접촉 바이너리(소형 태양계 본체)

Contact binary (small Solar System body)
Kuiper belt object Arrokoth
Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko
Asteroid Itokawa
Dinkinesh and its satellite
작은 태양계 천체들 사이에서 다양한 확률을 가진 접촉 쌍성들:

접촉 쌍성은 작은 행성이나 혜성과 같은 태양계의 작은 물체로, 닿을 때까지 서로를 향해 중력을 가하는 두 개의 물체로 구성되어 있으며, 이는 두 개의 몸체가 서로 맞닿을 때까지 움직이며, 결과적으로 양쪽으로 구부러진 땅콩 같은 전체적인 모양을 만듭니다.접촉 쌍성은 두 구성 요소가 분리된 쌍성 소행성과 같은 진정한 쌍성계와는 구별됩니다.이 용어는 항성의 접촉 쌍성에도 사용됩니다.

접촉 쌍성계의 한 예로 2019년 1월 뉴호라이즌스 우주선이 근접 통과할 때 촬영한 카이퍼 벨트 천체 486958 아로코스가 있습니다.[1]

역사

접촉 쌍성 소행성의 존재는 행성 과학자 앨런 F에 의해 처음 추측되었습니다.1971년 쿡은 목성 트로이 소행성 624 헥토르의 장축 길이가 약 300 km(190 mi)에 달하며, 광곡선 측정에 따르면 장축 길이가 그보다 2배나 긴 목성형 소행성 624 헥토르의 매우 길쭉한 모양에 대한 잠재적인 설명을 찾았습니다.[2]천문학자 윌리엄 K. 하트만과 데일 P. 크룩생크는 1978년 쿡의 접촉쌍성 가설에 대한 추가 조사를 수행하여 헥토르의 길쭉한 모양에 대한 그럴듯한 설명을 발견했습니다.[3][4]: 807 그들은 헥토르가 가장 큰 목성 트로이목마이기 때문에, 그것의 길쭉한 모양이 더 큰 소행성의 조각에서 비롯되었을 리 없다고 주장했습니다.오히려, 헥토르는 매우 느린 속도의 충돌의 결과로 서로 접촉하는 두 개의 비슷한 크기의 원시 소행성 또는 행성상의 소행성으로 구성된 "복합 소행성"일 가능성이 더 높습니다.[3][5]1979년 하트만은 목성의 라그랑주 점에서 목성 트로이 행성들이 유사한 움직임과 함께 가까이 형성되어 행성들 간의 저속 충돌이 일어나 접촉 쌍성을 형성할 수 있다는 이론을 세웠습니다.[6]: 1915 헥토르의 접촉 쌍성에 대한 가설은 갈릴레오 우주선이 243 Ida와 Dactyl 1993을 근접 비행할 때까지 발견되지 않았던 쌍성 소행성과 소행성 위성의 존재에 대한 증거를 증가시키는 데 기여했습니다.[4]: 808

1989년까지 접촉 쌍성 소행성은 광도 곡선의 고휘도 U자 모양으로만 추측되어 왔습니다.시각적으로 확인된 최초의 접촉 바이너리는 근지구 소행성 4769 카스탈리아(이전 1989 PB)로 1989년 8월 아레시보 천문대와 골드스톤 태양계 레이더에 의한 고해상도 지연 도플러 레이더 영상에서 이중엽 형태가 드러났습니다.[7]이러한 레이더 관측은 1990년에 결과를 발표한 Steven J. Ostro와 그의 레이더 천문학자 팀이 주도했습니다.[7]1994년, 오스트로와 그의 동료 R. 스콧 허드슨(Scott Hudson)은 1989년 레이다 이미지를 재구성한 카스타리아의 3차원 형상 모델을 개발하여 발표하였으며, 최초의 접촉 쌍성 소행성의 레이다 형상 모델을 제공하였습니다.[8]

1992년 카이퍼대가 발견되었고 천문학자들은 카이퍼대 천체의 형태와 회전 특성을 알아보기 위해 카이퍼대 천체의 광도 곡선을 관찰하고 측정하기 시작했습니다.2002-2003년 당시 대학원생이었던 스콧 S. 셰퍼드와 그의 조언자 데이비드 C. Jewitt은 KBO의 빛 곡선 측정을 위한 조사의 일환으로 하와이 ʻ 대학교 마우나케아의 2.24m 망원경으로 KBO와 플루티노 2001 QG298을 관찰했습니다.그들은 2004년에 발표된 결과를 통해 2001298 QG가 접촉 쌍성의 특징적인 큰 U자형 광곡선 진폭을 나타냄을 발견하여 접촉 쌍성 KBO의 첫 번째 증거를 제공했습니다.[9]셰퍼드와 제윗은 광곡선 진폭이 큰 것으로 알려진 다른 KBO들의 접촉 바이너리 후보를 추가로 확인해 카이퍼 벨트에 접촉 바이너리가 풍부하다는 것을 암시했습니다.[9]

혜성의 접촉 쌍성은 2001년 딥 스페이스 1호가 19P/Borrelly를 비행한 후 처음으로 의심되었는데, 두 개의 엽을 연결하는 두꺼운 목을 가진 이중엽 땅콩 모양의 핵이 발견되었습니다.[10][11]: 2 1P/Halley의 핵은 1986년 지오토 탐사선과 베가 탐사선의 이미지를 바탕으로 2004년에 연구원들에 의해 땅콩 모양으로 묘사되기도 했습니다.[12]: 501 그러나 이 두 혜성 핵의 낮은 분기점과 두꺼운 목 모양은 그것들이 진정으로 접촉 쌍성인지 여부를 불분명하게 만들었습니다.[12]: 501 2008년 아레시보 천문대는 핼리형 혜성 8P/터틀을 레이더로 촬영하여 두 개의 서로 다른 구상엽으로 구성된 매우 두 갈래로 갈라진 핵을 밝혀내 접촉 쌍성 혜성 핵에 대한 최초의 명백한 증거를 제공했습니다.[12]: 499 이후 2010년 목성 가족 혜성 103P/하틀리의 레이더 영상과 우주선 탐사를 통해 19P/보렐리와 비슷한 두꺼운 목과 땅콩 모양의 핵이 발견되었습니다.그 무렵에는 상세하게 이미지화된 혜성의 절반이 쌍성계로 알려져 있었는데, 이는 혜성군의 접촉 쌍성계가 다른 작은 행성군의 접촉 쌍성계와 유사하게 풍부하다는 것을 의미합니다.[11]: 4

형성과 진화

일반적으로 태양계의 두 물체가 충분히 느린 속도로 충돌하여 모양이 흐트러지지 않을 때 태양계의 쌍성 물체와 접촉합니다.그러나 이것을 만드는 메커니즘은 물체의 크기와 궤도 위치에 따라 다릅니다.

근지구 소행성

충돌 파편[13]: 218

태양에 가깝기 때문에 근지구 소행성(NEA) 모양과 쌍성계의 진화는 표면에서 햇빛이 불균일하게 반사되어 야르코프스키 효과에 의한 점진적인 궤도 가속과 야르코프스키- 오키프- 라디예프스키- 파닥(YORP) 효과에 의한 점진적인 회전 가속을 유발합니다.

69230 헤르메스와 같은 높은 질량비와 이중 동기 쌍성계는 NEA 집단에서 접촉 쌍성계에 대한 그럴듯한 원천인데, 이들은 구성 요소들이 접촉할 때까지 궤도를 수축시키기 위해 1,000년에서 10,000년의 시간에 걸쳐 작용하는 쌍성 YORP 효과를 받기 때문입니다.또는 궤도를 확장하여 중력적으로 분리된 소행성쌍이 될 [14]: 166–167 [15]: 430 때까지NEA 모집단에서 이중 동기 바이너리에서 접촉 바이너리의 기원은 이중 동기 바이너리 NEA가 매우 적은 반면 접촉 바이너리 NEA는 훨씬 더 일반적이라는 사실에서 분명합니다.[14]: 167 직경 1km(0.62mi) 구성 요소가 있는 이중 동기 쌍성계의 경우 충돌 시 접선 및 방사상 충격 속도가 50mm/s(2.0in/s) 미만이며, 이는 두 물체의 모양을 방해하지 않을 만큼 충분히 낮습니다.[14]: 167

2007년 다니엘 J. 시어스는 NEA 집단의 접촉 쌍성계 소행성이 YORP 효과에 의해 회전 가속된 후 회전 핵분열을 겪을 수 있다고 제안했습니다.[16]발효된 구성요소의 상대적인 크기와 모양에 따라 접촉 바이너리 NEA에 대한 세 가지 가능한 진화 경로가 있습니다.[16]: 384 첫째, 주성분이 길쭉하고 계의 질량을 지배하는 경우, 주성분의 궤도가 불안정하기 때문에 주성분이 계를 벗어나거나 주성분과 충돌하게 됩니다.[16]: 384 둘째, 주 구성 요소가 길어 시스템 질량의 약 절반을 차지하는 경우, 주 구성 요소가 주 구성 요소와 충돌하기 전에 주 구성 요소의 궤도를 일시적으로 선회하여 접촉 바이너리를 재형성하지만 시스템 질량의 다른 분포를 갖게 됩니다.[16]: 384 셋째, 일차가 구형이고 시스템의 질량을 지배하는 경우, 발효된 구성 요소는 안정적인 이진 시스템으로서 장기간 지속되는 궤도에 남아 있을 수 있습니다.[16]: 384 이러한 경우에서 볼 수 있듯이, fielded contact binary가 안정적인 binary를 형성할 가능성은 낮습니다.[17]: L58

2011년에 세스 A.Jacobson과 Sheeres는 그들의 2007년 쌍성 핵분열 이론을 확장하고 NEA가 YORP 효과를 통해 반복적인 핵분열과 재충격의 주기를 거칠 수 있다고 제안했습니다.[14]: 167

해왕성 횡단 천체

해왕성 횡단 지역과 특히 카이퍼 벨트에서 쌍성계는 주변 원시 행성 성운에서 나오는 가스와 먼지의 직접적인 붕괴로 인해 형성된 것으로 생각됩니다.외부 행성에 의한 충돌과 중력 섭동을 통해, 쌍성의 해왕성 횡단 천체들의 상호 궤도들은 수축하고 결국 접촉 쌍성을 형성하기 위해 불안정해집니다.[18]: 59

지구물리학적 특성

충돌에 의해 생성된 충격파가 소행성의 잔해 더미 구조에 의해 감쇠된 후 두 소행성 사이의 불연속성에 의해 차단되기 때문에, 접점 바이너리 잔해 더미 소행성 중 하나에 대한 충돌은 소행성에 큰 혼란을 야기하지 않습니다.[19]

발생

근지구 소행성

2022년 앤 버키(Anne Virkki)와 동료들은 2017년 12월부터 2019년까지 아레시보 천문대 레이더로 관측된 191개의 지구 근접 소행성(NEA)에 대한 분석을 발표했습니다.이 샘플에서 그들은 직경 200m(660ft)보다 큰 33개(~30%)의 NEA 중 10개가 접촉 바이너리라는 것을 발견했습니다. 이는 NEA 모집단에서 이 직경의 접촉 바이너리에 대한 이전 추정 비율인 14%의 두 배입니다.[20]: 24 표본 크기가 작기 때문에 통계적으로 유의하지는 않지만, 접촉 바이너리가 이전에 생각했던 것보다 더 일반적일 수 있음을 의미할 수 있습니다.[20]: 24

주피터 트로이 목마

카이퍼 벨트

2015-2019년 오드리 티루인과 스콧 셰퍼드는 로웰 디스커버리 망원경과 마젤란-바이드 망원경으로 플루티노(2:3 해왕성 공명)와 차가운 고전(낮은 기울기와 이심률) 개체군의 KBO를 조사했습니다.[21]그들은 직경 188–419 km (117–260 mi)보다 작은 플루티노 인구의 40–50%가 거의 동일한 질량의 [22]: 12 구성 요소로 구성된 접촉 쌍성인 반면, 같은 크기 범위의 차가운 고전 KBO 인구의 최소 10–25%가 접촉 [21]: 16 쌍성이라는 것을 발견했습니다.이 두 집단의 접촉 이진 분율이 다르다는 것은 그들이 다른 형성과 진화 메커니즘을 거쳤음을 의미합니다.[21]: 17

Thirouin과 Sheppard는 2019-2021년 KBO를 대상으로 해왕성과의 1:2 궤도 공명에서 2개의 티오티노 개체수를 중심으로 조사를 이어갔습니다.[23]: 2–3 그들은 두 개의 쌍성 중 7-14%가 접촉 쌍성이라는 것을 발견했는데, 이는 차가운 고전적 집단의 접촉 쌍성 분율과 비슷하지만 상대적으로 낮은 수치입니다.[23]: 9 티루인과 셰퍼드는 2019년 데이비드 네스본 ý와 데이비드 보크룰릭 ý의 예측과 일치하며, 그는 동적으로 흥분하고 공명하는 카이퍼 벨트 개체군의 10-30%가 접촉 쌍성이라고 제안했습니다.

486958 아로코스는 2018년 항성잠식과 2019년 우주선 영상을 통해 확인된 최초의 접촉 쌍성 KBO의 확인된 사례입니다.

2023년 3월 29일 KBO 19521 대혼란에 의한 항성잠식은 이 별의 지름이 380 km(240 마일)인 것으로 드러났으며, 이는 이 별이 태양계에서 가장 큰 접촉 쌍성 천체가 될 가능성이 있음을 시사했습니다.[24]그러나, 오컬트에서 볼 수 있는 쌍곡선 모양은 사건이 일어나는 동안 서로를 통과하는 두 개의 쌍성 성분일 수 있습니다. 이는 오컬트에서 측정된 혼돈의 크기가 예상보다 작다는 것을 뒷받침합니다.[25]

코메츠

불규칙 위성

카시니 우주선은 2004년부터 2017년까지 토성 주위를 도는 동안 다양한 위상각으로 토성의 불규칙 위성을 여러 개 관찰했는데, 이를 통해 토성의 불규칙 위성들의 회전 주기와 모양을 알아낼 수 있었습니다.2018-2019년, 틸만 덴크와 스테판 모톨라 연구원은 카시니의 불규칙한 달 관측을 조사했고, 키비우크, 에리아푸스, 베블라, 베브히온이 접촉 쌍성 또는 잠재적으로 쌍성계를 나타낼 수 있는 매우 큰 광곡선 진폭을 나타냄을 발견했습니다.[26]: 422 특히 키비우크의 광도 곡선 진폭은 카시니가 관측한 불규칙 위성 중 가장 크며, 이로 인해 접촉 쌍성 또는 쌍성 위성의 후보가 될 가능성이 가장 유력한 후보는 키비우크입니다.[26]: 422 [27]: 101 불규칙 위성들이 과거에 파괴적인 충돌을 겪었거나 형성되었을 가능성이 가장 높다는 점을 고려하면, 파괴된 불규칙 위성들의 파편들이 서로의 궤도에 중력적으로 묶여 있는 상태로 남아있어 결국 접촉 쌍성계가 될 수 있는 가능성이 있습니다.[26]: 421

예

추류모프-게라시멘코 혜성과 터틀 혜성은 접촉쌍성일 가능성이 가장 높은 반면,[28][29] 접촉쌍성으로 의심되는 소행성으로는 이례적으로 길쭉한 624 헥토르와 쌍곡선을 이루는 216 클레오파트라, 4769 카스타리아가 있습니다.25143 하야부사 탐사선이 촬영한 이토카와는 접촉 쌍성으로도 보이며, 이로 인해 몸체가 가늘고 구부러졌습니다.장e-2가 촬영한 소행성 4179 투타티스는 길쭉한 모양을 하고 있으며, 접촉 쌍성형 후보이기도 합니다.[30]멀리 떨어진 소행성 중 얼음처럼 차가운 카이퍼 벨트 천체 아로코스는 2019년 뉴호라이즌스 우주선이 지나갈 때 접촉쌍성으로 확인됐습니다.[1]2023년 11월 1일 루시 탐사선이 지나쳐간 후 처음으로 알려진 접촉 쌍성 위성을 가진 것으로 확인된 소형 메인벨트 소행성 152830 딩키네쉬.[31]

참고 항목

참고문헌

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