Контактно-подвійна мала планета
Контактно-подвійна мала планета — мале небесне тіло, що складається з двох частин, кожна з яких у минулому була самостійним небесним тілом, але які в процесі руху наблизилися одне до одного й злилися в один об'єкт.
Основні відомості[ред. | ред. код]
Контактною подвійною малою планетою називають об'єкти, складові компоненти яких мають приблизно однакові розміри, середній діаметр однієї компоненти не може перевищувати діаметр іншої більш ніж у 2—2,5 раза. Через це всі контактно-подвійні малі планети мають видовжену форму, а в центрі є звуження, яке відповідає точці з'єднання двох небесних тіл.
Оскільки під час утворення єдиного тіла з двома складовими компонентами зберігаються ті чи інші колишні характеристики обох об'єктів, то сам процес зіткнення, за якого утворюється подвійний об'єкт, повинен відбуватися на невеликих відносних швидкостях. Таким чином, формування контактно-подвійних малих планет є результатом еволюції систем подвійних планетоїдів, у яких при обертанні компонентів навколо загального барицентру відбувається поступальна дисипація енергії рухомих тел. Цей процес призводить до їх повільного зближення і, урешті-решт, до з'єднання частин системи в єдине небесне тіло.
Слабозв'язані контактні пари[ред. | ред. код]
Контактно-подвійні малі планети, які швидко обертаються, є слабозв'язаними небесними тілами, бо швидкість їх обертання навколо центру мас приблизно відповідає першій космічній швидкості. Відмітною особливістю цього підтипу є відсутність уламкового матеріалу в місці з'єднання двох тіл: унаслідок комбінації відцентрового прискорення й розподілу мас у подвійній системі реголіт осідає на внутрішніх частинах обох тіл, а не між ними.
З точки зору процесу перетворення подвійної малої планети на контактно-подвійну цей слабозв'язаний стан можна вважати перехідним, але залежно від зовнішніх факторів він може зберігатися впродовж тривалого часу. Зокрема, зовнішні впливи можуть призводити до прискорення обертання і до роз'єднання двох частин на самостійні небесні тіла[1][2].
Дводольні малі планети[ред. | ред. код]
_Itokawa.jpg)
До контактних подвійних малих планет також можуть відносити небесні тіла видовженої форми, які не мають зовнішніх ознак подвійних об'єктів, але складові частини яких мають відмінності в середній щільності або хімічному складі. Для позначення цього типу зазвичай використовують терміни роздвоєна чи дводольна (англ. bilobed) мала планета[3].
Утворення таких небесних тіл або сталося у віддалений момент часу в минулому, або злиття складових частин відбулося на великих швидкостях. У першому випадку складені об'єкти сучасного небесного тіла приховані подальшою метеоритною та іншою ерозією. У другому випадку значна швидкість зіткнення складових частин призводить до їх руйнації.
З точки зору гравіметрії, найкраще наближення для гравітаційного поля дводольних малих планет дає модель, яка складається з двох сфер, але, на відміну від контактно-подвійних малих планет, відстань між центрами цих сфер значно менше їх радіуса[4].
Поширеність серед астероїдів і кометних ядер[ред. | ред. код]
За сучасними оцінками, близько 10—15 % навколоземних астероїдів розміром понад 200 метрів є контактними подвійними[5]. Станом на 2019 рік вважається, що у внутрішній частині Сонячної системи найбільшим об'єктом цього типу є троянський астероїд (624) Гектор, розміри компонентів якого складають 220 і 183 км[6].
Кандидати[ред. | ред. код]
Наведена нижче таблиця містить інформацію щодо навколоземних об'єктів, які спостерігалися за допомогою радара і вважаються контактно-подвійними малими планетами[7].
Див. також[ред. | ред. код]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ (англ.) Walsh, Kevin J.; Richardson, DC; Michel, P. Rotational breakup as the origin of small binary asteroids // Nature : journal. — 2008. — Vol. 454, no. 7201 (6). — P. 188—191. — DOI:. — 10.1038/nature07078. — PMID 18615078 . Процитовано 2008-07-14.
- ↑ (англ.) Study Puts Solar Spin on Asteroids, their Moons & Earth Impacts [Архівовано 3 травня 2019 у Wayback Machine.] Newswise, Retrieved 14 July 2008.
- ↑ Физические свойства и источники происхождения астероидов, сближающихся с землей [Архівовано 19 серпня 2019 у 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 // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 178, no. 2 (5 May). — P. 450—464. — Bibcode:. — DOI:.
- ↑ (англ.) Michael Busch (12 березня 2012). Near-Earth Asteroids and Radar Speckle Tracking (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 23 вересня 2015. Процитовано 28 лютого 2014.
- ↑ (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 // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2014. — Vol. 783, no. 2 (3). — P. 6. — arXiv:1402.7336. — Bibcode:. — DOI:.
- ↑ Dr. Lance A. M. Benner (18 листопада 2013). Binary and Ternary near-Earth Asteroids detected by radar. NASA/JPL Asteroid Radar Research. Архів оригіналу за 18 лютого 2020. Процитовано 1 березня 2014.