(243) Ida est un astéroïde de la famille de Coronis, elle-même située dans la ceinture principale et qui a la particularité de posséder une lune astéroïdale. Il a été découvert le 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 , la sonde Galileo, à destination de Jupiter, a photographié Ida et sa lune Dactyle. C'est le deuxième astéroïde à être observé de près par un vaisseau spatial et le premier trouvé à posséder un satellite.
Comme tous les astéroïdes de la ceinture principale, l'orbite d'Ida se trouve entre les planètes Mars et Jupiter. Sa période de révolution est de 4,84 années et sa période de rotation est de 4,63 heures. Ida, de forme irrégulière et allongée, a un diamètre moyen de . Il semble 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.
Dactyle, 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. Dactyle, avec seulement 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 d'estimer la densité d'Ida, et ont révélé qu'il est appauvri en minéraux métalliques. Dactyle et Ida partagent de nombreuses caractéristiques, ce qui suggère une origine commune.
Les images de 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 la sonde, beaucoup de théories 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 son origine dans la ceinture d'astéroïdes. Les données renvoyées par ce survol d'Ida ont fait apparaître que les astéroïdes de type S sont à l'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 Ida a été découvert le par l'astronome autrichien Johann Palisa à l'observatoire de Vienne. C'était sa d'astéroïde.. Ida a été nommé par Moriz von Kuffner., un brasseur de Vienne et astronome amateur.. Dans la mythologie grecque, Ida est 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..
Le spectre de réflexion d'Ida a été mesuré le par les astronomes David J. Tholen et Edward F. Tedesco dans le cadre de l'étude des astéroïdes en huit couleurs (ECAS).. 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, grâce au survol de la sonde Galileo, de à ..
Exploration
Survol par Galileo thumb|Images d'Ida sur une durée de et montrant la rotation de l'astéroïde. La sonde Galileo, se dirigeant vers Jupiter, survole l'astéroïde Ida en 1993. 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 politique de la NASA, afin de tester le survol d'astéroïdes par les vaisseaux spatiaux de passage dans la ceinture d'astéroïdes.. Aucune mission n'avait auparavant tenté un tel survol..
thumb|left|upright=1.1|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 . Le changement de trajectoire de Galileo afin d'approcher Ida nécessite une consommation de 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. Au cours de son trajet vers Jupiter, la sonde a traversé par deux fois la ceinture d'astéroïdes. Lors de son second passage, le , elle est passée à côté d'Ida à une vitesse relative de soit .
La sonde a commencé à prendre des photos à partir de jusqu'à la distance la plus proche de . 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.. La transmission des images d'Ida a été retardée en raison d'une défaillance irrémédiable de l'antenne à haut-gain de Galileo. Les cinq premières images ont été reçues en . Elles comprenaient une mosaïque d'images de l'astéroïde à une définition de 31-38 mégapixels (extraits de la conférence).. Les images restantes ont été renvoyées au printemps suivant, lorsque la distance de Galileo à la Terre permettait une transmission à plus fort débit.
Découvertes 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.. La surface relativement importante d'Ida a montré une grande diversité de caractéristiques géologiques. La découverte de sa lune, Dactyle, le premier satellite confirmé d'un astéroïde, a fourni des indications supplémentaires sur la composition d'Ida.
thumb|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 par la stabilité à long terme de l'orbite de Dactyle. Ceci élimine la possibilité d'une composition roche-fer, pour laquelle Ida doit être composée de de fer et d'un matériel riche en nickel, il devrait contenir plus de 40 % d'espace vide. Les images de Galileo ont également conduit à la découverte que l'« érosion de l'espace » avait lieu sur Ida, un processus qui fait apparaître les anciennes régions plus rouges. Ce même processus affecte à la fois Ida et sa lune, bien que Dactyle 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 ressemblent à ceux de météorites à chondrites ordinaires mais les régions plus anciennes concordent avec les spectres des astéroïdes de type S.
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. 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 thumb|Photos représentant des profils d'Ida
La masse d'Ida se situe entre 3,65 et 4,99 × .. Son champ gravitationnel produit une accélération d'environ 0,3 à 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 () pourrait échapper définitivement au champ gravitationnel de l'astéroïde.. Ida est un astéroïde qui est nettement allongé, un peu en forme de croissant et avec une surface irrégulière. Il 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 de Galileo.. Bien qu'il existe sur Ida quelques pentes raides inclinées vers le haut à environ , les pentes ne dépassent généralement pas . 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 leur rapide vitesse 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.
Topographie thumb|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 est recouvert par une épaisse couche de « régolithe », par de larges débris qui obscurcissent la roche au-dessous. Les gros blocs de pierre, des fragments de débris, sont nommés « blocs éjectas » et plusieurs d'entre eux ont été observés en surface..
Régolithe La couche de roche pulvérisée qui recouvre la surface d'Ida est appelée régolithe. Cette couche s'étend sur une épaisseur de . Ce matériau a été produit par des impacts et il s'est redistribué sur la surface d'Ida suivant des processus géologiques.. Galileo a clairement montré des preuves de glissement récent de régolithe.. Le régolithe sur Ida est composé de minéraux de silicate d'olivine et de pyroxène.. 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 d'éjecta de grande taille ( de diamètre) ont été identifiés, intégrés dans le régolithe d'Ida. Les blocs d'éjecta représentent la plus grande partie du régolithe.. Les blocs d'éjectas sont supposés se briser rapidement à la suite d'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. Cette région attire des débris à cause du champ gravitationnel irrégulier d'Ida.. Certains blocs peuvent avoir été éjectés du jeune cratère Azzurra situé de l'autre côté de l'astéroïde..
Structures thumb|upright=0.95|Photo prise par Galileo d'un bloc de 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.
La Région1 contient deux grandes structures. La première est une crête proéminente de nommée Townsend Dorsum, en référence à Tim E. Townsend, membre de l'équipe d'imagerie de Galileo. Elle s'étend sur autour de la surface d'Ida.. L'autre structure importante est une échancrure nommée Vienna Regio.