Астронет > Двойные астероиды

Астронет: Н. Б. Железнов/Коуровка Двойные астероиды
http://variable-stars.ru/db/msg/1189784/node3.html

<< Свидетельства существования двойных астероидов | Оглавление | Краткая характеристика двойных астероидов >>

Открытие двойных астероидов

В 1993 году американский космический аппарат "Галилео", запущенный к Юпитеру, пересекал главный пояс астероидов. Пролетая на минимальном расстоянии порядка 10000 км от астероида 243 Ida, он сделал серию снимков этого объекта. Как оказалось, этот астероид, имеющий форму "потатоида" (картофелины) с максимальным диаметром 56 км, обладает спутником диаметром в 1.5 км (рис. 1) [8]. Спутник, обращающийся вокруг Иды на расстоянии примерно в 80 км (рис. 2) [9], получил имя Dactyl по имени мифологических существ, "дактилей" (Dactylos), обитавших на горе Ида на острове Крит, где, согласно мифу, воспитывался маленький Зевс.

Рис. 1. Астероид 243 Ida со своим спутником Dactyl (NASA/JPL)

Рис. 2. Спутник 1(243) Dactyl (NASA/JPL)

Это был первый случай открытия спутника у астероида. В дальнейшем предпринимались неоднократные попытки обнаружить двойственность астероидов с помощью других космических средств, например, таких, как космический аппарат NEAR, исследовавший астероиды 253 Mathilde и 433 Eros, и космический телескоп им. Хаббла, с помощью которого проводилось несколько серий наблюдений крупных астероидов. Если NEAR не обнаружил спутники у двух астероидов, то поискам с помощью телескопа им. Хаббла в конце концов сопутствовала удача. В марте 2001 г. был обнаружен спутник у астероида 107 Camilla. Это один из самых крупных известных на сегодняшний день двойных астероидов с диаметром главного компонента примерно в 237 км. Размер спутника оценивается величиной в 25 раз меньшей.

C целью поиска двойных астероидов были задействованы также недавно разработанные средства адаптивной оптики (система линз и электронных средств, с помощью которых во время наблюдений удается минимизировать искажения, связанные с дрожанием земной атмосферы). В результате исследования нескольких астероидов с помощью канадо-французско-гавайского телескопа (CFHT) в обсерватории Мауна Кеа удалось обнаружить двойственность астероида 90 Antiope (рис. 4) [10] и найти спутники у астероидов 45 Eugenia, 762 Pulcova (рис. 3) [11] и 87 Sylvia.

Рис. 3. 762 Pulcova [10]

Рис. 4. 90 Antiope [10]

Рис. 5. 4769 Castalia (NASA/JPL)

Эти астероиды - достаточно крупные объекты, движущиеся в главном поясе. Спутник Евгении, получивший имя Petit-Prince (Маленький Принц), имеет диаметр, равный 13 км, тогда как диаметр главного компонента равен 215 км при взаимном расстоянии в
1200 км. Размеры астероида Pulcova - 170 км, спутника - 18 км, и он обращается на расстоянии 1400 км от астероида. А вот у Антиопы компоненты одинаковы, и их диаметры равны примерно 90 км. Главный компонент астероида 87 Sylvia имеет диаметр, равный 271 км, а размер спутника, по-видимому, меньше в 20 раз. Эти размеры очень схожи с размерами компонентов астероида 107 Camilla.

С помощью адаптивной оптики был обнаружен ДА и среди "троянцев". Компоненты астероида 671 Patroclus почти одинаковые, их размеры различаются незначительно (105 и 95 км).

В декабре 2000 г. группой Вейе (Veillet) с помощью CFHT была обнаружена двойственность астероида, принадлежащего поясу Эджворта-Койпера. Размеры компонентов ДА 1998 WW оцениваются в несколько сотен километров, а их расстояние в 40000 км. С помощью того же инструмента была обнаружена двойственность другого объекта в поясе Эджворта-Койпера - 2001 QW, а с помощью первого 6.5 м телескопа из "Магелланова проекта" в обсерватории Лас Пальмас (Чили) была обнаружена двойственность третьего транснептунового объекта - 2001 QT.

Астероиды, находящиеся в другой части Солнечной системы,
АСЗ, обычно обладают скромными размерами - от нескольких сотен метров до нескольких километров. Поэтому обнаружить двойственность таких объектов стандартными визуальными средствами практически невозможно. Однако эта проблема может быть решена с помощью радарных наблюдений во время сближений с Землей или фотометрическим методом.

Например, с помощью радарных измерений частоты (доплеровских наблюдений) была установлена форма астероида 4769 Castalia (рис. 5) [12]. Этот объект является контактным двойным астероидом, представляющим одну из возможных конечных стадий эволюции двойной системы. С помощью программы радарных наблюдений, организованных Лабораторией реактивного движения НАСА и радиообсерваторией в Аресибо была установлена двойственность нескольких АСЗ: 1998 ST, 1999 KW, 2000 DP и 2000 UG.

Расстояние между компонентами в двойной системе всего лишь в несколько раз превышает их собственные размеры. Поэтому при наблюдениях с Земли двойные астероиды, в особенности АСЗ, компоненты которых обладают скромными размерами, не разлагаются на составляющие и видны как точечные объекты. Однако при определенных условиях в двойных системах можно наблюдать такие явления, как взаимные покрытия и затмения компонентов (взаимные явления). Когда один из компонентов закрывает от наблюдателя часть поверхности другого компонента или отбрасывает на своего компаньона тень, то в это время можно наблюдать падение суммарного блеска двойного астероида.

Световая кривая, или кривая блеска астероида, представляет собой ряд значений звездной величины объекта, полученных в определенные моменты времени. Примеры таких кривых приведены на рис. 6 и 7 [13]. Обычно кривая блеска астероида, по которой определяют двойственность астероида, содержит два периода колебаний блеска. Короткий период объясняется вращением главного несферичного компонента, а долгопериодическая составляющая такой кривой имеет особенности, которые можно объяснить только происходящими в системе взаимными покрытиями и/или затмениями.

Рис. 6. Кривая блеска астероида 1996 FG (первичный минимум) [13]

Рис. 7. Кривая блеска астероида 1996 FG (вторичный минимум) [13]

Первая особенность кривой блеска, связанная с взаимным явлением, имеет наибольшую амплитуду колебания. Она объясняется прохождением спутника и/или его тени по диску главного компонента и называется первичным минимумом. Вторая особенность объясняется покрытием и/или затмением более мелкого спутника главным компонентом и называется вторичным минимумом.

Непрерывная кривая на этих рисунках построена с помощью частотного анализа колебаний блеска, вызванных вращением главного компонента. По характеру этой кривой можно сделать вывод о явно несимметричной форме главного компонента.

Кроме 1996 FG, по световым кривым была определена двойственность астероидов 3671 Dionysus, 1991 VH, 1994 AW, 2000 DP и 2001 SL. Все эти астероиды имеют схожие характеристики и относятся к классу АСЗ. При использовании несложных методик анализа световых кривых было определено, что размеры компонентов небольшие, эффективные диаметры главных компонентов варьируются от 0.7 до 1.5 км, а спутников - от 200 до 500 м. Расстояния между компонентами варьируется в пределах 1.5-3.0 диаметров главного компонента.

Низкую плотность тел (от 1.0 до 2.0 г/см) можно объяснить тем, что в данных астероидах имеется множество трещин и пустот. Астероид с такой внутренней структурой, которая могла образоваться при слипании разнородных обломков, называется "rubble pile" (груда булыжников).

<< Свидетельства существования двойных астероидов | Оглавление | Краткая характеристика двойных астероидов >>