Un asteroide doble es un sistema de dos asteroides conectados gravitacionalmente entre sí, que giran alrededor de un centro de masa común, como un sistema binario de estrellas . El primer asteroide binario descubierto fue el asteroide (243) Ida , cuya dualidad se estableció durante el sobrevuelo de la nave espacial Galileo en agosto de 1993. Desde entonces, se han descubierto muchos sistemas binarios en el cinturón de asteroides .
Si los asteroides tienen aproximadamente el mismo tamaño, entonces el centro de masa de dicho sistema se encuentra aproximadamente en el medio entre los asteroides. Un buen ejemplo de tal sistema es el asteroide (90) Antiope . Si el satélite es mucho más pequeño que el asteroide principal, entonces el centro de masa se encuentra dentro del asteroide más grande, como es el caso del sistema Tierra-Luna. Dichos sistemas incluyen la mayoría de los sistemas binarios conocidos, como los de los asteroides (22) Calliope , (45) Eugene , (87) Sylvia , (107) Camilla , (121) Hermione , (130) Electra , (283) Emma , (379) Guenna . [una]
Algunos cráteres de impacto , como el cráter Clearwater en Canadá , pueden haberse formado durante impactos de asteroides binarios.
También se conocen sistemas de tres componentes (por ejemplo, un gran asteroide (87) Sylvia , un asteroide Apolo (136617) 1994 CC , un gran objeto transneptuniano (47171) 1999 TC 36 , etc.) [2] .
Las formas de formación de los sistemas binarios no están lo suficientemente claras. La captura accidental de asteroides en el cinturón principal como resultado de un sobrevuelo cercano es prácticamente imposible, ya que cuando un satélite es capturado, sufre un fuerte frenado de marea que, de acuerdo con la ley de conservación de la energía , se acompaña de una fuerte deformación. del satélite bajo la acción de las fuerzas de marea, en el que su energía cinética se convierte en calor. Para cuerpos grandes, tal captura es bastante aceptable, pero en el caso de cuerpos de masa pequeña, como la mayoría de los asteroides, es inaceptable, porque debido a la enorme velocidad (más de diez km/s), la energía cinética del movimiento incluso un cuerpo relativamente pequeño es tan grande que debido a la pequeña masa del asteroide, su gravedad simplemente no es suficiente para detener un cuerpo relativamente grande y transferirlo a una órbita estable alrededor de sí mismo.
Se proponen varias formas posibles de formar sistemas binarios de asteroides. Los sistemas binarios de asteroides como (22) Calliope , (45) Eugenia y (87) Sylvia , podrían haberse formado cuando el asteroide padre fue destruido por una colisión con otro asteroide. Los sistemas binarios transneptunianos podrían haberse formado incluso durante la formación del sistema solar como resultado de la captura mutua. Debido a su gran distancia del Sol, sus velocidades orbitales y, por lo tanto, la energía cinética del movimiento, son muy pequeñas, lo que hace que tal captura sea bastante posible.
Dichos sistemas también pueden formarse como resultado de un acercamiento cercano a algún planeta grande, por ejemplo, la Tierra. Al mismo tiempo, debido a la acción de las tensiones internas que surgen bajo la acción de las fuerzas de marea, los asteroides a menudo se rompen en varios fragmentos, que luego pueden combinarse en un sistema múltiple o simplemente moverse juntos en órbitas cercanas.
Según otra teoría, la desintegración de los asteroides puede ocurrir bajo la influencia del efecto YORP , que consiste en un aumento de la velocidad de rotación de los asteroides de forma irregular bajo la influencia de los fotones debido al albedo irregular de la superficie . Se ha sugerido que como resultado de este efecto, la velocidad de rotación del asteroide puede aumentar tanto que las fuerzas centrífugas lo romperán en dos partes. [3] [4]