<< Краткая характеристика двойных астероидов | Оглавление | Эволюция и устойчивость двойных >>
Образование двойных астероидов
В настоящее время для объяснения образования двойных астероидов рассматриваются в основном процессы, при которых происходит столкновение и распад родительских тел. Другие механизмы, имеющие под собой теоретическую основу, например захват спутника при тройном сближении, не могли оказать серьезного влияния на формирование популяции двойных астероидов даже на стадии формирования пояса астероидов [2].
Гораздо более вероятно образование двойных астероидов в то время в результате малоэнергичных столкновений отдельных астероидов и образования из их обломков кратных систем. Если такие процессы происходили на ранней стадии формирования Солнечной системы, то не исключено существование остатков первичной популяции двойных астероидов, истощенной в результате последующей эволюции. Тогда современная популяция двойных астероидов может состоять как из древних, так и из недавно образованных пар.
Возраст двойного астероида можно определить по количеству кратеров на поверхности его компонентов. Например, система Ида-Дактиль, густо усыпанная кратерами, достаточно старая, ее возраст порядка 4.5 миллиардов лет [14]. Обнаружение как можно большего числа двойных астероидов позволит составить их возрастную статистику, которая будет иметь большое значение для понимания эволюционных процессов, происходивших в поясе астероидов.
При столкновении двух тел возможны три варианта образования двойного астероида:
- ротационный распад крупного астероида, происходящий в результате касательного столкновения с небольшим телом;
- выброс обломков на орбиту в результате некатастрофического касательного столкновения;
- взаимный захват в связанную пару обломков, образованных в результате катастрофического столкновения и распада на множество обломков двух тел [15].
Рассмотрим возможный механизм образования двойного астероида, связанный с ротационным распадом.
Соударение малого тела с большим астероидом при некотором соотношении диаметров и достаточной относительной скорости может привести к расколу последнего на множество кусков. При некоторой энергии удара астероид может не распасться на осколки, а образовать гравитационно связанный "rubble pile". При последующем касательном соударении с другим малым телом астероид может приобрести такой угловой момент, при котором может быть преодолен порог, за которым следует образование двойной системы [16].
Образование ДА более вероятно при наличии благоприятных обстоятельств, например, таких, как невысокая относительная скорость ударяющего тела или его удар в направлении вращения быстро вращающегося тела. Для больших астероидов эти условия менее значимы, но их участие в этих процессах в течение времени существования Солнечной системы не достигло таких масштабов, как для небольших тел. Таким образом, процесс распада наиболее вероятен для тел средних размеров (радиусом от 100 до 140 км) [16].
Вращающийся "rubble pile" может распасться и без удара со стороны другого тела. Приливное воздействие планет, как показывают расчеты, во время сближения может разорвать астероид на несколько частей. При этом могут образоваться стабильные пары с небольшими расстояниями между компонентами [3].
Второй возможный способ образования двойного астероида может реализоваться в случае поверхностного касательного удара падающего тела, когда полного распада бомбардируемого тела не происходит. В этом случае удар падающего тела может вызвать выброс части вещества с поверхности "мишени". Спутник, сформированный в этом процессе, может представлять собой "rubble pile" с массой, много меньшей массы астероида-мишени, и изначально находиться на близкой орбите.
Если астероид-мишень имеет сферическую форму, то траектория выброса будет представлять собой кеплеровскую орбиту и часть вещества, не достигшая параболической скорости, будет выпадать обратно на поверхность. Иррегулярная, вытянутая форма астероида может сделать движение выброшенной части вещества более сложным и продлить время жизни ее на орбите. Кроме того, орбиты с большим эксцентриситетом могут быть подвержены значительным возмущениям со стороны Солнца, что также может продлить время их жизни. Однако вероятность образования стабильных орбит в этом случае остается крайне низкой.
Помимо касательных столкновений возможны также и центральные столкновения, приводящие к третьему сценарию образования двойных астероидов. Здесь выделяют пять возможных исходов такого события в зависимости от относительной скорости тел и их массы [17]:
- отскок и удаление объектов (при малой относительной скорости);
- отскок и повторное столкновение с образованием контактной структуры;
- частичное раздробление тел с освобождением незначительной части вещества и образованием единого тела вытянутой формы;
- распад тел с небольшой потерей энергии, приводящий к образованию "rubble pile" в форме сфероида;
- при большой энергии столкновения полный распад тел и разлет обломков.
Количество разлетающихся обломков и их размеры зависят от энергии столкновения. Например, астероид Ида и его спутник Дактиль могли образоваться при фрагментации родительского тела семейства Корониды. Из малой дисперсии параметров астероидов этого семейства можно сделать вывод о "щадящем" ударе без сильного дробления [15].
Дурда в своей работе [14] проводил моделирование движения обломков сразу после распада родительского тела. Предполагая, что родительское тело распадается полностью, он производил численное интегрирование задачи N-тел в различных модельных вариантах. Различие моделей состояло в распределении фрагментов и их скоростей в начальный момент времени.
В первом варианте центры обломков были распределены случайным
образом внутри объема родительского астероида. Скорость выброса
фрагмента коррелирует с его массой. Результаты интегрирования
показали, что тела радиусом порядка 30 км способны захватить
спутник, размерами больше, чем Дактиль, с вероятностью 
5%,
а тело размерами порядка
130-150 м - с вероятностью почти
100%. Среди образовавшихся двойных астероидов большую долю
составляют контактные структуры.
Во втором варианте распределение обломков соответствует модели с фрагментацией коры. При этом распределении наиболее крупные фрагменты находятся в центре родительского тела, а меньшие по размеру фрагменты - ближе к краю. Результаты для этого случая оказались аналогичными, но доля контактных двойных астероидов увеличивается и достигает порядка 70%.
В третьей модели соотношение скорости и массы для каждого фрагмента задавалось различным. Как и в первых двух случаях, наблюдался большой диапазон соотношений диаметров компонентов, причем могли образовываться пары как типа Ида-Дактиль, так и с небольшими, но одинаковыми компонентами.
Главный вывод этой работы заключается в том, что спутники астероидов - это естественный результат катастрофического столкновения двух тел. При этом могут образовываться как контактные структуры, так и разделенные двойные астероиды. Образование контактных двойных астероидов наиболее вероятно для тел небольших размеров.
<< Краткая характеристика двойных астероидов | Оглавление | Эволюция и устойчивость двойных >>
|
Публикации с ключевыми словами:
астероиды
Публикации со словами: астероиды | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
