Satélite de asteroides
Un satélite asteroide es un asteroide , un satélite natural que orbita alrededor de otro asteroide. El satélite y el asteroide son un sistema sostenido por la gravedad de ambos objetos. Un sistema de asteroides en el que las dimensiones del satélite son comparables al tamaño de un asteroide se denomina asteroide doble . También se conocen sistemas de tres componentes (por ejemplo, grandes asteroides (45) Eugene y (87) Sylvia , asteroide Apolo (136617) 1994 CC , gran objeto transneptuniano (47171) 1999 TC 36 , etc.) [1] . Se conoce un sistema de cuatro componentes: el asteroide (130) Elektra tiene tres satélites [2] .
Historia de la investigación
Hasta finales del siglo XIX, los asteroides se presentaban a los científicos como cuerpos únicos. Pero a principios del siglo XX , con la mejora de los equipos de observación, hubo suposiciones sobre la existencia de una dualidad de asteroides. Se realizaron los primeros estudios, en particular, se estudió en detalle el asteroide (433) Eros . Sin embargo, hubo pocos estudios de este tipo y contradecían los puntos de vista generalmente aceptados [3] .
Los primeros intentos de identificar satélites alrededor de asteroides, utilizando medidas de la atenuación del brillo de las estrellas cuando están cubiertas por asteroides, se realizaron para los objetos (6) Hebe (1977) y (532) Herculinus (1978). En el curso de la investigación, se asumió la presencia de satélites en estos objetos, pero estos datos no fueron confirmados [1] . Más tarde, el astrónomo checo Petr Pravec (1991) y el alemán G. Hahn (1994) llamaron la atención sobre el brillo variable de dos pequeños asteroides que pasaban cerca de la Tierra , lo que podría indicar su dualidad. Estas observaciones no pudieron repetirse [4] .
El primer satélite confirmado de un asteroide fue descubierto en 1993 por la estación interplanetaria automática Galileo . Fue descubierto cerca del asteroide (243) Ida , durante el sobrevuelo de AMS cerca del objeto. El satélite fue nombrado Dactyl [5] . El segundo satélite descubierto en 1998 fue el Principito , un satélite del asteroide (45) Eugene . En 2002, se descubrió un satélite cerca del objeto transneptuniano 1998 WW 31 [6] .
Métodos de investigación
El descubrimiento de satélites permite un mejor estudio de los asteroides, ya que el conocimiento de las órbitas de los satélites es de gran importancia para la obtención de parámetros físicos fundamentales de un sistema binario, como la masa , y arroja luz sobre su posible formación y evolución [7] . Por lo tanto, los científicos están buscando varios métodos para estudiar asteroides, con el objetivo de encontrar sus satélites. Aquí hay algunos de ellos:
- óptico : observaciones ópticas directas utilizando telescopios espaciales y terrestres con óptica adaptativa;
- radar : utilizando radiotelescopios espaciales y terrestres ;
- fotométrico - medida de la disminución del brillo de una estrella cuando está cubierta por un asteroide;
- investigación utilizando AMS .
El método óptico es el más obvio, pero tiene una serie de desventajas, la más importante de las cuales es la dificultad de detectar un objeto débil junto a uno más brillante y la necesidad de realizar observaciones con una alta resolución angular . Por lo tanto, las observaciones ópticas permiten detectar un pequeño número de satélites lo suficientemente grandes en relación con el asteroide y ubicados a una distancia considerable de él.
El método de radar le permite medir con bastante precisión la forma de un objeto (con una precisión de 10 metros en los radiotelescopios más grandes), midiendo el tiempo de retardo de la señal reflejada . La desventaja del método de radar es el corto alcance . Con el aumento de la distancia al objeto en estudio, la precisión de los datos disminuye significativamente [3] .
El método de observaciones fotométricas de ocultaciones de estrellas por asteroides utiliza mediciones del oscurecimiento de la estrella oculta. La esencia del método es observar una estrella desde una zona fuera de la banda de cobertura de asteroides calculada. La ventaja es que tales observaciones se pueden realizar utilizando instrumentos astronómicos de aficionados . La desventaja es que el satélite del asteroide debe cubrir el área del observador en el momento del estudio [8] .
Los estudios AMS son los más precisos, ya que permiten utilizar a corta distancia los equipos disponibles en la estación.
Origen
El origen de los satélites de asteroides actualmente no está determinado de manera inequívoca. Hay diferentes teorías . Una de las afirmaciones ampliamente aceptadas es que los satélites pueden ser el producto sobrante de la colisión de un asteroide con otro objeto. Otros pares podrían estar formados por la captura de un objeto pequeño por uno más grande. La formación resultante de la colisión está limitada por el momento angular de los componentes. Los sistemas de asteroides binarios con pequeñas distancias entre los componentes son consistentes con esta teoría. Sin embargo, apenas es adecuado para componentes remotos [1] .
Según otra hipótesis , los satélites de los asteroides se formaron en la etapa inicial de la evolución del sistema solar .
Se supone que muchos asteroides consisten en varios bloques de piedra, débilmente unidos por la gravedad y cubiertos con una capa de regolito , por lo que un pequeño impacto externo puede provocar la ruptura de dicho sistema y la formación de satélites a corta distancia [3] .
Características generales
Los efectos de marea del asteroide sobre el satélite afectan a los parámetros de su órbita, y alinean los ejes de rotación de ambos objetos con el eje del momento de inercia principal . El propio satélite finalmente adquiere una forma algo alargada bajo la influencia del campo gravitatorio del asteroide. Si el período de rotación del cuerpo principal es menor que el período de revolución del satélite a su alrededor (que es típico del sistema solar), entonces, con el tiempo, el satélite se aleja y el período de rotación del cuerpo principal se ralentiza. [3] .
Los asteroides dobles giran en órbitas elípticas alrededor de un centro de masa común [9] .
Algunos asteroides con satélites [1]
| cuerpo principal | tipo de órbita | Diámetro del cuerpo principal ( km ) (dimensiones) |
Satélite | Diámetro del satélite ( km ) (dimensiones) |
Distancia entre objetos ( km ) |
|---|---|---|---|---|---|
| (22) Calíope | anillo principal | 181,0 ± 4,6 (231,4×175,3×146,1) |
Linus | 38±6 | 1065 ± 8 |
| (45) Eugenio | 214,6 ± 4,2 (305×220×145) |
El Principito | 12,7±0,8 | 1 184 ± 12 | |
| S/2004 (45) 1 | 6? | 700? | |||
| (87) Silvia | 286 (384×264×232) |
Rem (Silvia II) | 7 ± 2 | 706±5 | |
| Rómulo (Silvia I) | 18±4 | 1356 ± 5 | |||
| (90) Antíope | 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) Dafne | 174 ± 11,2 (239×183×153) |
multa | <2 | 443 | |
| (317) Roxana | 19.9 | Juegos Olímpicos | 5.3 | 257 | |
| (93) Minerva | 141.55 | Égida (Minerva I) | cuatro | 630 | |
| Gorgoneion (Minerva II) | 3 | 380 | |||
| (121) hermione | 209,0 ± 4,7 (230×120×120) |
S/2002 (121) 1 | Dieciocho | 794,7 ± 2,1 | |
| (216) Cleopatra | 124 (217×94×81) |
Alexhelios (Cleopatra I) | 5 | 775 | |
| Cleoselena (Cleopatra II) | 3 | 380 | |||
| (243) Ida | (59,8 × 25,4 × 18,6) | Dáctilo | (1,6 × 1,4 × 1,2) | 108 | |
| (283) Emma | cinturón principal de asteroides | 148,1 ± 4,6 | S/2003 (283) 1 | 12 | 596±3 |
| (617) Patroclo | troyanos | 121,8 ± 3,2 | Menecio | 112,6 ± 3,2 | 680±40 |
| (624) Héctor | griegos | 370×195×195 | estafador | 12 | 623.5 |
| (3548) Euríbat | griegos | 63,9 | Queta | 0.8 | 2310 |
| (702) Alauda | anillo principal | 194.73 | pichi unem | 5.5 | 900 |
| (762) Púlkovo | anillo principal | 137,1 ± 3,2 | S/2000 (762) 1 | veinte | 810 |
| (1313) Berna | anillo principal familia Eunomii | 13.5 | S/2004 (1313) 1 | 8-11 | 25-35 |
| (2478) hoy | anillo principal familia Flora | 8.1 | S/2007 (2478) 1 | 5.8 | 21 |
| (3673) Levi | anillo principal familia Flora | 6.17 | S/2007 (3637) 1 | 1.73 | 13 |
| (136617) 1994 CC | Apolos | 0.7 | (136617) 1994 CC I | ≈0.05 | |
| (136617) 1994 CCII | ≈0.05 | ||||
| (66391) Moshup | atones | 1.32 | Squantita | 0,45 | 17.4 |
| (65803) Didim | Apolos | 0.75 | Dimorfo | 0.17 | 1.1 |
| (348400) 2005 JF 21 [10] | cupidos | 0.6 | (348400) 2005 JF 21 II | 0.11 | 0.9 |
| Objetos transneptunianos | |||||
| (42355) Tifón | objeto RD | 134 | Equidna | 78 | 1 300? |
| (47171) 1999 TC 36 | plutino | 350-470 | S/2001 (47171) 1 | 142±23 | 7640 ± 460 |
| (50000) Quaoar | cubewano | <1100 | Veyvot | 74 | 14 500 |
| (58534) Logotipos | cubewano | 80 | zoya | 66 | 8010 ± 80 |
| (65489) Ceto | objeto RD | 172 ± 18 | bifurcado | 134±14 | 1841 ± 48 |
| (66652) Borasis | cubewano | 166 | pub | 137 | 4660 ± 170 |
| (79360) Poder-Nunam : Poder | cubewano | 305 | (79360) Poder-Nunam : Nunam | 292 | 2300 |
| (82075) 2000 YW 134 | objeto RD | 431 | S/2005 (82075) 1 | 237 | mil novecientos |
| (88611) Taronkhayavagón | cubewano | 176 ± 20 | Taviskaron | 122 ± 14 | 27 300 ± 343 |
| (90482) Orco | plutino | 946 | furgoneta | 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 | objeto RD | 638+24 −12 |
Gk'o'e K'hu | ~140 | 6035 ± 48 |
| (469705) Chkagara | cubewano | 138+21 −25 |
kahaunu | 122+16 −19 |
7670 ± 140 |
Notas
- ↑ 1 2 3 4 Asteroides con satélites por Wm. Roberto Johnston . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 19 de marzo de 2012. (Inglés)
- ↑ Donde hay dos, hay tres Archivado el 17 de febrero de 2022 en Wayback Machine // ESO Rusia, 14 de febrero de 2022
- ↑ 1 2 3 4 Asteroides. asteroides.chat.ru _ Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 14 de marzo de 2012.
- ↑ Mundo de asteroides. Artículo de V. G. Surdin en la revista "Nature" . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 15 de mayo de 2021.
- ↑ 243 Ida y Dáctilo. Nineplanets.org . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 19 de marzo de 2012. (Inglés)
- ↑ IAUC 7610: S/2000 (1998 WW_31) 1. Oficina Central de Telegramas Astronómicos . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 26 de abril de 2006. (Inglés)
- ↑ D. Hestroffer, F. Vachier. Determinación de la órbita de asteroides binarios. Simposio de la UAI (2005). (enlace no disponible) . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 19 de marzo de 2012. (Inglés)
- ↑ Observaciones fotográficas de ocultaciones de estrellas por asteroides. Tierra y Universo . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 4 de mayo de 2020.
- ↑ Asteroides. Cosmoportal.org.ua (enlace inaccesible) . Consultado el 4 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 15 de marzo de 2011. (Inglés)
- ↑ (348400) 2005 JF21 . Consultado el 22 de mayo de 2019. Archivado desde el original el 14 de septiembre de 2019.
Enlaces
- Órbitas de asteroides binarios con óptica adaptativa
- wm. Roberto Johnston. Asteroides con Satélites . Archivo de Johnston (18 de mayo de 2013). Consultado el 25 de mayo de 2013. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2013.
- wm. Roberto Johnston. Otros informes de compañeros de asteroides/TNO . Archivo de Johnston (17 de febrero de 2013). Consultado el 25 de mayo de 2013. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2013.
- asteroides.chat.ru
| sistema solar | |
|---|---|
 | |
| Estrella central y planetas | |
| planetas enanos | Ceres Plutón haumea hacerhacer eris Candidatos sedna orco Quaoar pistola-pistola 2002 MS 4 |
| Satélites grandes | |
| Satélites / anillos | Tierra / ∅ Marte Júpiter / ∅ Saturno / ∅ Urano / ∅ Neptuno / ∅ Plutón / ∅ haumea hacerhacer eris Candidatos orca quawara |
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