천체의 대붕괴 때 만들어졌을 것이다. 거의 12 킬로미터에 달하는 가장 큰 충돌구인 충돌구 라스코를 비롯, 구역 2에는 거의 대부분의 충돌구들의 직경이 6 킬로미터를 넘지만 구역 1에는 큰 충돌구들이 전혀 없다. 사슬 모양으로 배열된 충돌구들도 있다. 이다의 주요 충돌구들은 지구에 있는 동굴과 용암 동굴들의 이름을 따서 명명되었다. 예를 들어 충돌구 아주라는 푸른 동굴(Blue Grotto)이라고 알려져 있는 카프리섬의 수중 동굴을 따라 이름 붙여진 것이다. 아주라는 이다에 발생한 큰 충돌 사건들 중 가장 최근에 일어난 것의 흔적으로 보인다. 이 충돌로 일어난 분출물은 이다 표면에 불연속적으로 널리 퍼져나갔고 표면에 나타나는 색조와 반사율의 차이를 만들어낸 원인이 되었다. 충돌구 형태학에서 한가지 예외는 새로 생성된 비대칭 충돌구 핑갈으로, 이 충돌구는 바닥과 한쪽 벽면 사이에 날카로운 경계가 존재한다. 그 외에 중요한 충돌구는 충돌구 아폰이 있는데, 아폰은 이다의 본초 자오선을 표시하고 있다. 충돌구들은 평평한 바닥과 중앙 봉우리가 없는 사발 모양으로, 구조상으로 단순하게 생겼다. 충돌구들은 이다 전체에 고루 분포해 있지만 충돌구 쵸우코우티엔 북쪽의 돌출부는 표면이 비교적 매끄럽고 충돌구도 적다. 충돌로 만들어진 산란물은 행성들에서의 그것과는 다르게 퇴적되는데, 이것은 이다의 빠른 자전과 약한 중력, 불규칙한 모양 때문이다. 분출물 퇴적대는 충돌구 주변에 비대칭적으로 깔려 있지만 빠르게 움직이는 분출물의 경우 소행성을 탈출하여 영영 돌아오지 못한다. 이다는 반사 스펙트럼이 비슷한 다른 소행성들과 함께 S형 소행성으로 분류된다. S형 소행성은 석철이나 보통 콘드라이트(OC)로 구성되어 있다. 내부 구조는 명확히 분석된 바 없으나 표면의 색깔 변화 관측과 이다의 벌크 밀도가 2.27 ~ 3.10 g/cm3인 것으로 보아 OC와 비슷한 물질로 추측하고 있다. OC는 감람석, 휘석, 철, 장석 등의 다양한 규산염을 포함하고 있는데. 감람석과 휘석은 갈릴레오가 이다에서 그 존재를 확인했다. 이다는 소행성대의 코로니스족 소행성의 일원이다. 이다는 화성과 목성 사이에서 태양과의 평균 거리가 2.862 AU인 궤도를 따라 태양을 공전한다. 이다가 자기 공전 궤도를 완전히 한 바퀴 도는 데는 4.84089년이 걸린다. 이다의 자전 주기는 4.63시간으로, 지금까지 발견된 소행성 중 가장 빠르게 자전하는 것 중의 하나이다. 밀도가 균일하고 이다와 같은 모양을 한 물체의 최대 관성모멘트를 계산한 값은 소행성의 회전축과 일치한다. 이것은 소행성들의 밀도에 특별한 편차는 없다는 것을 시사한다. 비구형 형태의 이다에 태양의 중력이 작용하여 그 자전축은 7만 7천 년 주기를 두고 세차 운동한다. 이다는 직경이 120킬로미터쯤 되는 코로니스 모천체가 붕괴될 때 형성되었다. 모천체는 부분적으로 분화되어 있어 무거운 금속질 핵을 갖고 있었는데, 이다를 구성하는 물질은 핵에서 떨어져 나오지 않았다. 이 대붕괴가 얼마나 오래전에 일어났는지는 불확실하다. 이다의 충돌구 형성 과정을 분석한 결과에 따르면 이다의 표면은 적어도 10억 년은 더 되었다. 그러나 이 값은 이다-다크틸 계의 추정 연령인 1억 년과 불일치한다. 크기가 너무 작은 다크틸이 대충돌의 시기에 살아남을 수 있었다고 생각하기는 어렵다. 나이 측정치의 차이는 코노리스 모천체의 붕괴 때 생긴 부스러기로 인한 충돌구 형성의 증가로 설명할 수 있다. 이다는 다크틸이라는 이름의 작은 위성을 가지고 있다. 다크틸은 1994년, 갈릴레오가 1993년에 촬영한 사진을 분석하던 중 NASA의 연구원에 의해 발견되었으며, 최초로 발견된 소행성 위성이다. 다크틸이라는 이름은 그리스 신화에서 크레타섬 이디산에 살았다는 전설상의 종족 다크틸로이의 이름을 따 명명되었다. 다크틸은 순행 궤도를 따라 이다를 공전하고 있으며 모양은 구형에 가까운 달걀 모양이고, 크기는 약 1.6 × 1.4 × 1.2 킬로미터이다. 소행성 목록 243 이다와 다크틸의 지질학적 특징 목록 우주선이 방문한 소행성체와 혜성 목록 Ridpath 1897, p. 206 Raab 2002 NASA 2005 Schmadel 2003, p. 36 Berger 2003, p. 241 Chapman 1996, p. 700 Zellner, Tholen & Tedesco 1985, pp. 357, 373 Zellner, Tholen & Tedesco 1985, p. 404 Zellner, Tholen & Tedesco 1985, p. 410 Owen & Yeomans 1994, p. 2295 D'Amario, Bright & Wolf 1992, 26쪽 괄호 없는 하버드 인용 error: 대상 없음: CITEREFD'AmarioBrightWolf1992 (help) Chapman 1996, p. 699 D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 24 D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 72 D'Amario, Bright & Wolf 1992, p. 36 Sullivan et al. 1996, p. 120 Cowen 1993, p. 215 Thomas et al. 1996 Chapman 1994, p. 358 Chapman et al. 1994, p. 237 Greeley et al. 1994, p. 469 Chapman 1996, p. 707 Monet et al. 1994, p. 2293 Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 57 Chapman et al. 1994, p. 238 Chapman 1996, p. 709 Byrnes & D'Amario 1994 Wilson, Keil & Love 1999, p. 479 Chapman 1996, p. 710 Chapman 1995, p. 496 Petit et al. 1997, pp. 179–180 Geissler et al. 1996, p. 142 Lee et al. 1996, p. 99 Chapman 1994, p. 363 Bottke et al. 2002, p. 10 Geissler, Petit & Greenberg 1996, p. 58 Cowen 1995 Lee et al. 1996, p. 90 Lee et al. 1996, p. 96 Greeley et al. 1994, p. 470 Holm 1994 Chapman 1996, p. 701 Geissler et al. 1996, p. 141 Sullivan et al. 1996, p. 132 Lee et al. 1996, p. 97 Stooke 1997, p. 1385 Sárneczky & Kereszturi 2002 Sullivan et al. 1996, p. 131 Thomas & Prockter 2004 Geissler, Petit & Greenberg 1996, pp. 57–58 Chapman 1996, pp. 707–708 USGS Greeley & Batson 2001, p. 393 Bottke et al. 2002, p. 9 Sullivan et al. 1996, p. 124 Seidelmann et al. 2007, p. 171 Sullivan et al. 1996, p. 128 Geissler et al. 1996, p. 155 Wilson, Keil & Love 1999, p. 480 Lewis 1996, p. 89 JPL 2008 Vokrouhlicky, Nesvorny & Bottke 2003, p. 147 Greenberg et al. 1996, p. 107 Slivan 1995, p. 134 Greenberg et al. 1996, p. 117 Hurford & Greenberg 2000, p. 1595 Carroll & Ostlie 1996, p. 878 Green 1994 Schmadel 2003, p. 37 Pausanias 5.7.6 논문 Asphaug, Erik; Ryan, Eileen V.; Zuber, Maria T. 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