Asteroide satellit

En asteroide-satellit  er en asteroide , en naturlig satellit , der kredser om en anden asteroide. Satellitten og asteroiden er et system, der understøttes af begge objekters tyngdekraft . Et asteroidesystem, hvor satellittens dimensioner er sammenlignelige med størrelsen af ​​en asteroide, kaldes en dobbeltasteroide . Systemer med tre komponenter er også kendt (for eksempel store asteroider (45) Eugenia og (87) Sylvia , asteroide - Apollo (136617) 1994 CC , stort trans-neptunsk objekt (47171) 1999 TC 36 , osv.) [1]. Et system med fire komponenter er kendt: asteroiden (130) Elektra har tre satellitter [2] .

Forskningshistorie

Indtil slutningen af ​​det 19. århundrede blev asteroider præsenteret for videnskabsmænd som enkelte kroppe. Men i begyndelsen af ​​det 20. århundrede , med forbedringen af ​​observationsudstyr, var der antagelser om eksistensen af ​​en dualitet af asteroider. De første undersøgelser blev udført, især asteroiden (433) Eros blev undersøgt i detaljer . Der var dog få sådanne undersøgelser, og de var i modstrid med de generelt accepterede synspunkter [3] .

De første forsøg på at identificere satellitter omkring asteroider ved hjælp af målinger af dæmpningen af ​​stjerners lysstyrke, når de er dækket af asteroider, blev udført for objekter (6) Hebe (1977) og (532) Herculinus (1978). I løbet af forskningen blev tilstedeværelsen af ​​satellitter ved disse objekter antaget, men disse data blev ikke bekræftet [1] . Senere henledte den tjekkiske astronom Petr Pravec (1991) og tyskeren G. Hahn (1994) opmærksomheden på den variable lysstyrke af to små asteroider, der passerer nær Jorden , hvilket kunne indikere deres dualitet. Disse observationer kunne ikke gentages [4] .

Den første bekræftede satellit af en asteroide blev opdaget i 1993 af den automatiske interplanetariske station Galileo . Det blev opdaget i nærheden af ​​asteroiden (243) Ida , under AMS forbiflyvning nær objektet. Satellitten fik navnet Dactyl [5] . Den anden opdagede satellit i 1998 var Lille Prins , en satellit af asteroiden (45) Eugene . I 2002 blev en satellit opdaget nær det trans-neptunske objekt 1998 WW 31 [6] .

Forskningsmetoder

Opdagelsen af ​​satellitter muliggør en bedre undersøgelse af asteroider, da viden om satellitbaner er af stor betydning for at opnå fundamentale fysiske parametre for et binært system, såsom masse , og kaster lys over dets mulige dannelse og udvikling [7] . Derfor leder forskerne efter forskellige metoder til at studere asteroider, rettet mod at finde deres satellitter. Her er nogle af dem:

Den optiske metode er den mest oplagte, men har en række ulemper, hvoraf den vigtigste er vanskeligheden ved at opdage et svagt objekt ved siden af ​​et lysere og behovet for at udføre observationer med en høj vinkelopløsning . Derfor gør optiske observationer det muligt at detektere et lille antal satellitter, der er store nok i forhold til asteroiden og placeret i betydelig afstand fra denne.

Radarmetoden giver dig mulighed for ret præcist at måle formen på et objekt (med en nøjagtighed på 10 meter på de største radioteleskoper) ved at måle forsinkelsestiden for det reflekterede signal . Ulempen ved radarmetoden er den korte rækkevidde . Med stigende afstand til det undersøgte objekt falder nøjagtigheden af ​​dataene betydeligt [3] .

Metoden til fotometriske observationer af okkultationer af stjerner af asteroider bruger målinger af dæmpningen af ​​den okkulterede stjerne. Essensen af ​​metoden er at observere en stjerne fra en zone uden for det beregnede asteroidedækningsbånd. Fordelen er, at sådanne observationer kan foretages ved hjælp af amatørastronomiske instrumenter . Ulempen er, at asteroidesatellitten skal dække observatørens område på tidspunktet for undersøgelsen [8] .

AMS-undersøgelser er de mest nøjagtige, da de gør det muligt at bruge det udstyr, der er tilgængeligt på stationen på tæt hold.

Oprindelse

Oprindelsen af ​​asteroidesatellitter er i øjeblikket ikke entydigt bestemt. Der er forskellige teorier . En af de bredt accepterede påstande er, at satellitterne kan være restproduktet af en asteroides kollision med et andet objekt. Andre par kunne dannes ved at fange en lille genstand af en større. Den dannelse, der er et resultat af kollisionen, er begrænset af komponenternes vinkelmoment . Binære asteroidesystemer med små afstande mellem komponenter er i overensstemmelse med denne teori. Den er dog næppe egnet til fjernkomponenter [1] .

Ifølge en anden hypotese blev asteroiders satellitter dannet i det indledende stadium af solsystemets udvikling .

Det antages, at mange asteroider består af flere stenblokke, svagt bundet af tyngdekraften og dækket af et lag regolit , så et lille ydre nedslag kan føre til et brud i et sådant system og dannelse af satellitter på kort afstand [3] .

Generelle karakteristika

Tidevandseffekterne af asteroiden på satellitten påvirker parametrene for dens kredsløb og justerer rotationsakserne for begge objekter med aksen for hovedinertimomentet . Selve satellitten får til sidst en noget langstrakt form under påvirkning af asteroidens gravitationsfelt. Hvis hovedlegemets rotationsperiode er mindre end satellittens omdrejningsperiode omkring det (som er typisk for solsystemet), bevæger satellitten sig over tid væk, og hovedlegemets rotationsperiode bremses ned. [3] .

Dobbeltasteroider kredser i elliptiske baner omkring et fælles massecenter [9] .

Nogle asteroider med satellitter [1]

hovedlegeme Banetype
Hovedkroppens diameter ( km )
(mål) 		Satellit
Satellitdiameter ( km ) ( dimensioner
)		 Afstand mellem objekter
( km )
(22) Kalliope hovedring 181,0 ± 4,6
(231,4×175,3×146,1) 		Linus 38±6 1065 ± 8
(45) Eugene 214,6 ± 4,2
(305×220×145) 		Den lille prins 12,7±0,8 1 184 ± 12
S/2004 (45) 1 6? 700?
(87) Sylvia 286
(384×264×232) 		Rem (Sylvia II) 7 ± 2 706±5
Romulus (Sylvia I) 18±4 1356 ± 5
(90) Antiope 87,8 ± 1,0
(93,0×87,0×83,6) 		S/2000 (90) 1 83,8 ± 1,0
(89,4×82,8×79,6)		 171±1
(41) Daphne 174 ± 11,2
(239×183×153) 		straf <2 443
(317) Roxana 19.9 OL 5.3 257
(93) Minerva 141,55 Aegis (Minerva I) fire 630
Gorgoneion (Minerva II) 3 380
(121) Hermione 209,0 ± 4,7
(230×120×120) 		S/2002 (121) 1 atten 794,7 ± 2,1
(216) Kleopatra 124
(217×94×81) 		Alexhelios (Cleopatra I) 5 775
Cleoselena (Cleopatra II) 3 380
(243) Ida (59,8×25,4×18,6) Dactyl (1,6×1,4×1,2) 108
(283) Emma vigtigste asteroidebælte 148,1 ± 4,6 S/2003 (283) 1 12 596±3
(617) Patroklos Trojanske heste 121,8 ± 3,2 Menetius 112,6 ± 3,2 680±40
(624) Hector grækere 370×195×195 Svindler 12 623,5
(3548) Eurybat grækere 63,9 Queta 0,8 2310
(702) Alauda hovedring 194,73 Pichi unem 5.5 900
(762) Pulkovo hovedring 137,1 ± 3,2 S/2000 (762) 1 tyve 810
(1313) Berna hovedring Eunomii familie 13.5 S/2004 (1313) 1 8-11 25-35
(2478) Tokay hovedring Flora-familien 8.1 S/2007 (2478) 1 5.8 21
(3673) Levi hovedring Flora-familien 6.17 S/2007 (3637) 1 1,73 13
(136617) 1994 CC Apollos 0,7 (136617) 1994 CC I ≈0,05
(136617) 1994 CC II ≈0,05
(66391) Moshup Atons 1,32 Squanite 0,45 17.4
(65803) Didim Apollos 0,75 Dimorph 0,17 1.1
(348400) 2005 JF 21 [10] amoriner 0,6 (348400) 2005 JF 21 II 0,11 0,9
Trans-neptunske objekter
(42355) Typhon RD objekt 134 Echidna 78 1300?
(47171) 1999 TC 36 plutino 350-470 S/2001 (47171) 1 142±23 7640 ± 460
(50000) Quaoar cubewano <1100 Veyvot 74 14.500
(58534) Logoer cubewano 80 Zoya 66 8010 ± 80
(65489) Keto RD objekt 172 ± 18 Forky 134±14 1841 ± 48
(66652) Borassizi cubewano 166 pub 137 4660 ± 170
(79360) Power-Nunam : Power cubewano 305 (79360) Power-Nunam : Nunam 292 2300
(82075) 2000 YW 134 RD objekt 431 S/2005 (82075) 1 237 1900
(88611) Taronkhayavagon cubewano 176 ± 20 Taviskaron 122 ± 14 27 300 ± 343
(90482) Orc plutino 946 Vant 262 ± 170 8 700
(120347) Salacia cubewano 548 Actea 190 3.500?
(139775) 2001 QG 298 plutino (260×205×185) S/2002 (139775) 1 (265×160×150) 400
(148780) Alchera cubewano 340? S/2007(148780) 1 246? 5800?
1998 WW31 cubewano 133±15 S/2000 (1998 WW 31 ) 1 110±12 22 300 ± 800
(174567) Varda cubewano 732? Ilmare 376? 4 200
(385446) Manwe cubewano 160 Thorondor 92 6 674
(341520) Mor-Somn : Mor plutino 102 (341520) Mor-Somn : Somn 97 21 040
(229762) Gkkunl'homdima RD objekt 638+24
−12 		Gk'o'e K'hu ~140 6035 ± 48
(469705) Chkagara cubewano 138+21
−25 		kahaunu 122+16
−19		 7670 ± 140

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 Asteroider med satellitter af Wm. Robert Johnston . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 19. marts 2012.  (Engelsk)
  2. ↑ Hvor der er to, er der tre Arkiveret 17. februar 2022 på Wayback Machine // ESO Rusland, 14. februar 2022
  3. ↑ 1 2 3 4 Asteroider. asteroids.chat.ru _ Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 14. marts 2012.
  4. ↑ En verden af ​​asteroider. Artikel af V. G. Surdin i tidsskriftet "Nature" . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 15. maj 2021.
  5. ↑ 243 Ida og Dactyl. Nineplanets.org . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 19. marts 2012.  (Engelsk)
  6. ↑ IAUC 7610: S/2000 (1998 WW_31) 1. Centralbureau for Astronomiske Telegrammer . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 26. april 2006.  (Engelsk)
  7. ↑ D. Hestroffer, F. Vachier. Banebestemmelse af binære asteroider. IAU Symposium (2005). (utilgængeligt link) . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 19. marts 2012.    (Engelsk)
  8. ↑ Fotografiske observationer af asteroiders okkultationer af stjerner. Jorden og Universet . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 4. maj 2020.
  9. ↑ Asteroider. Cosmoportal.org.ua (utilgængeligt link) . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 15. marts 2011.    (Engelsk)
  10. ↑ (348400) 2005 JF21 . Hentet 22. maj 2019. Arkiveret fra originalen 14. september 2019.

Links