УДК 523.44
АСТЕРОИДЫ СО СПУТНИКАМИ: АНАЛИЗ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ © 2013 г. Н. М. Гафтонюк, Н. Н. Горькавый
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", АР Крым, Украина Поступила в редакцию 10.09.2012 г.
За последние годы значительно вырос объем наблюдательной информации об астероидах и транснептунах со спутниками. В данной работе изучается зависимость двойственности астероидов от основных физических параметров главного тела: скорости вращения и размера. Доказано, что доля двойных астероидов быстро растет со скоростью вращения главного тела. От размера астероида двойственность зависит более сложным образом, образуя максимумы в области мелких (<10 км) и крупных (>100 км) тел. Примечательно, что в районе типичных диаметров одиночных астероидов (10—150 км) двойных астероидов очень мало. Показано, что все орбиты спутников астероидов, для которых известно направление вращения, — только прямые, с малыми эксцентриситетами и наклонениями.
DOI: 10.7868/S0320930X13020035
ВВЕДЕНИЕ
В 2004—2005 гг. авторы опубликовали работы (Gaftonyuk, Gorkavyi, 2004; 2005) в которых проанализировали наблюдения двойных астероидов и сопоставили их с предсказаниями аккрецион-но-эжектной модели образования спутников астероидов (Gorkavyi, 2004) (см. детальнее в (Горькавый, 2007)):
— астероиды со спутниками должны иметь большую, чем у одиночных тел, скорость собственного вращения;
— типичная орбита спутников астероидов должна быть прямой по направлению вращения главного тела, а также иметь незначительный эксцентриситет и малый наклон к экватору основного тела.
Существуют две основные модели происхождения Луны: аккреционная, разработанная в СССР группой Сафронова—Рускол (см. Рускол, 1975), по которой Луна образовалась из аккреционного диска вокруг планеты; и эжектная или ме-гаимпактная американская модель Дэвиса-Харт-манна (см. Hartmann и др., 1986). Согласно последней, спутник Земли возник в результате выброса из земной коры огромной массы, впоследствии собравшейся в Луну. Выброс вещества был обусловлен ударом планеты размером с Марс или даже крупнее. Каждая из данных моделей имеет ряд серьезных проблем — в аккреционной модели не хватает массы и нет объяснения дефицита железа на Луне, а мегаимпактная модель страдает от малой вероятности удара и целого ряда геохимических несоответствий, в частности отсутствия признаков расплавления Земли (Jones, Palme,
2000). Оогкауу1 (2004) предположил, что образование Луны происходило по смешанному — эжект-но-аккреционному сценарию: вокруг Земли существовал маломассивный аккреционный диск, который взаимодействовал с эжектой и позволял аккумулироваться на орбите обломкам земной коры, выбитыми не единичным мегаимпактом, а множественными ударами тел с размерами от 10 до 1000 км. Быстрое вращение планеты способствовало выбросу вещества коры на орбиту. В работе Горькавого (2007) была доказана эффективность такого механизма, приводящего к образованию массивного спутника на орбите в 2—3 радиуса Земли и, видимо, нескольких более удаленных и мелких спутников.
В 2004 г. астероидов со спутниками было известно совсем немного, но авторам (Оайопуик, Оогкауу1, 2004; 2005) удалось показать, что скорость собственного вращения главных тел астероидов со спутниками составляет для главного пояса 4.51 ± 0.21 об./сут (по 13 объектам), что значительно превосходит среднюю скорость вращения одиночных астероидов главного пояса (АГП) 2.45 ± 0.05 об./сут. Аналогичная зависимость была обнаружена и у астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ): скорость собственного вращения главного тела в двойных системах 9.28 ± 0.25 об./сут (по 19 объектам) оказалась гораздо больше известной в то время средней скорости вращения одиночных АСЗ: 2.72 ± 0.26 об./сут. В 2004 г. были известны ориентации орбит у спутников всего лишь трех астероидов и транснептунов — и все три орбиты были прямыми по вращению.
700
600
g 500
P 400 s
J 300 200 100
0
Одиночные астероиды: АГП + АСЗ (3766) Сред. скор. вращения = 3.54 ± 0.04 об./сут
35
1
2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13
Скорость вращения, об./сут
Рис. 1. Распределение одиночных АГП и АСЗ по скоростям вращения.
Двойные астероиды: АГП + АСЗ (113) Сред. скор. вращения = 6.56 ± 0.28 об./сут
30 25
О PQ Й 20 о
S 15
ч 15
о
К
К10
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Скорость вращения, об./сут
Рис. 2. Распределение двойных АГП и АСЗ по скоростям вращения главных тел.
5
За последние годы статистика наблюдений двойных астероидов выросла многократно. Поэтому мы можем не только проверить выводы работ Gaftonyuk, Gorkavyi (2004, 2005), но и детально проанализировать распределения астероидов по скоростям вращения и другим параметрам. Целью работы является нахождение устойчивых закономерностей в распределении параметров двойных астероидов, которые бы наложили существенные ограничения на теории происхождения спутников астероидов.
Обзор двойных астероидов был сделан в работе Pravec, Harris (2007), где исследованы параметры (отношение диаметров, расстояние между компонентами, угловой момент) двойных систем астероидов и обсуждаются возможные механизмы их образования. Работа посвящена общим вопросам соотношения вращения и размеров, но зависимость двойственности от этих параметров не исследовалась.
ВРАЩЕНИЕ ГЛАВНЫХ ТЕЛ ДВОЙНЫХ АСТЕРОИДОВ
Для анализа была использована база данных Warner и др. (2010), а также данные о двойных системах из Johnston (2011). Мы построили ряд зависимостей для одиночных и двойных астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), и для астероидов главного пояса (АГП). В выборку АГП включены также астероиды, относящиеся к различным динамическим семействам и группам, астероиды, пересекающие орбиту Марса, и юпи-терианские троянцы. Из выборок одиночных АГП и АСЗ были исключены астероиды, вращающиеся вокруг неглавной оси инерции, так называемые "кувыркающиеся" астероиды, и астероиды, имеющие период вращения менее 2.2 ч, со-
гласно Harris (1996). Среди известных двойных астероидов нет "кувыркающихся". В выборку двойных астероидов мы включили 113 объектов, у которых известны периоды вращения и диаметры главных тел. Эта выборка содержит 68 АГП, 32 АСЗ, 9 астероидов, пересекающих обиту Марса, и 4 юпитерианских троянца. Сорок три двойные системы из главного пояса астероидов относятся к различным динамическим семействам, а остальные 25 — принадлежат внешним (14) и внутренним (11) областям главного пояса (ГП). Надо отметить, что подавляющее большинство астероидов (12), принадлежащих внешним областям ГП, имеют диаметры более 100 км. Это самые крупные объекты из выборки двойных астероидов. Двойные астероиды относятся в основном к таксономическим S- и C-типам. В данной работе мы не рассматриваем зависимостей вращения астероидов от таксономического типа.
На рис. 1 показано распределение одиночных АГП и АСЗ вместе взятых по скоростям вращения, а на рис. 2 — распределение двойных астероидов по скоростям вращения главных тел в данной популяции.
Из рис. 1 следует, что средняя скорость вращения одиночных АГП и АСЗ составляет 3.54 ± ± 0.04 об./сут. Согласно рис. 2, средняя скорость вращения главных тел двойных АГП и АСЗ — 6.56 ± 0.28 об./сут, что в 1.8 раза больше, чем у одиночных астероидов. Существующая статистика двойных астероидов позволяет построить зависимость двойственности от скорости вращения главного тела. Определим коэффициент двойственности астероидов как отношение числа астероидов со спутниками к числу одиночных астероидов в каждом интервале рассматриваемых параметров (скорости вращения или размера центрального тела). Сравнивая рисунки 1 и 2, можем заметить,
200 г
АГП + АСЗ
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Скорость вращения, об./сут
Рис. 3. Распределение коэффициента двойственности для АГП и АСЗ как функции скоростей вращения главных тел.
150
о
о о
S
ч о
а
50
0.4 < D < 10 км Одиночные АГП (1373) Сред. скор. вращ. = 4.17 ± 0.07 об./сут
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Скорость вращения, об./сут
Рис. 4. Распределение мелких (диаметр <10 км) одиночных АГП по скоростям вращения.
0
0
что относительное число двойных астероидов резко растет со скоростью вращения: в районе ~2 об./сут, число двойников составляет всего ~2— 3% от рассмотренной численности одиночных тел, а для ~9 об./сут число двойных астероидов становится сопоставимым с числом рассмотренной выборки одиночных. Так как анализируемые выборки одиночных и двойных астероидов подвержены наблюдательной селекции, то стоит дополнительно рассмотреть ситуацию с точки зрения не абсолютных величин, а относительных: двойственность астероидов со скоростью обращения в 9 об./сутки в ~20 раз больше, чем двойственность астероидов со скоростью обращения в 2 об./сутки. Это впечатляющая разница — см. рис. 3. Отметим также, что скорость в 11—12 оборотов в сутки приближается к пределу ротационной стабильности: более быстро вращающиеся астероиды будут разваливаться на части под действием центробежных сил (Harris, 1996).
Мы оценили также среднюю скорость вращения двойных астероидов всех диаметров только из главного пояса (выборка состояла из 81 астероида), и она составила 5.73 ± 0.32 об./сут. Это заметно больше средней скорости вращения одиночных астероидов главного пояса (3427 астероида) — 3.41 ± 0.04 об./сут.
Скорость вращения мелких (с диаметром D < <10 км) двойных астероидов из главного пояса еще выше, 6.85 ± 0.36 об./сут (по 54 объектам, рис. 5) против 4.17 ± 0.07 об./сут для одиночных тел того же размера в ГП (см. рис. 4). Рисунок 6 показывает, что процент двойственности настолько увеличивается в области быстрых вращений, что число мелких двойных АГП со скоростью вращения 6— 10 об./сут становится сопоставимым с числом одиночных того же размера и тех же скоростей враще-
ния. (Не забываем, что это утверждение делается для принятой выборки одиночных астероидов.)
Аналогичная зависимость подтверждена и у астероидов, сближающихся с Землей (рис. 7, 8): скорость вращения двойных тел 8.68 ± 0.33 об./сут (по 32 объектам, рис. 8) больше скорости вращения одиночных АСЗ: 4.89 ± 0.17 об./сут (по 339 объектам, рис. 7). Поведение коэффициента двойственности для АСЗ (ри
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.