Interested Article - Двойной астероид

Двойной астероид — система из двух астероидов , гравитационно связанных друг с другом, вращающихся вокруг общего центра масс, наподобие двойной системы звёзд . Первым обнаруженным бинарным астероидом стал астероид (243) Ида , двойственность которого была установлена во время пролёта мимо него космического аппарата Галилео в августе 1993 года. С тех пор в поясе астероидов было открыто множество двойных систем.

Если астероиды примерно одинакового размера, то центр масс такой системы находится примерно посередине между астероидами. Наглядным примером такой системы является астероид (90) Антиопа . Если же спутник сильно уступает по размерам основному астероиду, то центр масс располагается внутри большего астероида, как в случае с системой Земля-Луна. К таким системам относится большинство известных бинарных систем, таких, как у астероидов (22) Каллиопа , (45) Евгения , (87) Сильвия , (107) Камилла , (121) Гермиона , (130) Электра , (283) Эмма , (379) Гуенна .

Некоторые ударные кратеры , такие, как кратер Клируотер в Канаде , могли быть образованы как раз при падении бинарных астероидов.

Также известны системы из трёх компонентов (например, крупный астероид (87) Сильвия , астероид- аполлон (136617) 1994 CC , крупный транснептуновый объект (47171) 1999 TC ₃₆ и т. д.) .

Образование

Схема движения астероидов вокруг общего центра масс в бинарной системе

Пути формирования бинарных систем недостаточно ясны. Случайный захват астероидов в главном поясе в результате тесного облёта практически невозможен, так как при захвате спутника происходит его сильное приливное торможение, которое, в соответствии с законом сохранения энергии , сопровождается сильнейшей деформацией спутника под действием приливных сил, при которой его кинетическая энергия переходит в тепло. Для крупных тел такой захват вполне допустим, но в случае с телами малой массы, такими, как большинство астероидов, он недопустим, потому что ввиду огромной скорости (больше десяти км/с) кинетическая энергия движения даже сравнительно небольшого тела настолько велика, что из-за малой массы астероида его гравитации просто не хватит, чтобы остановить относительно крупное тело и перевести его на стабильную орбиту вокруг себя.

Предполагается несколько возможных способов формирования двойных систем астероидов. Двойные системы таких астероидов, как (22) Каллиопа , (45) Евгения и (87) Сильвия , могли образоваться при разрушении родительского астероида в результате столкновения с другим астероидом. Транснептуновые бинарные системы могли образоваться ещё во время формирования Солнечной системы в результате взаимного захвата. Из-за большой удалённости от Солнца их орбитальные скорости, а следовательно и кинетическая энергия движения очень малы, что делает такой захват вполне возможным.

Такие системы могут образоваться также в результате тесного сближения с какой-нибудь крупной планетой, например, Землёй. При этом, из-за действия внутренних напряжений, возникающих под действием приливных сил, астероиды часто распадаются на несколько фрагментов, которые потом могут соединиться в кратную систему или просто двигаться вместе по близким орбитам.

Согласно другой теории, распад астероидов может происходить под действием YORP-эффекта , который заключается в увеличении скорости вращения астероидов неправильной формы под действием фотонов из-за неравномерного альбедо поверхности. Было высказано предположение, что в результате этого эффекта скорость вращения астероида может возрасти настолько, что центробежные силы разорвут его на две части.

См. также

Примечания

(англ.) . IAU/ Центр малых планет (17 сентября 2009). Дата обращения: 29 декабря 2010. 2 июля 2012 года.
(англ.) . Дата обращения: 4 октября 2008. 19 марта 2012 года.
Walsh, Kevin J.; Richardson, DC; Michel, P. Rotational breakup as the origin of small binary asteroids (англ.) // Nature : journal. — 2008. — June ( vol. 454 , no. 7201 ). — P. 188—191 . — doi : . — .
от 3 мая 2019 на Wayback Machine Newswise, Retrieved 14 July 2008.