Dvojitý asteroid je systém dvou asteroidů navzájem gravitačně spojených, rotujících kolem společného těžiště, jako binární systém hvězd . Prvním objeveným binárním asteroidem byl asteroid (243) Ida , jehož dualita byla založena během průletu kosmické lodi Galileo v srpnu 1993. Od té doby bylo v pásu asteroidů objeveno mnoho binárních systémů .
Pokud jsou asteroidy přibližně stejně velké, pak se těžiště takového systému nachází přibližně uprostřed mezi asteroidy. Dobrým příkladem takového systému je asteroid (90) Antiope . Pokud je satelit mnohem menší než hlavní asteroid, pak se těžiště nachází uvnitř většího asteroidu, jako je tomu v případě systému Země-Měsíc. Mezi takové systémy patří většina známých binárních systémů, jako jsou systémy asteroidů (22) Calliope , (45) Eugene , (87) Sylvia , (107) Camilla , (121) Hermiona , (130) Electra , (283) Emma , ( 379) Guenna . [jeden]
Některé impaktní krátery , jako je například kráter Clearwater v Kanadě , mohly vzniknout během dopadů binárních asteroidů.
Známé jsou i soustavy tří složek (například velký asteroid (87) Sylvia , planetka- Apollo (136617) 1994 CC , velký transneptunský objekt (47171) 1999 TC 36 atd.) [2] .
Způsoby vzniku binárních systémů nejsou dostatečně jasné. Náhodné zachycení asteroidů v hlavním pásu v důsledku blízkého průletu je prakticky nemožné, protože při zachycení satelitu dochází k silnému přílivovému brzdění, které je v souladu se zákonem zachování energie doprovázeno silnou deformací. družice působením slapových sil, při kterých se její kinetická energie přeměňuje na teplo . Pro velká tělesa je takové zachycení celkem přijatelné, ale v případě těles o malé hmotnosti, jako je většina asteroidů, je nepřijatelné, protože vzhledem k obrovské rychlosti (více než deset km/s) je kinetická energie pohybu nulová. i relativně malého tělesa je tak velký, že vzhledem k malé hmotnosti asteroidu jeho gravitace prostě nestačí zastavit relativně velké těleso a přenést ho na stabilní oběžnou dráhu kolem sebe.
Je navrženo několik možných způsobů formování binárních systémů asteroidů. Binární systémy asteroidů jako (22) Calliope , (45) Eugenia a (87) Sylvia mohly vzniknout, když byl mateřský asteroid zničen srážkou s jiným asteroidem. Transneptunské binární systémy mohly vzniknout již při vzniku sluneční soustavy v důsledku vzájemného zachycení. Vzhledem k jejich velké vzdálenosti od Slunce jsou jejich oběžné rychlosti a tím i kinetická energie pohybu velmi malé, což umožňuje takové zachycení.
Takové systémy mohou být také vytvořeny v důsledku blízkého přiblížení k nějaké velké planetě, například k Zemi. Působením vnitřních pnutí vznikajících působením slapových sil se přitom asteroidy často rozpadnou na více úlomků, které se pak mohou spojit do vícenásobného systému nebo se jednoduše pohybovat společně po blízkých drahách.
Podle jiné teorie může k rozpadu asteroidů dojít vlivem YORP efektu , který spočívá ve zvýšení rychlosti rotace nepravidelně tvarovaných asteroidů vlivem fotonů v důsledku nerovného povrchu albeda . Bylo navrženo, že v důsledku tohoto efektu se může rychlost rotace planetky zvýšit natolik, že ji odstředivé síly roztrhnou na dvě části. [3] [4]