Подвійний астероїд — це система з двох астероїдів, гравітаційно пов'язаних один з одним, що обертаються навколо спільного центру мас, подібно подвійній системі зір. Найпершим відкритим бінарним астероїдом став астероїд 243 Іда, подвійність якого було встановлено під час прольоту повз нього космічного апарата «Галілео» в серпні 1993 року. Відтоді в астероїдному поясі було відкрито ще кілька подвійних систем.
Якщо астероїди приблизно однакового розміру, то центр мас такої системи приблизно посередині між ними; наочним прикладом такої системи є астероїд 90 Антіопа. Якщо супутник сильно поступається розмірами основному астероїду, то центр мас розташований всередині більшого астероїда. До таких систем належить більшість відомих бінарних систем, таких, як в астероїдів 22 Калліопа, 45 Євгенія, 87 Сільвія, 107 Камілла, 121 Герміона, 130 Електра, 283 Емма, 379 Гуенна.
Деякі ударні кратери, такі, як кратер Клірвотер у Канаді, могли бути утворені якраз при падінні бінарних астероїдів.
Утворення Редагувати
Шляхи формування бінарних систем не до кінця зрозумілі. З огляду на відмінності, що спостерігаються в їхніх фізичних характеристиках і орбітальних параметрах, можна виділити три основні механізми формування бінарних систем:
- Випадкове захоплення малого астероїда великим астероїдом у головному поясі у результаті тісного обльоту при розсіюванні частини орбітальної енергії захопленого об'єкта для зменшення його швидкості. Захоплення малих астероїдів практично неможливе, оскільки при захопленні супутника відбувається його сильне припливне гальмування, яке, згідно з законом збереження енергії, супроводжується дуже сильною деформацією супутника під дією припливних сил, при якій його кінетична енергія переходить у тепло. Для великих тіл таке захоплення цілком допустиме, але у випадку з тілами малої маси, такими, як більшість астероїдів, гравітації астероїда недостатньо, аби загальмувати інше відносно велике тіло з високою швидкістю (десятки км/с) настільки, щоб перевести його на стабільну орбіту навколо себе. Тому бінарні астероїди такого типу повинні були утворитися дуже давно, що виключає ті, що циркулюють в поясі астероїдів, які мають відносно короткий час життя порівняно з віком Сонячної системи, оскільки вони є жертвами явищ зіткнення, викиду та вибуху зокрема. Тому цей механізм стосується лише транснептунових об'єктів, які утворилися раніше;
- Захоплення уламків, утворених внаслідок зіткнення або тісного зближення з наймасивнішим об'єктом, що залишився або з якою-небудь великою планетою, наприклад Землею і це є переважним сценарієм формування найважливіших подвійних систем у головному поясі астероїдів. При цьому через дію внутрішніх напружень, що виникають під дією припливних сил, астероїди часто розпадаються на кілька фрагментів, які потім можуть з'єднатись у кратну систему чи просто рухатися разом близькими орбітами.
- Агрегація уламків, що викидаються силами, пов'язаними з обертальною швидкістю астероїда, за ефектом YORP, є улюбленим сценарієм астрономів для астероїдів, що перетинають орбіту Землі, бо полягає у збільшенні швидкості обертання астероїдів неправильної форми під дією фотонів через нерівномірне альбедо поверхні. Для того, щоб відбулося викидання уламків силами обертання, головне тіло має бути слабко грудкуватого типу, що узгоджується з багатьма спостереженнями. Висувалося припущення, що в результаті цього ефекту швидкість обертання астероїда може зрости настільки, що припливні сили розірвуть його на дві частини.
Науковцями висувається кілька можливих способів формування подвійних систем астероїдів. Подвійні системи таких астероїдів, як 22 Калліопа, 45 Євгенія та 87 Сільвія, могли утворитися при руйнуванні материнського астероїда у результаті зіткнення з іншим астероїдом. Транснептунові бінарні системи могли утворитися ще під час формування Сонячної системи у результаті взаємного захоплення. Через велику віддаленість від Сонця їхні орбітальні швидкості — а значить, і кінетична енергія руху — дуже малі, що робить таке захоплення цілком можливим.
Співвідношення Редагувати
В принципі, немає ніяких обмежень на співвідношення розмірів між основним тілом і компаньйоном. Можливі два тіла приблизно однакових розмірів (співвідношення приблизно 1:1; приклади: 617 Патрокл, 58534 Логос, а також тіла з об'ємним співвідношенням близько 2500:1, як це видно на прикладі 243 Іда і Дактиля (для порівняння, об'ємне співвідношення Земля:Місяць становить близько 50:1). (243) Іда - перший астероїд, у якого був виявлений супутник.
Орбітальний період Редагувати
Через порівняно невелику масу астероїдів, максимальна відстань для стабільних орбіт часто становить лише кілька кратних діаметру основного тіла. Така мала відстань, у свою чергу, призводить до короткого орбітального періоду (часто більше одного витка на день).
Поява Редагувати
Через їхню близькість одне до одного припускають, що обидва тіла зроблені з одного матеріалу і утворилися одночасно поруч одне з одним, або що обидва колись утворювали тіло, від якого внаслідок обертання чи удару відокремилася частина.
Приклад Редагувати
Подвійний астероїд (175706) 1996 FG3 має співвідношення об'ємів (головне тіло:супутник) 42:1 і середню відстань 3 км (у 2-3 рази більшу за діаметр головного тіла). Період обертання супутника навколо барицентру становить 16.2 години. (175706) 1996 FG3 спочатку був обраний як основна ціль для місії ЄКА MarcoPolo-R, яка передбачала посадку на головне тіло і повернення зразків з астероїда на Землю. Наразі метою є одиночний астероїд (341843) 2008 EV5.
Див. також Редагувати
Посилання Редагувати
- Satellites and Companions of Minor Planets. IAU/Центр малих планет. 17 вересня 2009. Архів оригіналу за 2 липня 2012. Процитовано 29 грудня 2010.
- Walsh, Kevin J.; Richardson, DC; Michel, P (June 2008). Rotational breakup as the origin of small binary asteroids.. Nature 454 (7201): 188–191. PMID 18615078. doi:10.1038/nature07078. 10.1038/nature07078. Проігноровано невідомий параметр
|unused_data=(довідка); - Study Puts Solar Spin on Asteroids, their Moons & Earth Impacts Newswise, Retrieved 14 July 2008.