A kettős aszteroida két aszteroida rendszere, amelyek gravitációsan kapcsolódnak egymáshoz, és egy közös tömegközéppont körül forognak, mint egy kettős csillagrendszer . Az első felfedezett bináris aszteroida a (243) Ida aszteroida volt , amelynek kettőssége a Galileo űrszonda 1993 augusztusi elrepülése során jött létre. Azóta sok kettős rendszert fedeztek fel az aszteroidaövben .
Ha az aszteroidák megközelítőleg azonos méretűek, akkor egy ilyen rendszer tömegközéppontja megközelítőleg az aszteroidák közötti közepén található. Jó példa egy ilyen rendszerre a (90) Antiope aszteroida . Ha a műhold jóval kisebb, mint a fő aszteroida, akkor a tömegközéppont a nagyobb aszteroida belsejében található, mint a Föld-Hold rendszer esetében. Ilyen rendszerek közé tartozik a legtöbb ismert bináris rendszer, például a (22) Calliope , (45) Eugene , (87) Sylvia , (107) Camilla , (121) Hermione , (130) Electra , (283) Emma aszteroidáké. , ( 379) Guenna . [egy]
Egyes becsapódási kráterek , például a kanadai Clearwater kráter bináris aszteroida becsapódása során keletkezhettek.
Három komponensből álló rendszerek is ismertek (például egy nagy aszteroida (87) Sylvia , egy kisbolygó- Apollo (136617) 1994 CC , egy nagy transz-Neptun-objektum (47171) 1999 TC 36 stb.) [2] .
A bináris rendszerek kialakulásának módjai nem elég világosak. Az aszteroidák véletlen befogása a fő övben egy közeli elrepülés következtében gyakorlatilag lehetetlen, mivel egy műhold elfogásakor erős árapályfékezésen megy keresztül, ami az energia megmaradás törvényének megfelelően erős deformációval jár. a műhold az árapály-erők hatására, amelyben a mozgási energiája hővé alakul. Nagy testek esetében az ilyen befogás teljesen elfogadható, de kis tömegű testek esetében, mint például a legtöbb aszteroida, elfogadhatatlan, mivel a hatalmas sebesség (több mint tíz km/s) miatt a mozgás kinetikus energiája Még egy viszonylag kis test esetében is olyan nagy, hogy az aszteroida kis tömege miatt a gravitációja egyszerűen nem elég ahhoz, hogy megállítson egy viszonylag nagy testet és stabil pályára állítsa maga körül.
A bináris aszteroidarendszerek kialakításának számos lehetséges módja javasolt. Az olyan aszteroidák bináris rendszerei, mint a (22) Calliope , (45) Eugenia és (87) Sylvia , akkor jöhettek létre, amikor a szülőaszteroida egy másik aszteroidával való ütközés következtében megsemmisült. A transzneptuni kettősrendszerek kölcsönös befogás eredményeként akár a Naprendszer kialakulása során is kialakulhattak. A Naptól való nagy távolságuk miatt keringési sebességük, és így a mozgás kinetikus energiája is nagyon kicsi, ami nagyon is lehetővé teszi az ilyen befogást.
Ilyen rendszerek létrejöhetnek néhány nagy bolygó, például a Föld közeli megközelítésének eredményeként is. Ugyanakkor az árapály-erők hatására fellépő belső feszültségek hatására az aszteroidák gyakran több töredékre bomlanak, amelyek aztán több rendszerré egyesülhetnek, vagy egyszerűen csak egymáshoz közeli pályán mozoghatnak.
Egy másik elmélet szerint az aszteroidák szétesése megtörténhet a YORP effektus hatására , amely a szabálytalan alakú aszteroidák forgási sebességének növekedésében áll fotonok hatására az egyenetlen felületi albedó miatt. Felmerült, hogy ennek a hatásnak a hatására az aszteroida forgási sebessége annyira megnőhet, hogy a centrifugális erők két részre szakítják. [3] [4]