Исследование Иды дало человечеству многие с актуальных теорий о космических телах, в том числе – о метеоритах, падающих на Землю. Хотя астероид и был посещен межпланетным зондом и даже запечатлен в высоком расширении, некоторые характеристики Иды были вычислены исключительно теоретически. Связано это как и с отсутствием необходимых ресурсов, так и просто с нехваткой времени – основной миссией зонда «Галилео» было исследование Юпитера.

Семейство Корониды в Главном поясе астероидов, где находится Ида, просто было по пути. Но и того, что стало известно, хватило для получения чёткой картины – а именно:
• Масса Иды, по различным оценкам, колеблется от 3,65·10¹⁶ до 4,99·10¹⁶ кг. Столь большой разброс значений (равный в массе малому спутнику Юпитера, Карме) связан с малой точностью методов определения массы. К примеру, «Галилео» не мог делать заборы гравитационных возмущений, с помощью которых была точно определена масса астероидов, «посещенных» позже другими зондами. Наличие спутника только усложнило процесс вычислений.
• Удаление Иды от Солнца – 2,862 астрономической единицы, то есть почти три расстояния от светила к Земле, или 428 миллионов километров.
• Период обращения Иды вокруг Солнца – 4 года и 307 дней. Куда быстрее астероид вращается вокруг своей оси – чуть больше чем за 4,5 часа. Это один с быстрейших периодов вращения среди малых космических тел.
• Форма Иды – неправильная, вытянутая. Судя по линейным характеристикам астероида – 59 × 25 × 18 км – длина в два раза превышает ширину. Учитывая особенности рельефа, астрономы сравнили тело Иды с формой круассана.
• Рельеф астероида действительно примечателен. Ида относится к числу наиболее испещренных кратерами тел. Самый большой из них, Ласко, имеет 12 километров в диаметре. Его назвали в честь пещеры Ласко во Франции, где были найдены рисунки древних людей.
• На основании показателя альбедо, Иду причислили к S-классу – отражаемый солнечный свет составил 0,23 от получаемого астероидом. Подтвердил это и радиоанализ – излучаемый спектр поверхности был схож с данными от других астероидов в группе. Астероиды такого типа называют еще каменными – их материал состоит с кремния и металлов. Именно этим объясняется их яркость – самые большие объекты S-класса можно увидеть в обычный бинокль.

Стоит учитывать, что Ида была всего вторым астероидом, исследуемым вблизи – первым стала Гаспра, мимо которой пролетел все тот же зонд «Галилео». Поэтому многие сведения так и остались недоработанными – или же, в силу невозможности объяснить достоверно, стали особенностями астероида.

Открыт астероид был в сентябре 1884 года Иоганном Пализой, на базе Венской обсерватории в Австрии. Пализа, будучи профессиональным астрономом, 53 года занимался исследованиями и поиском новых объектов. Так, за период своей деятельности он вручную нашел 122 астероида – Ида стала 45-м. В 1918 году была определена принадлежность астероида к семейству Корониды.

Имя Иды – нимфы, вырастившей бога грома Зевса в древнегреческой мифологии – астероиду дал Мориц фон Куффнер, венский пивовар, коллекционер и меценат. Немало вложил он и в изучение астрономии. Будучи евреем, после аннексии Австрии нацистской Германией Куффнер вынужден был покинуть свой любимый город.

Примечательным в современной астрономии стали результаты спектрального анализа Иды. Провели его в 1980 году астрофизики Дэвид Толен и Эдвард Тедеско. Именно они причислили астероид к S-классу, сравнив итоги анализа с данными других астероидов. Они же и сравнили материал Иды с составом метеоритов, найденных на Земле. Еще их именуют хондритами из-за их горной породы, состоящей силикатных и магниевых зерен и гранул, именуемых хондрами. Хондриты составляют 90% от числа падающих на Землю метеоритов.

Перед тем как зонд «Галилео» пролетел мимо Иды, она исследовалась радиотелескопом из обсерватории Ок-Ридж в 1993 году. Тогда были получены важные орбитальные данные астероида. Предварительное исследование астероида было необходимо потому, что главной миссией «Галилео» было исследование Юпитера. Тратить топливо зонд мог лишь в случае стопроцентной вероятности исполнения главной миссии.

В конце концов, 28 августа 1993 года зонд «Галилео» прошел мимо Иды, потратив для этого 34 дополнительных килограмма топлива. Итогом пролета стали снимки в диапазоне расстояний от 240000 до 2390 километров, которые детально захватили 95 процентов поверхности астероида. Скорость движения зонда составила 12,4 км/с. Также «Галилео» сделал спектральный анализ поверхности астероида.

Снимки «Галилео» позволили открыть и спутник Иды, Дактиль. Первооткрывателем в феврале 1994 года стала член команды «Галилео» Энн Харч, обнаружившая спутник при анализе 47 снимков с зонда.

Причиной того, почему Дактиль был обнаружен так медленно, стала поломка «Галилео» – сразу же после запуска отказала его высокомощная антенна, рассчитанная на работу с орбиты Юпитера. Пришлось использовать резервную антенну с очень маленькой мощностью, рассчитанную на связь в пространстве близ Земли. В итоге скорость передачи данных снизилась в 1000 раз – с 134 Кбит/сек до 160 бит/сек. К примеру, для передачи одной фотографии в разрешении 800 на 600 пикселей «Галилео» понадобилось бы больше 12 часов.

Как уже было не раз написано выше, многие характеристики Иды так и не были точно определены. Кроме того, будучи всего вторым исследованным вблизи астероидом, Ида создала множество вопросов ученым.

Характеристики астероида во многом объясняются его происхождением. Ида принадлежит к семейству Корониды – группе астероидов Главного пояса. Рождение их произошло около 2 миллиардов лет назад, после столкновения большого, около 123 километров в диаметре астероида, с другим космическим телом. Массы астероида хватало для прохождения начальной стадии планетообразования, вследствие чего металлы и тяжелые вещества сдвинулись к центру объекта. Судя по всему, Ида принадлежит к числу верхних обломков, в которых тяжелых минералов осталось не так уже и много.

Среди свойств и особенностей астероида можно выделить следующее:
• Астероид Ида обладает неправильной формой, из-за чего сила притяжения на разных частях колеблется от 0,3 до 1,1 см/с² – ничтожно малая в сравнении с земной. Человек на Иде способен прыжком перелететь с одного полюса астероида на другой. Автомобиль же, разогнавшись до 70 километров в час, может стать космическим кораблем, покинув орбиту Иды.
• Однако, автомобиль вряд ли смог бы ездить по Иде за счет толстого слоя каменной пыли, реголита. К слову, из-за неравного притяжения пыль распространена по астероиду неравномерно, и мигрирует к местам сильного тяготения.
• А еще старый реголит на Иде красного цвета, что вызвано постепенным его распадом от космической эрозии. Но не стоит воспринимать астероид как сплошное море пыли – в нем «плавают» и валуны размером до 150 метров в обхвате, выброшенные из кратеров на поверхности. Со временем они тоже превратятся в мелкую крошку.
• Как помнит читатель, массу Иды так и не смогли высчитать достоверно. Факторов определения было три:
1. Орбита спутника. Eсли учитывать особенности размеров и движения Дактиля, плотность Иды не может превышать отметку 3,2 г/см³.
2. Состав самого астероида. По результатам спектрального анализа, проведенного с Земли, Ида относится к классу астероидов S — так называемым каменным астероидам, материал которых состоит с кремния и металлов. Соотнося это с упавшими на Землю метеоритами, плотность Иды должна была быть около 3,4 г/см³ . Но если бы плотность Иды была именно такова, внутри астероид оказался бы на 40% полым.
3. Этому противоречит и анализ пород, обнаруженных на поверхности Иды. Их плотность составляет всего 2,2 г/см³, что типично для астероидов S-класса, масса которых была высчитана достоверно.

Составив вышеперечисленные факторов, ученые пришли к выводу, что средняя плотность Иды составляет 2,6 г/см³. Это объясняется тем, что внутри легких пород могут быть вкрапления железа, алюминия, золота и других цветных металлов, как на астероиде Эрос.
• Неправильная форма Иды представлена двумя большими областями, соединёнными между собою перемычкой. Считалось, что они имеют разный состав. Однако Ида вращается вокруг своей оси так, как вращалось бы идеальное сферическое тело схожего размера и массы – значит, плотность Иды равномерна. Это было еще одним усложнением задачи по вычислению точной массы.

Интересный факт – все астероиды группы Корониды – Ида в том числе – движутся почти по одинаковой орбите. Это достаточно обыденное явление – если бы только Корониды не возникли от масштабного столкновения, обломки должны были разлететься на миллионы километров. Почему же тогда астероиды-осколки до сих пор держатся вместе?

28 августа 1993 года мимо астероида пролетел автоматический космический аппарат «Галилео» (США), который обнаружил у Иды спутник размером 1,4 км. Спутник был назван Дактиль, в честь дактилей – в древнегреческой мифологии существ, обитавших на острове Крит на горе Ида.

Дактиль стал первым спутником, обнаруженным у астероида. Он всего лишь 1,4 км в диаметре, что составляет около одной двадцатой части размера Иды. Его орбита вокруг Иды не может быть точно определена, но имеющихся данных хватило, чтобы приблизительно оценить плотность Иды и её состав.

Участки поверхности Иды имеют различную яркость, что связано с обилием различных железосодержащих минералов. На поверхности Иды много кратеров различных диаметров и возрастов, это одно из самых кратеризованных тел в Солнечной системе.

Изображения с «Галилео» и последующие измерения массы Иды позволили получить много новых данных о геологии каменных астероидов. Ранее существовало множество теорий, объясняющих минералогический состав астероидов этого класса. Получить данные об их составе можно было только благодаря анализу упавших на Землю хондритных метеоритов, которые являются наиболее распространённым типом метеоритов. Считается, что именно астероиды S-класса являются основным источником таких метеоритов.

В 1993 году мимо Иды пролетел космический аппарат «Галилео», направлявшийся к Юпитеру. Главной целью миссии был Юпитер и его спутники, а сближение с астероидами Ида и Гаспра носило второстепенный характер. Они были выбраны в соответствии с новой политикой НАСА, которая предусматривает сближение с астероидами для всех миссий, пересекающих главный пояс. До этого ни одна миссия не предполагала таких сближений.

«Галилео» был выведен на орбиту 18 октября 1989 года космическим челноком «Атлантис» (миссия STS-34. Изменение траектории «Галилео» для сближения с Идой дополнительно требовало расхода 34 кг топлива, поэтому решение об изменении траектории было принято только тогда, когда было точно выяснено, что оставшегося на аппарате топлива хватит для завершения главной миссии к Юпитеру.

«Галилео» в процессе своего движения к Юпитеру дважды пересекал пояс астероидов. Во второй раз он пролетел мимо Иды 28 августа 1993 года со скоростью 12,4 км/с относительно астероида. Первые снимки Иды были получены, когда аппарат находился на расстоянии 240350 км от астероида, а их максимальное сближение составило 2390 км. Ида был вторым астероидом, после Гаспры, с которым сближался «Галилео». Во время пролёта зонда было заснято около 95% поверхности Иды.

Передача многих изображений постоянно откладывалась из-за частых отказов передающей антенны с высоким коэффициентом усиления. Первые пять изображений были получены в сентябре 1993 года. Они представляли собой мозаику из сшитых вместе снимков поверхности астероида в высоком разрешении порядка 31-38 метров на пиксель. Остальные изображения были отправлены весной следующего года, когда близость «Галилео» к Земле позволяла добиться более высокой скорости передачи.

Данные, полученные в результате пролёта «Галилео» близ астероидов Ида и Гаспра, впервые позволили провести детальные исследования геологии астероидов. На поверхности Иды были обнаружены геологические структуры нескольких типов. Обнаружение спутника Иды Дактиля стало первым доказательством возможности существования спутников у астероидов.

На основании данных наземных спектроскопических исследований Ида классифицировалась как астероид спектрального класса S. Точный состав астероидов S-класса до полёта «Галилео» был неизвестен, но они привязывались к двум классам метеоритов, часто встречающимся на Земле: обыкновенные хондриты (ОХ) и палласиты. По различным оценкам, плотность Иды не превышает 3,2 г/см³, только такое значение плотности позволяет обеспечить стабильность орбиты Дактиля. Всё это исключает большое содержание на Иде таких металлов, как железо или никель, со средней плотностью 5 г/см³, потому что при этом её пористость должна достигать 40%.

Изображения, полученные с «Галилео», позволили обнаружить на Иде следы космического выветривания – процесса, в результате которого более старые регионы с течением времени приобретают красноватый оттенок. Этот процесс, хотя и в меньшей степени, затрагивает и спутник Иды Дактиль.

Выветривание на поверхности Иды позволило получить дополнительные сведения о составе её поверхности: спектры отражения молодых областей поверхности напоминали спектры ОХ-метеоритов, в то время как более старые области по спектральным характеристикам больше схожи с астероидами S-класса.

Низкая плотность астероида и открытие процессов космического выветривания привели к новому пониманию взаимоотношений астероидов S-класса и ОХ-метеоритов. Класс S является одним из самых многочисленных во внутренней части главного пояса астероидов. Обыкновенные хондриты также весьма распространены среди найденных на Земле метеоритов. Спектры астероидов S-класса не совпадают со спектрами ОХ-метеоритов. Таким образом, «Галилео» во время своего пролёта рядом с Идой обнаружил, что только некоторые астероиды этого класса, в том числе и в семействе Корониды, могут являться источником ОХ-метеоритов.

Оценки массы Иды колеблются от 3,65⋅10¹⁶ до 4,99⋅10¹⁶ кг. Ускорение свободного падения на поверхности в зависимости от положения на астероиде меняется от 0,3 до 1,1 см/с² Это настолько мало, что космонавт, стоя на поверхности, может, подпрыгнув, перелететь с одного конца Иды на другой, а если разогнаться до скорости в 20 м/с, можно и вовсе улететь с астероида.

Ида – астероид удлинённой формы, несколько напоминающий круассан с неровной поверхностью. Длина астероида в 2,35 раза превышает ширину, а средняя часть соединяет две геологически разные части. Такую форму астероида можно объяснить тем, что он состоит из двух твёрдых компонентов, соединённых областью из рыхлого раздробленного материала.

Однако снимки с «Галилео» не смогли подтвердить эту гипотезу, хотя на астероиде и были обнаружены склоны с наклоном в 50°, в то время как обычно они не превышают 35°. Из-за неправильной формы и высокой скорости вращения распределение гравитационного поля по поверхности Иды крайне неравномерно. Действие центробежных сил в масштабах астероида с такой малой массой и такой формы приводит к весьма заметным искажениям гравитации в разных частях Иды. В частности, ускорение свободного падения является самым низким на концах астероида и в его средних областях (из-за низкой плотности).

Поверхность Иды в основном серого цвета, но для молодых, недавно образованных районов возможны небольшие вариации цвета. Кроме кратеров, на Иде есть и другие особенности, например, долины, гребни и выступы. Ида покрыта толстым слоем реголита, который скрывает под собой основные породы астероида. Но некоторые крупные обломки материнской породы, которые были выброшены во время падения астероидов, можно обнаружить и на поверхности.

Поверхность Иды покрыта слоем измельчённой каменной крошки из раздробленных камней, называемой реголитом, толщиной 50-100 метров. Этот материал сформировался под воздействием интенсивной метеоритной бомбардировки поверхности Иды. Многочисленные метеориты, падавшие на Иду, дробившие и измельчавшие её породу, являлись главными геологическими факторами, формировавшими поверхность астероида.

Ныне поверхность изменяется также и за счёт перемещения реголита по поверхности под действием быстрого вращения и действия гравитации. «Галилео» во время своего пролёта обнаружил свидетельства недавнего такого перемещения, своего рода оползня.

Реголит Иды состоит из силикатов различных минералов, в частности из оливина и пироксена. Своим появлением и изменением он обязан процессам космического выветривания. Из-за этого процесса старый реголит имеет красноватый оттенок по сравнению с более молодым.

Но среди реголита попадаются и довольно крупные части материнской породы, которые были выброшены из кратера в момент его образования. Всего было обнаружено около 20 крупных (40-150 метров в поперечнике) блоков. Они представляют собой крупнейшие части реголита. Поскольку под действием космической эрозии эти блоки за относительно небольшое время постепенно истираются и дробятся, то они не могут существовать продолжительное время, а те блоки, которые существуют сейчас, вероятно, образовались совсем недавно.

Большинство из них расположены вблизи кратеров Ласко и Мамонт, но они, возможно, образовались не в них. Из-за неравномерного гравитационного поля в этот район стекается реголит с соседних областей поверхности Иды. Некоторые блоки могли быть родом из кратера Адзурра (на противоположной стороне астероида).

На поверхности Иды есть несколько довольно крупных структур. Сам астероид можно разбить на две половины (область 1 и область 2), которые соединены между собой посередине..

Область 1 содержит две основные структуры, одной из которых является сорокакилометровый хребет Townsend Dorsum, простирающийся на 150° по поверхности Иды, а другой – большие уступы Vienna Regio.

Область 2 включает в себя несколько долин, большинство из которых достигают 100 метров в ширину и простираются до 4 км в длину. Они расположены рядом с кратерами Ласко, Мамонт и Картчнер, но не связаны с ними. Некоторые долины связаны со структурами на другой стороне астероида, например, с областью Вены.

Ида является одним из самых кратеризованных тел Солнечной системы, метеоритная бомбардировка была основным процессом, формировавшим её поверхность. На определённом этапе формирование кратеров достигло своей точки насыщения, то есть образование новых кратеров должно было непременно приводить к стиранию старых, в результате чего общее количество кратеров на астероиде остаётся примерно одинаковым.

Ида покрыта кратерами всевозможного возраста – от новых, только что образовавшихся, до почти таких же старых, как сама Ида. Старые могли образоваться ещё в момент образования Иды, во время распада родительского астероида, образовавшего семейство Корониды. Самый большой кратер Ласко имеет в поперечнике почти 12 км. Все самые большие кратеры с диаметром больше 6 км находятся в Области 2, в то время как Область 1 практически лишена крупных кратеров. Некоторые кратеры расположены по цепочке на одной линии.

Крупнейшие кратеры на Иде были названы в честь известных земных пещер и лавовых трубок. Кратер Адзурра, например, назван так в честь наполовину затопленной пещеры на острове Капри, также известной как Голубой грот. Предполагается, что Адзурра – самое молодое крупное образование на поверхности Идыю Энергия столкновения была такова, что материал, выброшенный из этого кратера, разлетелся по всей поверхности астероида, именно им обусловлены колебания цвета и альбедо по всей поверхности астероида. Интересной морфологией среди молодых кратеров обладает кратер Фингал, который имеет чёткую границу между дном кратера и его стенкой. Другим важным кратером является Афон, от которого ведётся счёт меридианов на Иде.

Структура кратеров довольно проста: они имеют чашеобразную форму без центрального пика. Они довольно равномерно распределены по поверхности Иды, за исключением выступа севернее кратера Чжоукоудянь, где поверхность более молодая и менее кратеризованная. Из-за низкой гравитации в сочетании с быстрым вращением Иды порода, выбитая из поверхности, разносится по её поверхности на большее расстояние и более неравномерно. В результате выброшенная из кратера порода располагается вокруг него асимметрично, а в случае достаточно большой скорости и вовсе улетает за пределы астероида.

На основе данных спектрального анализа Иды, проведённого 16 сентября 1980 года астрономами Дэвидом Дж. Толеном и Эдвардом Ф. Тедеско, и сравнения полученных спектров со спектрами других астероидов, он был классифицирован как астероид S-класса. Астероиды класса S схожи по составу с железо-каменными метеоритами и обыкновенными хондритами.

Анализ внутреннего состава не проводился, но на основании цвета и плотности грунта, которая составляет 2,6±0,5 г/см³, предполагается, что он схож с составом обыкновенных хондритов. Хондритные метеориты содержат в своём составе в различных пропорциях силикаты, оливин, пироксен, железо и полевой шпат. Из них «Галилео» на Иде были обнаружены пироксены и оливин. Минеральный состав практически однороден по всему астероиду. Исходя из предположения о схожести состава Иды с хондритными метеоритами, плотностью 3,48-3,64 г/см³, можно заключить, что пористость Иды должна составлять 11-42 %.

Глубокие слои Иды, вероятно, содержат некоторое количество ударно-трещиноватых пород, называемых мегареголитами. Слой мегареголита начинается под поверхностью Иды на глубине от нескольких сотен метров до нескольких километров.

Период вращения этого астероида составляет 4 часа 37,8 минут, что делает его одним из самых быстро вращающихся астероидов среди обнаруженных на сегодняшний день. Главная центральная ось инерции объекта с равномерной плотностью и такой же формой, как у Иды, совпадает с направлением оси вращения астероида, что говорит о его однородности. То есть, внутри него отсутствуют какие-либо существенные колебания плотности. Иначе направление рассчитанного момента инерции не совпадало бы с направлением оси вращения, то есть реальная ось вращения находилась бы в другом месте астероида. «Галилео» обнаружил крайне небольшие вариации плотности, связанные с быстрым вращением Иды. Так как астероид Ида имеет ненулевое наклонение орбиты и неправильную форму, под действием гравитации Солнца её ось вращения прецессирует с периодом 77 тысяч лет.

Ида образовалась в результате разрушения родительского астероида диаметром в 120 км, образовавшего семейство Корониды. Он был достаточно большим, чтобы в нём начала происходить дифференциация недр, в результате чего более тяжёлые элементы, в частности металлы, мигрировали в центральную область астероида. Ида, предположительно, образовалась из верхних, достаточно удалённых от ядра частей этого астероида. Точно датировать время образования Иды затруднительно, но по данным анализа кратеров, возраст её поверхности составляет более 1 млрд лет, что, однако, плохо согласуется с существованием системы Ида – Дактиль, которая не может быть старше 100 млн лет. Разницу в возрасте можно объяснить падением материала с родительского тела на поверхность Иды в момент его разрушения.

Небольшой спутник Дактиль, движущийся по орбите вокруг астероида Ида, был обнаружен по снимкам, полученным КА «Галилео» во время его пролёта мимо астероида в 1993 году. Эти изображения стали первым документальным подтверждением возможности существования спутников у астероидов. Эти снимки астероида были сделаны, когда Дактиль находился на расстоянии 90 км от Иды. Судя по снимкам, его поверхность сильно кратеризована, как и поверхность Иды, и состоит из аналогичных материалов. Точное происхождение Дактиля неизвестно, но предполагается, что он возник как один из фрагментов родительских астероидов, образовавших семейство Корониды.

Всего «Галилео» удалось записать 47 изображений Дактиля за 5,5 часов наблюдения в августе 1993 года. Космический аппарат находился на расстоянии 10760 км от Иды и 10870 км от Дактиля, когда было получено первое изображение спутника, за 14 минут до этого КА пролетел на минимальном расстоянии от спутника.

К сожалению, точные параметры орбиты Дактиля вокруг Иды получить так и не удалось. Это объясняется тем, что за короткое время пролёта зонда взаимное положение Иды и Дактиля изменилось мало. К тому же в момент передачи данных аппарат «Галилео» находился в плоскости орбиты спутника, что сильно затрудняло определение орбиты. Так что, хотя IAU и подтвердил факт открытия спутника, до тех пор пока не будет установлена его орбита, определённые сомнения в правильности сделанных выводов всё же будут оставаться.

Дактиль, обладая размерами 1,6×1,4×1,2 км, имеет яйцевидную форму очень близкую к сфероиду. Его ось вращения сориентирована в сторону Иды. Как и у Иды, поверхность спутника испещрена кратерами, на нём найдено более десятка кратеров с поперечником больше 80 метров, что указывает на интенсивную метеоритную бомбардировку в прошлом. На поверхности обнаружена линейная цепочка из, по меньшей мере, шести кратеров. Тела, их образовавшие, вероятно ранее были выбиты из самой Иды, после чего они уже упали на Дактиль, образовав такую структуру.

Многие кратеры на спутнике содержат центральные пики, которые отсутствуют в аналогичных кратерах на Иде. Эти особенности, а также сфероидальная форма спутника свидетельствуют о том, что, несмотря на небольшой размер, на нём имеет место влияние гравитации на поверхностные структуры и на сам астероид. Средняя температура поверхности составляет около 200 К или −73 °C.

Дактиль имеет много общих характеристик с Идой, в частности их альбедо очень близки друг к другу, но при этом на нём намного меньше видны следы эрозии и космического выветривания, так как из-за небольшого размера он не может накопить на своей поверхности большое количество раздробленного материала, что контрастирует с поверхностью Иды, которая покрыта толстым слоем реголита.

При том, что масса Иды была неизвестна, реконструкция орбиты Дактиля, на основе закона всемирного тяготения, допускала весьма значительную неопределённость. Почти сразу стало ясно, что, не зная ни массу, ни плотность Иды, точно определить орбиту Дактиля не удастся. Поэтому с помощью компьютерного моделирования был создан набор его орбит для различных возможных значений массы и плотности Иды, в частности для плотности от 1,5 до 4,0 г/см³. Для различных значений плотности центрального тела различны и орбиты, по которым вокруг него будет двигаться спутник. Причём, для данного диапазона плотностей, орбиты различаются очень сильно.

При плотностях Иды меньше 2,1 г/см³ орбиты оказываются гиперболическими, то есть спутник должен будет покинуть астероид после первого же облёта. При бо́льших плотностях Иды орбиты являются эллиптическими с огромным эксцентриситетом: с расстоянием в перицентре примерно 80-85 км, огромными удалениями от Иды в апоцентре и с периодом от одних до многих десятков суток. Примерно при плотности 2,8 г/см³ орбита становится почти круговой с периодом около 27 часов. По мере дальнейшего увеличения плотности, расстояния в перицентрах эллиптических орбит уменьшаются прямо пропорционально значению плотности, а удаления в апоцентрах становятся примерно 95-100 км. Для плотности Иды более чем 2,9 г/см³ удаление в перицентре становится менее 75 км и период обращения менее 24 часов.

По итогам компьютерного моделирования движения Дактиля было выяснено, что для того, чтобы спутник мог оставаться на стабильной орбите, его перицентр должен находиться на расстоянии не менее 65 км от Иды. Диапазон возможных орбит при моделировании был сужен за счёт тех точек, в которых спутник находился в момент пролёта «Галилео», в частности, 28 августа 1993 года в 16:52:05 он находился на расстоянии 90 км от Иды с долготой 85°. А 26 апреля 1994 года телескоп «Хаббл» наблюдал Иду в течение восьми часов, но разрешение телескопа не позволило обнаружить спутник, для этого он должен был находиться более чем в 700 км от Иды.

Известно, что Дактиль движется вокруг Иды по ретроградной орбите (вращается вокруг Иды в обратном направлении, противоположном направлению вращения Иды вокруг Солнца), которая имеет наклон к экватору Иды 8°. Орбитальный период Дактиля составляет около 20 часов, если считать, что он движется по круговой орбите с орбитальной скоростью около 10 м/с.

Дактиль, возможно, возник в то же время, что и Ида, в момент столкновения двух астероидов, породивших семейство Корониды. Однако он мог сформироваться и в более позднее время, например, быть выбитым из Иды в момент столкновения последней с другим астероидом. Вероятность его случайного захвата крайне мала. Возможно, около 100 млн лет назад Дактиль сам пережил столкновение с астероидом, в результате чего его размеры существенно уменьшились.

Астероид Дактиль, спутник Иды, представляет собою совсем небольшой объект – всего лишь около в 1,3 километра в среднем в диаметре. Минимальная дистанция сделанных снимков – около 3900 км. Такое же качество было бы у снимка новорожденного котенка, сделанного с крыши Эмпайр Стейт Билдинг – второго по высоте небоскреба в Нью-Йорке.

Это объясняет приблизительность известного нам о Дактиле:
• Настоящей головоломкой для астрофизиков стала орбита Дактиля. Так как масса Иды точно неизвестна, то и траектории движения спутника могут быть самыми разными.
• Минимальной границей плотности Иды, при которой Дактиль оставался бы спутником, является 2,1 г/см³. Будь масса Иды ниже, спутник улетел бы прочь. Но при плотности свыше 3,2 г/см³, Дактиль попросту упал бы на поверхность.
• В промежуточных значениях, период обращения спутника варьируется от 24 часов до нескольких десятков суток. Интересный факт – движется Дактиль по ретроградной орбите, то есть обратной направлению движения Иды вокруг Солнца.
• Достоверно известно, что удаляться от Иды он может на дистанцию, превышающую 700 километров. Это выяснилось в 1994 году, когда орбитальный телескоп «Хаббл» восемь часов следил за Идой, но так и не засек Дактиль.
• Поверхность Дактиля, как и в Иды, сильно изрыта кратерами. Астрономы выделяют на нем даже целые цепочки кратеров – по теории, их образовали куски породы, отлетевшие с Иды при попадании метеоритов.

Хотя астероид со спутником и движутся вместе, Дактиль может быть куда младше Иды. Семейство Корониды, к которому принадлежит Ида, образовалось около 2 миллиардов лет назад. Но такой маленький объект, как Дактиль, не мог бы просуществовать больше 100 миллионов лет. Рано или поздно он либо врезался бы в другой астероид, либо был бы изъеден космической эрозией.

На разницу в возрасте указывают и отличия между поверхностями Иды и спутника. На Иде очень много реголита – каменной крошки от распавшейся породы – и от космического излучения он отличается цветом от обычной породы. На Дактиле же он светлый, и присутствует в крайне малых количествах.

Спутник астероида – астероид, естественный спутник, обращающийся по орбите вокруг другого астероида. Спутник и астероид представляют собой систему, поддерживающуюся гравитацией обоих объектов. Астероидную систему, в которой размеры спутника сопоставимы c размером астероида, называют двойным астероидом. Также известны системы из трёх компонентов.

До конца XIX века астероиды представлялись учёным как одиночные тела. Но в начале XX века, с улучшением наблюдательной аппаратуры, появились предположения о существовании двойственности астероидов. Были проведены первые исследования, в частности, детально был изучен астероид (433) Эрос. Однако таких исследований было немного, и они противоречили общепринятым взглядам.

Первые попытки выявить спутники у астероидов, с помощью измерений ослабления блеска звёзд при покрытии их астероидами, были проведены для объектов (6) Геба (1977 год) и (532) Геркулина (1978 год). В ходе исследований было предположено наличие спутников в указанных объектов, однако эти данные не были подтверждены. Позже чешский астроном Петр Правец (1991 год) и немецкий Г. Хан (1994 год) обратили внимание на переменный блеск двух небольших астероидов, пролетавших вблизи Земли, который мог указывать на их двойственность. Эти наблюдения повторить не удалось.

Первый подтверждённый спутник астероида был открыт в 1993 году автоматической межпланетной станцией «Галилео». Он был обнаружен у астероида (243) Ида, во время пролёта АМС вблизи объекта. Спутник назвали Дактиль. Вторым открытым спутником в 1998 году стал Маленький Принц, спутник астероида (45) Евгения. В 2002 году был открыт спутник у транснептунового объекта 1998 WW₃₁.

Открытие спутников позволяет лучше изучить астероиды, поскольку знание спутниковых орбит имеет большое значение для получения фундаментальных физических параметров двойной системы, таких как масса, и проливает свет на её возможное формирование и эволюцию. Поэтому учёные ищут различные методы исследований астероидов, направленные на поиск у них спутников. Вот некоторые из них:
• оптический – прямые оптические наблюдения с помощью космических и наземных телескопов с адаптивной оптикой;
• радиолокационный – c помощью космических и наземных радиотелескопов;
• фотометрический – измерение уменьшения блеска звезды при её покрытии астероидом;
• исследования с помощью АМС.

Оптический метод является самым очевидным, однако имеет ряд недостатков, наиболее важным из которых является сложность регистрации слабого объекта рядом с болееярким и необходимость проводить наблюдения с высоким угловым разрешением. Поэтому оптические наблюдения позволяют выявлять небольшое количество спутников, имеющих достаточно крупные размеры относительно астероида, и находящихся на значительном расстоянии от него.

Радиолокационный метод позволяет довольно точно измерить форму объекта (с точностью до 10 метров на крупнейших радиотелескопах), с помощью измерения времени запаздывания отражённого сигнала. Недостаток радиолокационного метода заключается в малом радиусе действия. С увеличением расстояния до исследуемого объекта точность данных существенно снижается.

Метод фотометрических наблюдений покрытий звёзд астероидами использует измерения уменьшения блеска покрываемой звезды. Суть метода состоит в наблюдении за звездой из зоны, находящейся вне расчётной полосы покрытия астероидом. Преимущество заключается в том, что такие наблюдения можно проводить с помощью любительских астрономических приборов. Недостаток – спутник астероида должен покрывать зону наблюдателя в момент исследования.

Исследования с помощью АМС являются наиболее точными, так как позволяют использовать имеющуюся на станции аппаратуру с близкого расстояния.

Происхождение спутников астероидов в настоящее время однозначно не определено. Существуют разные теории. Одна из широко признанных гласит, что спутники могут быть остаточным продуктом столкновения астероида с иным объектом. Другие пары могли образоваться захватом малого объекта более крупным. Формирование в результате столкновения сдерживается моментом импульса компонентов.

Двойные астероидные системы с небольшим расстоянием между компонентами вполне соответствуют этой теории. Однако она вряд ли подходит для удаленных компонентов.

Согласно другой гипотезе, спутники у астероидов сформировались на начальной стадии эволюции Солнечной системы. Предполагается, что многие астероиды состоят из нескольких каменных глыб, слабо связанных гравитацией и покрытых слоем реголита, поэтому небольшое внешнее воздействие может приводить к разрыву такой системы и образованию сателлитов на небольшом расстоянии.

Приливные воздействия астероида на спутник оказывают влияние на параметры его орбиты, и выравнивают оси вращения обоих объектов с осью главного момента инерции. Сам спутник со временем принимает несколько вытянутую форму под влиянием гравитационного поля астероида. Если период вращения главного тела меньше периода обращения спутника вокруг него (что является типичным для Солнечной системы), то со временем спутник отдаляется, а период вращения главного тела – замедляется.

Двойные астероиды обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс.