Контактно-двойная малая планета
Контактно-двойная малая планета — малое небесное тело, состоящее из двух частей, каждая из которых в прошлом была самостоятельно движущимся небесным телом, но которые в процессе собственного движения претерпели тесное взаимное сближение и слияние в один объект.
Основные сведения
[править | править код]Контактной двойной малой планетой называются объекты, составные компоненты которых имеют приблизительно одинаковые размеры, средний диаметр одной компоненты не может превосходить диаметр другой более чем в 2÷2,5 раза. По этой причине все контактно−двойные малые планеты имеют вытянутую форму, в центре имеет место сужение, которое соответствует точке соединения двух небесных тел.
Так как при образовании единого тела с двумя составными частями сохраняются те или иные прежние характеристики обоих объектов, то сам процесс столкновения, при котором образуется двойной объект, должен происходить на небольших относительных скоростях. Таким образом, формирование контактно−двойных малых планет является результатом эволюции систем двойных планетоидов, в которых при вращении компонентов вокруг общего барицентра происходит поступательная диссипация энергии движущихся тел. Этот процесс приводит к их медленному сближению и в конечном итоге, к соединению частей системы в единое небесное тело.
Слабосвязанные контактные пары
[править | править код]
Быстро вращающиеся контактно-двойные малые планеты являются слабосвязанными небесными телами, потому как скорость их обращения вокруг центра масс примерно соответствует первой космической скорости. Отличительной особенностью данного подтипа является отсутствие обломочного материала в месте соединения двух тел — из-за комбинации центробежного ускорения и распределения масс в двойной системе реголит оседает на внутренних частях обоих тел, а не между ними.
С точки зрения процесса превращения двойной малой планеты в контактно-двойную данное слабосвязанное состояние можно считать переходным, но в зависимости от внешних факторов оно может сохраняться на протяжении длительного времени и, в том числе, внешние воздействия могут приводить к ускорению вращения и к разделению двух частей на самостоятельные небесные тела[1][2].
Двудольные малые планеты
[править | править код]_Itokawa.jpg)
К контактным двойным малым планетам также могут относить небесные тела вытянутой формы, которые не имеют внешних признаков двойных объектов, но составные части которых имеют отличия в средней плотности или отличия в их химическом составе. Для обозначения этого типа обычно используют термины раздвоенная или двудольная (англ. bilobed) малая планета[3].
Образование таких небесных тел либо произошло в отдаленный момент времени в прошлом, либо слияние составных частей имело место на больших скоростях. В первом случае составные объекты современного небесного тела скрыты последующей метеоритной и прочей эрозией. Во втором случае значительная скорость соударения составляющих частей приводит к их частичному разрушению.
С точки зрения гравиметрии, наилучшее приближение для гравитационного поля двудольных малых планет дает модель, состоящая из двух сфер, но в отличие от контактно-двойных малых планет, расстояние между центрами этих сфер значительно меньше их радиуса[4].
Распространенность среди астероидов и кометных ядер
[править | править код]По современным оценкам около 10-15 % околоземных астероидов размером более 200 метров являются контактными двойными[5]. По состоянию на 2019 год считается, что во внутренней части Солнечной системы самым крупным объектом этого типа является троянский астероид (624) Гектор, размеры его компонентов составляют 220 км и 183 км[6].
См. также
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ (англ.) 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:10.1038/nature07078. — PMID 18615078.
- ↑ (англ.) Study Puts Solar Spin on Asteroids, their Moons & Earth Impacts Архивная копия от 3 мая 2019 на Wayback Machine Newswise, Retrieved 14 July 2008.
- ↑ Физические свойства и источники происхождения астероидов, сближающихся с землей Архивная копия от 19 августа 2019 на Wayback Machine, НИИ астрономии ХНУ им. В. Н. Каразина, Лупишко Д. Ф., 2007 год
- ↑ F. Marchis et al. Mass and density of Asteroid 121 Hermione from an analysis of its companion orbit (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 178, no. 2. — P. 450—464. — doi:10.1016/j.icarus.2005.05.003. — .
- ↑ (англ.) Michael Busch. Near-Earth Asteroids and Radar Speckle Tracking (12 марта 2012). Дата обращения: 28 февраля 2014. Архивировано 23 сентября 2015 года.
- ↑ (англ.) Marchis, F.; Durech, J.; Castillo-Rogez, J.; Vachier, F.; Cuk, M.; Berthier, J.; Wong, M. H.; Kalas, P.; Duchene, G.; van Dam, M. A.; Hamanowa, H.; Viikinkoski, M. The Puzzling Mutual Orbit of the Binary Trojan Asteroid (624) Hektor (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2014. — March (vol. 783, no. 2). — P. 6. — doi:10.1088/2041-8205/783/2/L37. — . — arXiv:1402.7336.