(243) Ida es un asteroide de la familia de Coronis situado en el cinturón principal de asteroides. Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por Johann Palisa y recibió el nombre de una ninfa de la mitología griega a propuesta de Moriz von Kuffner. Posteriores observaciones telescópicas clasificaron el asteroide Ida como un asteroide de tipo S, el segundo tipo más común en el cinturón de asteroides. El 28 de agosto de 1993, la sonda espacial Galileo visitó Ida de camino a Júpiter. Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial y el primero en que se confirmó la existencia de un satélite.
Al igual que todos los asteroides del cinturón principal, la órbita de Ida se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter. Su período orbital es de y su periodo de rotación es . Ida tiene un diámetro medio de 32 kilómetros. Es de forma irregular, alargado y podría estar compuesto por dos grandes objetos conectados entre sí mediante un cuello estrecho. La superficie presenta abundancia de cráteres de diversas medidas y edades.
El satélite de Ida, Dáctilo, fue descubierto por Ann Harch, miembro de la misión; en imágenes tomadas por la sonda Galileo. Recibió su nombre de los dactilos, las criaturas que habitaban el monte Ida, según la mitología griega. Dáctilo, que tiene solo de diámetro, representa aproximadamente la vigésima parte del tamaño de Ida. Su órbita no se pudo determinar con mucha precisión. Sin embargo, las posibles órbitas de Dáctilo permiten una estimación aproximada de la densidad de Ida, la cual reveló que el asteroide no contiene minerales metálicos. Ida y Dáctilo comparten muchas características físicas, lo que sugiere un origen común para ambos.
Las imágenes tomadas por la Galileo y la posterior medición de la masa de Ida supusieron nuevos conocimientos de la geología de los asteroides de tipo S. Antes del sobrevuelo, se habían propuesto varias teorías para explicar su composición mineral. La determinación de la composición permite una correlación entre la caída de meteoritos a la Tierra y su origen en el cinturón de asteroides. Los datos obtenidos durante el sobrevuelo señalaron a los asteroides de tipo S como la fuente de los meteoritos de condrita ordinaria, el tipo más común de meteorito.
Descubrimiento y nombre thumb|150px|izquierda|Johann Palisa, descubridor de IdaIda fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 desde el observatorio de Viena por el astrónomo austriaco Johann Palisa, siendo su de un asteroide en un total de 122.
El nombre de Ida fue propuesto por Moriz von Kuffner, un fabricante de cerveza vienés, mecenas del observatorio de Viena y astrónomo aficionado. Su nombre proviene, en la mitología griega, de Ida, una de las nodrizas que amamantaron al bebé Zeus.
Observación astronómica El asteroide Ida forma parte de la familia de Coronis, identificada en 1918 por Kiyotsugu Hirayama, quien propuso que todos sus miembros eran los restos de un cuerpo destruido por una colisión.
Como parte del proyecto ECAS, Eight-Color Asteroid Survey (en español, investigación de asteroides en ocho colores), los astrónomos David J. Tholen y Edward F. Tedesco midieron el espectro de reflexión de Ida que resultó ser del tipo S, tipo espectral de los asteroides de la familia de Coronis a la que pertenece Ida.
En abril y mayo de 1996 los astrónomos William M. Owen Jr. y Donald K. Yeomans hicieron múltiples observaciones de Ida desde la estación Flagstaff del Observatorio Naval de los EE. UU. y desde el observatorio de Oak Ridge. Estas observaciones redujeron la incertidumbre de la posición del asteroide para el posterior sobrevuelo de la Galileo.
Características físicas thumb|450px|Comparación del tamaño de Ida con otros asteroides, el planeta enano Ceres y MarteLa masa de Ida está entre 3,65 y . Su campo gravitatorio produce una aceleración de entre 0,3 y en la superficie. Este campo es tan débil que un astronauta sobre la superficie podría ir de un extremo de Ida al otro de un salto y un objeto que se eleve a más de podría escapar del asteroide.
Ida es un asteroide claramente alargado, 2,35 veces más largo que ancho, de superficie irregular, y con una cintura que une dos mitades desiguales geológicamente. Esta forma constreñida es coherente con la idea de que Ida está formado por dos piezas de grandes dimensiones, sólidas, con materiales sueltos que llenan el espacio entre ellos. De todos modos, estos residuos no se han visto en las imágenes de alta resolución captadas por la Galileo. Aunque hay algunas pendientes empinadas, con inclinaciones de hasta 50°, la pendiente generalmente no excede los 35°. La forma irregular de Ida es responsable de que su campo gravitatorio sea desigual. Por su forma la atracción gravitatoria es más baja en los extremos del asteroide. Además, también disminuye hacia el centro de la cintura porque la masa se concentra en las dos mitades de las que se compone Ida.
Superficie La superficie de Ida está poblada de cráteres y es en su mayor parte gris, aunque pequeñas variaciones de color marcan áreas recién creadas o expuestas. Además de los cráteres, resultan evidentes otras características como surcos, crestas o protuberancias. Ida está cubierto por una gruesa capa de regolito, residuos sueltos que oscurecen la roca sólida del subsuelo. Los más grandes fragmentos de desechos, del tamaño de una piedra, se denominan bloques de material expulsado y se observan varios de ellos en la superficie.
Regolito La superficie de Ida está cubierta por un manto de roca pulverizada, llamado regolito, de unos 50 a de espesor. Este material se produce por impactos y se distribuye por toda la superficie mediante procesos geológicos. La sonda Galileo vio pruebas de recientes deslizamientos cuesta abajo del regolito.
El regolito de Ida está compuesto por los minerales silícicos olivino y piroxeno. Su apariencia cambia con el tiempo debido a un proceso llamado erosión espacial, por lo que el regolito más antiguo parece tener un color más rojo que el material recientemente expuesto.
thumb|250px|izquierda|Vista general y cercana de un bloque de eyección.Se han identificado cerca de 20 grandes bloques de material eyectado, con tamaños de 40 a 150 metros de diámetro, entre el regolito de la superficie. Estos bloques de eyección constituyen las piezas más grandes del regolito y se descomponen o rompen con rapidez por los impactos contra la superficie, por lo que su presencia es consecuencia de una reciente formación o de una exposición tras un impacto. La mayoría se encuentran dentro de los cráteres Lascaux y Mammoth, pero no es posible que se hayan producido allí. Esta región atrae a los escombros debido al irregular campo gravitatorio de Ida. Algunos de estos bloques pudieron haber sido expulsados del cráter Azzurra, en el lado opuesto del asteroide.
Estructuras Varias estructuras importantes destacan en la superficie de Ida. El asteroide aparece dividido en dos zonas, región 1 y región 2, conectadas por una cintura. Esta última característica puede haberse formado por acumulación de escombros o por excavaciones sucesivas tras impactos.
La región 1 contiene dos estructuras principales. La primera es un risco de unos de longitud llamado Townsend Dorsum que se extiende 150° alrededor de la superficie de Ida. La segunda es una hondonada denominada Vienna Regio.
La región 2 cuenta con varios conjuntos de surcos, la mayoría de de ancho y hasta de longitud, próximos —aunque sin conexión— a los cráteres Mammoth, Lascaux y Kartchner. Otros están relacionados con grandes impactos como el conjunto que se opone a Vienna Regio.
Cráteres thumb|350px|Vista detallada del cráter Fingal.Los impactos meteoríticos han sido el proceso principal de conformación de la superficie de Ida, por lo que es uno de los cuerpos más densamente craterizados del sistema solar, hasta el punto de haber alcanzado la saturación. Los nuevos impactos borran o desdibujan la presencia de los cráteres más antiguos y dejan el recuento más o menos sin variaciones. Ida está cubierto de cráteres de todos los tamaños y grados de degradación, con edades comprendidas entre muy recientes o tan antiguos como el propio asteroide. De hecho, el más antiguo pudo haberse formado durante la desintegración del cuerpo progenitor de la familia de Coronis. Lascaux es el más grande con casi de longitud. La región 2 contiene casi todos los superiores a mientras que en la región 1 no hay cráteres grandes. Algunos están dispuestos en cadena.
Los grandes cráteres de Ida llevan el nombre de cuevas y tubos de lava de la Tierra. El cráter Azzurra, por ejemplo, lleva el nombre de la Grotta Azzurra, una cueva sumergida de la isla de Capri. Además, parece ser el resultado del más reciente impacto en Ida. El material expulsado de esta colisión está distribuido discontinuamente sobre Ida y es el responsable de las notables variaciones de color y albedo de la superficie. Una excepción de la morfología crateriana del asteroide es el reciente y asimétrico cráter Fingal, que tiene un límite preciso entre el piso y el muro en uno de sus lados. Otro cráter significativo es Afon, pues marca el primer meridiano de Ida.
Los cráteres tienen una simple estructura de cuenco, sin fondos planos ni picos centrales. Está distribuidos uniformemente alrededor de Ida, a excepción de un saliente al norte del cráter Chouloutien que es más suave y menos craterizado. El material expulsado por los impactos se ha depositado en Ida de manera diferente que en los planetas debido a su rápida rotación, baja gravedad y forma irregular. Los flujos de eyección se asientan asimétricamente alrededor de los cráteres, pero las eyecciones de rápido movimiento se pierden definitivamente.
Composición Ida se clasificó como asteroide de tipo S por la similitud de su espectro al de otros asteroides similares. Los asteroides de tipo S pueden compartir composición con los meteoritos metalorrocosos o condríticos. La composición interna no se ha analizado directamente, pero se supone que es parecida a la de los materiales condríticos por los cambios de color de la superficie y la densidad de Ida, estimada entre 2,27 y . Las condritas contienen cantidades varibles de olivino, piroxeno, hierro y feldespato. La sonda Galileo detectó olivino y piroxeno en Ida. El contenido mineral parece ser homogéneo en todo el asteroide, pues la Galileo encontró variaciones mínimas en la superficie que, junto a los datos de la rotación del asteroide, indican una densidad constante. Asumiendo que la composición es similar a las condritas, Ida podría tener una porosidad del 11 al .
Órbita y rotación thumb|450px|Sucesivas imágenes de la rotación de Ida en las que se aprecia su forma irregular.Ida es un miembro de la familia de Coronis. Orbita alrededor del Sol a una distancia media de entre las órbitas de Marte y Júpiter, en el cinturón principal de asteroides, y tarda en completar una órbita.
Su periodo de rotación es de , siendo uno de los asteroides con la velocidad de rotación más rápida. El momento de inercia máximo calculado para un objeto de densidad uniforme y misma forma que Ida coincide con el eje de giro del asteroide. Esto sugiere que no hay grandes variaciones de composición en el asteroide. La precisión del eje de rotación es de unos , debido a que la gravedad del Sol actúa sobre la forma irregular de Ida.
Origen