243 Ida ist ein Asteroid in der Familie von Koronis des Asteroid-Riemens. Es wurde am 29. September 1884 von Johann Palisa entdeckt und nach einer Nymphe von der griechischen Mythologie genannt. Später haben teleskopische Beobachtungen Ida als ein S-Typ-Asteroid, der zahlreichste Typ im inneren Asteroid-Riemen kategorisiert. Am 28. August 1993 wurde Ida durch das Raumfahrzeug Galileo besucht, der für Jupiter gebunden ist. Es war der zweite Asteroid, der durch ein Raumfahrzeug und das erste zu besuchen ist, das gefunden ist, einen Satelliten zu besitzen.

Wie alle Hauptriemen-Asteroiden liegt die Bahn von Ida zwischen den Planeten Mars und Jupiter. Seine Augenhöhlenperiode ist 4.84 Jahre, und seine Folge-Periode ist 4.63 Stunden. Ida hat ein durchschnittliches Diameter dessen. Es wird unregelmäßig gestaltet und verlängert, und anscheinend aus zwei großen Gegenständen verbunden zusammen in einer an ein Hörnchen erinnernden Gestalt zusammengesetzt. Seine Oberfläche ist einer am schwersten cratered im Sonnensystem, ein großes Angebot an Krater-Größen und Altern zeigend.

Der Mond von Ida, Daktylus, wurde vom Missionsmitglied Ann Harch in von Galileo zurückgegebenen Images entdeckt. Es wurde nach den Daktylen, Wesen genannt, die Gestell Ida in der griechischen Mythologie bewohnt haben. Daktylus, nur im Durchmesser seiend, ist über einen zwanzigsten die Größe von Ida. Seine Bahn um Ida konnte mit viel Genauigkeit nicht bestimmt werden. Jedoch haben die Einschränkungen von möglichen Bahnen einen rauen Entschluss von der Dichte von Ida erlaubt, die offenbart hat, dass sie metallischer Minerale entleert wird. Daktylus und Ida teilen viele Eigenschaften, einen allgemeinen Ursprung vorschlagend.

Die Images, die von Galileo und dem nachfolgenden Maß der Masse von Ida zurückgegeben sind, haben neue Einblicke in die Geologie von S-Typ-Asteroiden gewährt. Vor der Luftparade von Galileo waren viele verschiedene Theorien vorgeschlagen worden, um ihre Mineralzusammensetzung zu erklären. Bestimmung ihrer Zusammensetzung erlaubt eine Korrelation zwischen Meteorsteinen, die zur Erde und ihrem Ursprung im Asteroid-Riemen fallen. Daten sind von der Luftparade zurückgekehrt, die auf S-Typ-Asteroiden als die Quelle für die gewöhnlichen chondrite Meteorsteine, der allgemeinste auf der Oberfläche der Erde gefundene Typ angespitzt ist.

Entdeckung und Beobachtungen

Ida wurde am 29. September 1884 vom österreichischen Astronomen Johann Palisa an der Wiener Sternwarte entdeckt. Es war seine 45. Asteroid-Entdeckung. Ida wurde durch Moriz von Kuffner, einen wienerischen Brauer und Amateurastronomen genannt. In der griechischen Mythologie war Ida eine Nymphe Kretas, die den Gott Zeus erzogen hat. Ida wurde als ein Mitglied der Familie von Koronis von Kiyotsugu Hirayama anerkannt, die 1918 vorgeschlagen hat, dass die Gruppe die Reste eines zerstörten Vorgänger-Körpers umfasst hat.

Das Nachdenken-Spektrum von Ida wurde am 16. September 1980 von Astronomen David J. Tholen und Edward F. Tedesco als ein Teil des achtfarbigen Asteroid-Überblicks (ECAS) gemessen. Sein Spektrum hat diejenigen der Asteroiden in der S-Typ-Klassifikation verglichen. Viele Beobachtungen von Ida wurden Anfang 1993 von der US-Marinesternwarte im Fahnenmast und der Eiche-Kamm-Sternwarte gemacht. Diese haben das Maß der Bahn von Ida um die Sonne verbessert und haben die Unklarheit seiner Position während der Luftparade von Galileo davon reduziert.

Erforschung

Luftparade von Galileo

Ida wurde 1993 durch die vom Jupiter gebundene Raumsonde Galileo besucht. Seine Begegnungen der Asteroiden Gaspra und Ida waren zur Mission von Jupiter sekundär. Diese wurden als Ziele als Antwort auf eine neue Politik von NASA ausgewählt, die Missionsplaner leitet, um Asteroiden flybys für das ganze Raumfahrzeug zu denken, das den Riemen durchquert. Keine vorherigen Missionen hatten solch eine Luftparade versucht. Galileo wurde in die Bahn durch Raumfähre Atlantis Mission STS-34 am 18. Oktober 1989 gestartet. Das Ändern der Schussbahn von Galileo, um sich Ida zu nähern, hat verlangt, dass es sich Treibgases verzehrt. Missionsplaner haben die Entscheidung verzögert, eine Luftparade zu versuchen, bis sie sicher waren, dass das das Raumfahrzeug genug Treibgas verlassen würde, um seine Mission von Jupiter zu vollenden.

Die Schussbahn von Galileo hat es in den Asteroid-Riemen zweimal auf seinem Weg in Jupiter getragen. Während seiner zweiten Überfahrt ist es durch Ida am 28. August 1993 mit einer Geschwindigkeit hinsichtlich des Asteroiden geflogen. Der imager an Bord hat Ida von einer Entfernung zu seiner nächsten Annäherung dessen beobachtet. Ida war der zweite Asteroid nach Gaspra, um durch ein Raumfahrzeug dargestellt zu werden. Ungefähr 95 % der Oberfläche von Ida sind in Ansicht von der Untersuchung während der Luftparade eingetreten.

Die Übertragung von vielen Images von Ida wurde wegen eines dauerhaften Misserfolgs in der Antenne des hohen Gewinns des Raumfahrzeugs verzögert. Die ersten fünf Images wurden im September 1993 erhalten. Diese haben ein hochauflösendes Mosaik des Asteroiden an einer Entschlossenheit von 31-38 M/Pixel umfasst. Die restlichen Images wurden den nächsten Frühling gesandt, als die Nähe des Raumfahrzeugs zur Erde höhere Geschwindigkeitsübertragungen erlaubt hat.

Entdeckungen

Die Daten sind vom Galileo flybys von Gaspra zurückgekehrt, und Ida, und später IN DER NÄHE VON der Schuhmacher-Asteroid-Mission, hat die erste Studie der Asteroid-Geologie erlaubt. Die relativ große Oberfläche von Ida hat eine verschiedene Reihe von geologischen Eigenschaften ausgestellt. Die Entdeckung des Monddaktylus von Ida, der erste ratifizierte Satellit eines Asteroiden, hat zusätzliche Einblicke in die Zusammensetzung von Ida gewährt.

Ida wird als ein auf Boden-basierten spektroskopischen Maßen gestützter S-Typ-Asteroid klassifiziert. Die Zusammensetzung von S-Typen war vor dem Galileo flybys unsicher, aber wurde interpretiert, um irgendein zwei Minerale zu sein, die in Meteorsteinen gefunden sind, die zur Erde gefallen waren: gewöhnlicher chondrite (OC) und steiniges Eisen. Schätzungen der Dichte von Ida werden zu weniger als 3.2 g/cm durch die langfristige Stabilität der Bahn des Daktylus beschränkt. Das schließt fast eine Zusammensetzung des steinigen Eisens aus; waren Ida, die aus 5 g/cm Eisen - und am Nickel reiches Material gemacht ist, es würde mehr als 40 % leeren Raum enthalten müssen.

Die Images von Galileo haben auch zur Entdeckung geführt, dass Raumverwitterung auf Ida, ein Prozess stattfand, der ältere Gebiete veranlasst, röter in der Farbe mit der Zeit zu werden. Derselbe Prozess betrifft sowohl Ida als auch seinen Mond, obwohl Daktylus eine kleinere Änderung zeigt. Die Verwitterung der Oberfläche von Ida hat ein anderes Detail über seine Zusammensetzung offenbart: Die Nachdenken-Spektren frisch ausgestellter Teile der Oberfläche haben den von OC Meteorsteinen geähnelt, aber die älteren Gebiete haben die Spektren von S-Typ-Asteroiden verglichen.

Beide dieser Entdeckungen — der Raumverwitterungseffekten und der niedrigen Dichte — haben zu einem neuen Verstehen über die Beziehung zwischen S-Typ-Asteroiden und OC Meteorsteinen geführt. S-Typen sind die zahlreichste Art des Asteroiden im inneren Teil des Asteroid-Riemens. OC Meteorsteine, sind ebenfalls, der allgemeinste Typ des auf der Oberfläche der Erde gefundenen Meteorsteins. Die Nachdenken-Spektren, die durch entfernte Beobachtungen von S-Typ-Asteroiden jedoch gemessen sind, haben die von OC Meteorsteinen nicht verglichen. Die Luftparade von Galileo von Ida hat gefunden, dass einige S-Typen, besonders die Familie von Koronis, die Quelle dieser Meteorsteine sein konnten.

Physische Eigenschaften

Die Masse von Ida ist zwischen 3.65 und 4.99 × 10 Kg. Sein Schwerefeld erzeugt eine Beschleunigung von ungefähr 0.3 zu 1.1 cm/s über seine Oberfläche. Dieses Feld ist so schwach, dass ein Astronaut-Stehen auf seiner Oberfläche von einem Ende von Ida zum anderen springen konnte, und ein Gegenstand, der sich darüber bewegt, dem Asteroiden völlig entkommen konnte.

Ida ist ein ausgesprochen verlängerter Asteroid mit einer unregelmäßigen Oberfläche und ist "etwas in der Form von des Hörnchens". Ida ist 2.35mal so lang, wie es breit ist, und eine "Taille" es in zwei geologisch unterschiedliche Hälften trennt. Diese eingeengte Gestalt ist mit Ida im Einklang stehend, die aus zwei großen, festen Bestandteilen mit dem losen Schutt wird macht, der die Lücke zwischen ihnen schließt. Jedoch wurde kein solcher Schutt in hohen von Galileo gewonnenen Entschlossenheitsimages gesehen. Während es einigen steilen Hang gibt, der sich bis zu ungefähr 50 ° auf Ida neigt, überschreitet der Hang allgemein 35 ° nicht. Die unregelmäßige Gestalt von Ida ist für das hoch unebene Schwerefeld des Asteroiden verantwortlich. Die Oberflächenbeschleunigung ist an den äußersten Enden wegen ihrer schnellen Rotationsgeschwindigkeit am niedrigsten. Es ist auch niedrig in der Nähe von der "Taille", weil die Masse des Asteroiden in den zwei Hälften weg von dieser Position konzentriert wird.

Oberflächeneigenschaften

Die Oberfläche von Ida erscheint schwer cratered und größtenteils grau, obwohl geringe Farbenschwankungen kürzlich gebildete oder aufgedeckte Gebiete kennzeichnen. Außer Kratern sind andere Eigenschaften, wie Rinnen, Kämme und Vorsprünge offensichtlich. Ida wird durch eine dicke Schicht von regolith, loser Schutt bedeckt, der den festen Felsen unten verdunkelt. Die größten, felsblock-großen, Schutt-Bruchstücke werden Ejecta-Blöcke genannt, von denen mehrere auf der Oberfläche beobachtet worden sind.

Regolith

Die Oberfläche von Ida wird in einer Decke des pulverisierten Felsens, genannt regolith über den dicken bedeckt. Dieses Material wird in Einfluss-Ereignissen erzeugt und über die Oberfläche von Ida durch geologische Prozesse neu verteilt. Galileo hat Beweise von neuem downslope regolith Bewegung beobachtet.

Der regolith von Ida wird aus den Silikat-Mineralen olivine und pyroxene zusammengesetzt. Seine Äußer-Änderungen mit der Zeit durch einen Prozess haben Raumverwitterung genannt. Wegen dieses Prozesses scheint älterer regolith röter in der Farbe im Vergleich zum frisch ausgestellten Material.

Ungefähr 20 groß (40-150 M über) ejecta Blöcke sind identifiziert, im regolith von Ida eingebettet worden. Blöcke von Ejecta setzen die größten Stücke des regolith ein. Weil, wie man erwartet, Ejecta-Blöcke schnell durch Einfluss-Ereignisse zusammenbrechen, präsentieren diejenigen auf der Oberfläche muss entweder kürzlich gebildet oder durch ein Einfluss-Ereignis aufgedeckt worden sein. Die meisten von ihnen werden innerhalb der Krater Lascaux und Mammoth gelegen, aber sie dürfen dort nicht erzeugt worden sein. Dieses Gebiet zieht Schutt wegen des unregelmäßigen Schwerefeldes von Ida an. Einige Blöcke können aus dem jungen Krater Azzurra auf der Gegenseite des Asteroiden vertrieben worden sein.

Strukturen

Mehrere Hauptstrukturen kennzeichnen die Oberfläche von Ida. Der Asteroid scheint, in zwei Hälften, hier gekennzeichnet als Gebiet 1 und Gebiet 2, verbunden durch eine "Taille" gespalten zu werden. Diese Eigenschaft kann durch den Schutt ausgefüllt, oder aus dem Asteroiden durch Einflüsse gesprengt worden sein.

Gebiet 1 von Ida enthält zwei Hauptstrukturen. Man ist ein prominenter Kamm genannt der Zungenrücken von Townsend, der 150 Grade um die Oberfläche von Ida streckt. Die andere Struktur ist eine große Einrückung genannt Wien Regio.

Das Gebiet von Ida 2 Eigenschaften mehrere Sätze von Rinnen, von denen die meisten breit sind oder weniger und bis zu lange. Sie werden nahe gelegen, aber werden mit, das Krater-Mammut, Lascaux und Kartchner nicht verbunden. Einige Rinnen sind mit Haupteinfluss-Ereignissen, zum Beispiel ein Satz gegenüber Wien Regio verbunden.

Krater

Ida ist einer am dichtesten cratered Körper im Sonnensystem, und Einflüsse sind der primäre Prozess gewesen, der seine Oberfläche gestaltet. Cratering hat den Sättigungspunkt erreicht, meinend, dass neue Einflüsse Beweise von alten löschen, die Gesamtkrater-Zählung grob dasselbe verlassend. Es wird mit Kratern aller Größen und Stufen der Degradierung bedeckt, und sich im Alter vom frischen bis so alten erstreckend, wie Ida selbst. Das älteste kann während des Bruchs des Familienelternteilkörpers von Koronis gebildet worden sein. Der größte Krater, Lascaux, ist fast darüber. Gebiet 2 enthält fast alle Krater, die größer sind als im Durchmesser, aber Gebiet 1 hat keine großen Krater überhaupt. Einige Krater werden in Ketten eingeordnet.

Die Hauptkrater von Ida werden nach Höhlen und Lava-Tuben auf der Erde genannt. Der Krater Azzurra wird zum Beispiel nach einer untergetauchten Höhle auf der Insel Capri, auch bekannt als der Blauen Felsenhöhle genannt. Azzurra scheint, der neuste Haupteinfluss auf Ida zu sein. Der ejecta von dieser Kollision wird diskontinuierlich über Ida verteilt und ist für die groß angelegte Farbe und Rückstrahlvermögen-Schwankungen über seine Oberfläche verantwortlich. Eine Ausnahme zur Krater-Morphologie ist frischer, asymmetrischer Fingal, der eine scharfe Grenze zwischen dem Fußboden und der Wand auf einer Seite hat. Ein anderer bedeutender Krater ist Afon, der den Nullmeridian von Ida kennzeichnet.

Die Krater sind in der Struktur einfach: in der Form von der Schüssel ohne flache Böden und keine Hauptspitzen. Sie werden gleichmäßig um Ida abgesehen von einem Vorsprung nördlich vom Krater Choukoutien verteilt, der glatter ist und weniger cratered. Der durch Einflüsse ausgegrabene ejecta wird verschieden auf Ida abgelegt als auf Planeten wegen seiner schnellen Folge, niedrigen Ernstes und unregelmäßiger Gestalt. Decken von Ejecta lassen sich asymmetrisch um ihre Krater nieder, aber schnelles Bewegen ejecta, der dem Asteroiden entflieht, wird dauerhaft verloren.

Zusammensetzung

Ida wurde als ein S-Typ-Asteroid klassifiziert, der auf der Ähnlichkeit seiner reflectance Spektren mit ähnlichen Asteroiden gestützt ist. S-Typen können ihre Zusammensetzung mit steinigem Eisen oder Meteorsteinen des gewöhnlichen chondrite (OC) teilen. Die Zusammensetzung des Interieurs ist nicht direkt analysiert worden, aber wird angenommen, dem OC Material ähnlich zu sein, das auf beobachteten Oberflächenfarbwechseln und der Hauptteil-Dichte von Ida von 2.27-3.10 g/cm gestützt ist. OC Meteorsteine enthalten unterschiedliche Beträge des Silikats olivine und pyroxene, Eisens und Feldspaten. Olivine und pyroxene wurden auf Ida von Galileo entdeckt. Der Mineralinhalt scheint, überall in seinem Ausmaß homogen zu sein. Galileo hat minimale Schwankungen auf der Oberfläche gefunden, und die Drehung des Asteroiden zeigt eine konsequente Dichte an. Wenn sie annimmt, dass seine Zusammensetzung OC Meteorsteinen ähnlich ist, die sich in der Dichte von 3.48 bis 3.64 g/cm erstrecken, würde Ida eine Durchlässigkeit von 11-42 % haben.

Das Interieur von Ida enthält wahrscheinlich einen Betrag des Einfluss-zerbrochenen Felsens, genannt megaregolith. Die megaregolith Schicht von Ida streckt sich zwischen Hunderten von Metern unter der Oberfläche zu einigen Kilometern aus. Ein Felsen im Kern von Ida kann unter dem großen Krater-Mammut, Lascaux und Undara zerbrochen worden sein.

Bahn und Folge

Ida ist ein Mitglied der Familie von Koronis von Asteroiden des Asteroid-Riemens. Ida umkreist die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung, zwischen den Bahnen des Mars und Jupiters. Ida nimmt 4.84089 Jahre, um eine Bahn zu vollenden.

Die Folge-Periode von Ida ist 4.63 Stunden, es einen der schnellsten rotierenden noch entdeckten Asteroiden machend. Der berechnete maximale Moment der Trägheit eines gleichförmig dichten Gegenstands dieselbe Gestalt wie Ida fällt mit der Drehungsachse des Asteroiden zusammen. Das weist darauf hin, dass es keine Hauptschwankungen der Dichte innerhalb des Asteroiden gibt. Die Achse von Ida der Folge precesses mit einer Periode von siebenundsiebzigtausend Jahren, wegen des Ernstes der Sonne, die nach der nichtkugelförmigen Gestalt des Asteroiden handelt.

Ursprung

Ida ist im Bruch grob Diameter Elternteilkörper von Koronis entstanden. Der Ahn-Asteroid hatte mit schwereren Metallen teilweise differenziert, die zum Kern abwandern. Ida hat unbedeutende Beträge dieses Kernmaterials weggetragen. Es ist unsicher, seit wann das Störungsereignis vorgekommen ist. Gemäß einer Analyse der Cratering-Prozesse von Ida ist seine Oberfläche mehr als eine Milliarde Jahre alt. Jedoch ist das mit dem geschätzten Alter des Ida-Daktylus-Systems von weniger als 100 Millionen Jahren inkonsequent; es ist unwahrscheinlich, dass Daktylus, wegen seiner kleinen Größe, entkommen sein könnte in einer Hauptkollision für den längeren zerstört zu werden. Der Unterschied in Altersschätzungen kann durch eine vergrößerte Rate von cratering vom Schutt der Elternteilkörperzerstörung von Koronis erklärt werden.

Mond

Ein kleiner Satellit genannt Daktylus-Bahnen um Ida. Daktylus, offiziell (243) Ida I Daktylus wurde in Images entdeckt, die vom Raumfahrzeug von Galileo während seiner Luftparade 1993 genommen sind. Diese Images haben die erste direkte Bestätigung eines Asteroid-Monds zur Verfügung gestellt. Zurzeit wurde es von Ida durch eine Entfernung getrennt, sich in einer Pro-Rang-Bahn bewegend. Die Oberfläche des Daktylus ist schwer cratered wie Ida, und besteht aus ähnlichen Materialien. Sein Ursprung ist unsicher, aber Beweise von der Luftparade weisen darauf hin, dass es als ein Bruchstück des Elternteilkörpers von Koronis entstanden ist.

Entdeckung

Daktylus wurde am 17. Februar 1994 vom Missionsmitglied von Galileo Ann Harch gefunden, während man verzögerte Bilddownloads vom Raumfahrzeug untersucht hat. Galileo hat 47 Images des Daktylus im Laufe einer Beobachtungsperiode von 5.5 Stunden im August 1993 registriert. Das Raumfahrzeug war von Ida und vom Daktylus, als das erste Image des Monds 14 Minuten gewonnen wurde, bevor Galileo seine nächste Annäherung gemacht hat.

Daktylus war am Anfang benannter 1993 (243) 1. Es wurde von der Internationalen Astronomischen Vereinigung 1994 für die mythologischen Daktylen genannt, wer Gestell Ida auf Kreta bewohnt hat.

Physische Eigenschaften

Daktylus ist ein "eiförmiger" aber "bemerkenswert kugelförmiger" Gegenstand, der 1.6 durch 1.4 durch 1.2 Kilometer (0.99 mi × 0.87 mi × 0.75 mi) misst. Es wurde mit seiner längsten Achse orientiert, die zu Ida hinweist. Wie Ida stellt die Oberfläche des Daktylus Sättigung cratering aus. Es wird durch mehr als ein Dutzend Krater mit einem Diameter gekennzeichnet, das größer ist als, anzeigend, dass der Mond viele Kollisionen während seiner Geschichte ertragen hat. Mindestens sechs Krater bilden eine geradlinige Kette, darauf hinweisend, dass sie durch den lokal erzeugten Schutt verursacht wurde, der vielleicht aus Ida vertrieben ist. Die Krater des Daktylus können Hauptspitzen, verschieden von denjenigen enthalten, die auf Ida gefunden sind. Diese Eigenschaften und die sphäroidische Gestalt des Daktylus, deuten an, dass der Mond trotz seiner kleinen Größe Gravitations-kontrolliert wird. Wie Ida ist seine durchschnittliche Temperatur darüber.

Daktylus teilt viele Eigenschaften mit Ida. Ihre Rückstrahlvermögen und Nachdenken-Spektren sind sehr ähnlich. Die kleinen Unterschiede zeigen an, dass der Raumverwitterungsprozess auf dem Daktylus weniger aktiv ist. Seine kleine Größe würde die Bildung von bedeutenden Beträgen von regolith Unmöglichem machen. Das hebt sich von Ida ab, die durch eine tiefe Schicht von regolith bedeckt wird.

Bahn

Die Bahn des Daktylus um Ida ist nicht genau bekannt. Galileo war im Flugzeug der Bahn des Daktylus, als die meisten Images des Monds genommen wurden, der Bestimmung seiner genauen Bahn schwierig gemacht hat. Daktylus-Bahnen in der Pro-Rang-Richtung und neigen ungefähr 8 ° zum Äquator von Ida dazu. Gestützt auf Computersimulationen muss der pericenter des Daktylus mehr sein als über von Ida dafür, um in einer stabilen Bahn zu bleiben. Die Reihe von durch die Simulationen erzeugten Bahnen wurde durch die Notwendigkeit beschränkt, die Bahnen zu haben, führen Punkte durch, an denen Galileo Daktylus beobachtet hat, um 16:52:05 Uhr UT am 28. August 1993, über von Ida an der Länge 85 ° zu sein. Am 26. April 1994 hat das Hubble Raumfernrohr Ida seit acht Stunden beobachtet und war unfähig, Daktylus zu entdecken. Es wäre im Stande gewesen, den Mond zu beobachten, wenn es mehr war als über von Ida.

Die Augenhöhlenperiode des Daktylus ist ungefähr 20 Stunden, annehmend, dass es in einer kreisförmigen Bahn um Ida ist. Seine Augenhöhlengeschwindigkeit ist grob, "über die Geschwindigkeit eines schnellen Laufs oder eines langsam geworfenen Baseballs".

Alter und Ursprung

Daktylus kann zur gleichen Zeit als Ida von der Störung des Elternteilkörpers von Koronis entstanden sein. Jedoch kann es sich mehr kürzlich, vielleicht als ejecta von einem großen Einfluss auf Ida geformt haben. Es ist sehr unwahrscheinlich, dass es von Ida gewonnen wurde. Daktylus kann einen Haupteinfluss vor ungefähr 100 Millionen Jahren ertragen haben, der seine Größe reduziert hat.

Siehe auch

• Liste von geologischen Eigenschaften auf 243 Ida und Daktylus
• Liste von geringen Planeten

Zeichen

Zeitschriftenartikel

Bücher

Anderer

Außenverbindungen

• Augenhöhlensimulation von JPL (Java) / Ephemeride