Un sistema binario de contacto es un cuerpo pequeño del Sistema Solar , como un planeta menor o un cometa , que está compuesto por dos cuerpos que han gravitado uno hacia el otro hasta que se tocan, lo que da como resultado una forma general bilobulada, similar a un maní. Los sistemas binarios de contacto son distintos de los sistemas binarios verdaderos, como los asteroides binarios , donde ambos componentes están separados. El término también se utiliza para los sistemas binarios de contacto estelar .
Un ejemplo de un sistema binario de contacto es el objeto del cinturón de Kuiper 486958 Arrokoth , que fue fotografiado por la nave espacial New Horizons durante su sobrevuelo en enero de 2019. [1]
La existencia de asteroides binarios de contacto fue especulada por primera vez por el científico planetario Allan F. Cook en 1971, quien buscó explicaciones potenciales para la forma extremadamente alargada del asteroide troyano de Júpiter 624 Hektor , cuyo eje más largo mide aproximadamente 300 km (190 mi) de ancho y es el doble de largo que sus ejes más cortos según las mediciones de la curva de luz . [2] Los astrónomos William K. Hartmann y Dale P. Cruikshank realizaron una investigación más profunda sobre la hipótesis binaria de contacto de Cook en 1978 y encontraron que era una explicación plausible para la forma alargada de Hektor. [3] [4] : 807 Argumentaron que dado que Hektor es el troyano de Júpiter más grande, su forma alargada no podría haberse originado a partir de la fragmentación de un asteroide más grande. Más bien, es más probable que Hektor sea un "asteroide compuesto" que consiste en dos asteroides primitivos de tamaño similar, o planetesimales , que están en contacto entre sí como resultado de una colisión a muy baja velocidad. [3] [5] Hartmann teorizó en 1979 que los planetesimales troyanos de Júpiter se formaron muy juntos con movimientos similares en los puntos de Lagrange de Júpiter , lo que permitió que se produjeran colisiones de baja velocidad entre planetesimales y se formaran sistemas binarios de contacto. [6] : 1915 La hipótesis de la naturaleza binaria de contacto de Héctor contribuyó a la creciente evidencia de la existencia de asteroides binarios y satélites de asteroides , que no se descubrieron hasta el sobrevuelo de la nave espacial Galileo de 243 Ida y Dactyl en 1993. [4] : 808
Hasta 1989, los asteroides binarios de contacto solo se habían inferido a partir de la forma de U de alta amplitud de sus curvas de luz. El primer asteroide binario de contacto confirmado visualmente fue el asteroide cercano a la Tierra 4769 Castalia (anteriormente 1989 PB), cuya forma de doble lóbulo se reveló en imágenes de radar Doppler de retardo de alta resolución del Observatorio de Arecibo y el Radar del Sistema Solar Goldstone en agosto de 1989. [7] Estas observaciones de radar fueron dirigidas por Steven J. Ostro y su equipo de astrónomos de radar , quienes publicaron los resultados en 1990. [7] En 1994, Ostro y su colega R. Scott Hudson desarrollaron y publicaron un modelo de forma tridimensional de Castalia reconstruido a partir de las imágenes de radar de 1989, proporcionando el primer modelo de forma de radar de un asteroide binario de contacto. [8]
En 1992, se descubrió el cinturón de Kuiper y los astrónomos comenzaron a observar y medir las curvas de luz de los objetos del cinturón de Kuiper (KBO) para determinar sus formas y propiedades rotacionales. En 2002-2003, el entonces estudiante de posgrado Scott S. Sheppard y su asesor David C. Jewitt observaron el KBO y el plutino 2001 QG 298 con el telescopio de 2,24 m de la Universidad de Hawái en Mauna Kea , como parte de un estudio dedicado a medir las curvas de luz de los KBO. [9] Con sus resultados publicados en 2004, descubrieron que 2001 QG 298 exhibe una gran amplitud de curva de luz en forma de U característica de las binarias de contacto, proporcionando la primera evidencia de KBO binarias de contacto. [9] Sheppard y Jewitt identificaron candidatos binarios de contacto adicionales de otros KBO conocidos por exhibir grandes amplitudes de curva de luz, lo que sugiere que las binarias de contacto son abundantes en el cinturón de Kuiper. [9]
La naturaleza binaria de contacto de los cometas se sospechó por primera vez después del sobrevuelo de la nave espacial Deep Space 1 de 19P/Borrelly en 2001, que reveló un núcleo bilobado con forma de maní con un cuello grueso que conecta los dos lóbulos. [10] [11] : 2 El núcleo de 1P/Halley también ha sido descrito como con forma de maní por investigadores en 2004, basándose en imágenes de las sondas Giotto y Vega en 1986. [12] : 501 Sin embargo, la baja bifurcación y las formas de cuello grueso de ambos núcleos de cometas hicieron que no estuviera claro si son verdaderamente binarios de contacto. [12] : 501 En 2008, el Observatorio de Arecibo fotografió el cometa tipo Halley 8P/Tuttle en radar y reveló un núcleo altamente bifurcado que consta de dos lóbulos esferoidales distintos, proporcionando la primera evidencia inequívoca de un núcleo de cometa binario de contacto. [12] : 499 Las imágenes de radar y la exploración espacial del cometa de la familia Júpiter 103P/Hartley en 2010 también revelaron un núcleo de cuello grueso y forma de cacahuete similar al de 19P/Borelly. En ese momento, se sabía que la mitad de los cometas que se habían fotografiado en detalle eran bilobulados, lo que implicaba que los sistemas binarios de contacto en la población de cometas son igualmente abundantes que los sistemas binarios de contacto en otras poblaciones de planetas menores. [11] : 4
En el Sistema Solar, los objetos binarios de contacto se forman normalmente cuando dos objetos chocan a velocidades lo suficientemente lentas como para evitar que se alteren sus formas. Sin embargo, los mecanismos que conducen a esta formación varían según el tamaño y la posición orbital de los objetos.
Fragmentos de colisión [13] : 218
Debido a su proximidad al Sol, la evolución de las formas de los asteroides cercanos a la Tierra (NEA) y los sistemas binarios está dominada por el reflejo desigual de la luz solar en sus superficies, lo que provoca una aceleración orbital gradual por el efecto Yarkovsky y una aceleración rotacional gradual por el efecto Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack (YORP) .
Los sistemas binarios de alta relación de masas y doblemente sincrónicos como 69230 Hermes son fuentes plausibles para los sistemas binarios de contacto en la población NEA, ya que están sujetos al efecto binario YORP, que actúa en escalas de tiempo de 1.000 a 10.000 años para contraer las órbitas de los componentes hasta que entran en contacto, o expandir sus órbitas hasta que se convierten en pares de asteroides separados gravitacionalmente . [14] : 166–167 [15] : 430 El origen de los sistemas binarios de contacto a partir de los binarios doblemente sincrónicos en la población NEA es evidente por el hecho de que se conocen muy pocos NEA binarios doblemente sincrónicos, mientras que los NEA binarios de contacto son mucho más comunes. [14] : 167 Para sistemas binarios doblemente sincrónicos con componentes de 1 km (0,62 mi) de diámetro, las velocidades de impacto tangencial y radial cuando chocan son menores a 50 mm/s (2,0 in/s), que son lo suficientemente bajas como para no alterar las formas de los dos cuerpos. [14] : 167
En 2007, Daniel J. Scheeres propuso que los asteroides binarios de contacto en la población NEA pueden sufrir fisión rotacional después de ser acelerados rotacionalmente por el efecto YORP. [16] Dependiendo de los tamaños y formas relativos de los componentes fisionados, hay tres posibles vías evolutivas para los NEA binarios de contacto. [16] : 384 En primer lugar, si el componente primario es alargado y domina la masa del sistema, el secundario escapará del sistema o colisionará con el primario ya que las órbitas de los componentes fisionados son inestables. [16] : 384 En segundo lugar, si el componente primario es alargado y representa aproximadamente la mitad de la masa del sistema, el secundario puede orbitar temporalmente al primario antes de colisionar con el primario, reformando el binario de contacto pero con una distribución diferente de la masa del sistema. [16] : 384 En tercer lugar, si el primario es esferoidal y domina la masa del sistema, los componentes fisionados pueden permanecer en órbitas duraderas como un sistema binario estable. [16] : 384 Como lo muestran estos casos, es poco probable que los sistemas binarios de contacto fisionados puedan formar sistemas binarios estables. [17] : L58
En 2011, Seth A. Jacobson y Scheeres ampliaron su teoría de fisión binaria de 2007 y propusieron que los NEA pueden atravesar ciclos repetidos de fisión y reimpacto a través del efecto YORP. [14] : 167
En la región transneptuniana y, especialmente, en el cinturón de Kuiper, se cree que los sistemas binarios se formaron a partir del colapso directo de gas y polvo de la nebulosa protoplanetaria circundante debido a la inestabilidad de la corriente . A través de los impactos y las perturbaciones gravitacionales de los planetas exteriores, las órbitas mutuas de los objetos binarios transneptunianos se contraen y finalmente se desestabilizan para formar sistemas binarios de contacto. [18] : 59
Los impactos en uno de los lóbulos de un asteroide binario de contacto no causan una perturbación significativa en el asteroide, ya que la onda de choque producida por el impacto es amortiguada por la estructura del asteroide y luego bloqueada por la discontinuidad entre los dos lóbulos. [19]
En 2022, Anne Virkki y sus colegas publicaron un análisis de 191 asteroides cercanos a la Tierra (AET) que fueron observados por el radar del Observatorio de Arecibo entre diciembre de 2017 y 2019. A partir de esta muestra, descubrieron que 10 de los 33 AET (~30 %) de más de 200 m (660 pies) de diámetro eran sistemas binarios de contacto, lo que duplica el porcentaje estimado previamente del 14 % para los sistemas binarios de contacto de este diámetro en la población de AET. [20] : 24 Aunque el tamaño de la muestra es pequeño y, por lo tanto, no es estadísticamente significativo, podría implicar que los sistemas binarios de contacto podrían ser más comunes de lo que se pensaba anteriormente. [20] : 24
Entre 2015 y 2019, Audrey Thirouin y Scott Sheppard realizaron un estudio de los KBO de las poblaciones de plutinos ( resonancia de Neptuno 2:3 ) y clásicos fríos (baja inclinación y excentricidad) con el Lowell Discovery Telescope y el Magellan-Baade Telescope . [21] Encontraron que entre el 40 y el 50 % de la población de plutinos de un diámetro inferior a 188-419 km (117-260 mi) ( H ≥ 6) son sistemas binarios de contacto que constan de componentes de masa casi igual, [22] : 12 mientras que al menos entre el 10 y el 25 % de la población de KBO clásicos fríos del mismo rango de tamaño son sistemas binarios de contacto. [21] : 16 Las diferentes fracciones de sistemas binarios de contacto de estas dos poblaciones implican que experimentaron diferentes mecanismos de formación y evolución. [21] : 17
Thirouin y Sheppard continuaron su estudio de los KBO en 2019-2021, centrándose en la población twotinos en la resonancia orbital 1:2 con Neptuno. [23] : 2–3 Encontraron que entre el 7 y el 14 % de los twotinos son sistemas binarios de contacto, lo que es relativamente bajo, aunque similar a la fracción de sistemas binarios de contacto de la población clásica fría. [23] : 9 Thirouin y Sheppard notaron que la fracción de sistemas binarios de contacto de los twotinos es consistente con las predicciones de David Nesvorný y David Vokrouhlický en 2019, quienes sugirieron que entre el 10 y el 30 % de las poblaciones del cinturón de Kuiper dinámicamente excitadas y resonantes son sistemas binarios de contacto. [23] : 9 [18] : 59
486958 Arrokoth es el primer ejemplo confirmado de un binario de contacto KBO, visto a través de ocultaciones estelares en 2018 e imágenes de naves espaciales en 2019.
Una ocultación estelar del KBO 19521 Chaos el 29 de marzo de 2023 reveló que tenía una forma aparentemente bilobulada de 380 km (240 mi) de diámetro, lo que podría convertirlo potencialmente en el objeto binario de contacto conocido más grande del Sistema Solar. [24] Sin embargo, la forma bilobulada observada en la ocultación bien podría ser dos componentes binarios en tránsito durante el evento; esto se ve respaldado por el tamaño más pequeño de lo esperado de Chaos medido en la ocultación. [25]
La sonda espacial Cassini observó varias lunas irregulares de Saturno en varios ángulos de fase mientras estaba en órbita alrededor de Saturno entre 2004 y 2017, lo que permitió determinar los períodos de rotación y las formas de las lunas irregulares de Saturno. En 2018-2019, los investigadores Tilmann Denk y Stefan Mottola investigaron las observaciones de lunas irregulares de Cassini y descubrieron que Kiviuq , Erriapus , Bestla y Bebhionn exhibieron amplitudes de curva de luz excepcionalmente grandes que pueden indicar formas binarias de contacto o sistemas potencialmente binarios (o subsatélites ). [26] : 422 En particular, la amplitud de la curva de luz de Kiviuq es la más grande de las lunas irregulares observadas por Cassini , lo que la convierte en la candidata más probable para una binaria de contacto o luna binaria. [26] : 422 [27] : 101 Teniendo en cuenta que las lunas irregulares probablemente hayan sufrido o se hayan formado por colisiones disruptivas en el pasado, es posible que los fragmentos de lunas irregulares disruptivas pudieran permanecer unidos gravitacionalmente en órbita unos alrededor de otros, formando un sistema binario que eventualmente se convertiría en un binario de contacto. [26] : 421
El cometa Churyumov–Gerasimenko y el cometa Tuttle son probablemente sistemas binarios de contacto, [28] [29] mientras que los asteroides sospechosos de ser sistemas binarios de contacto incluyen el inusualmente alargado 624 Hektor y los bilobulados 216 Kleopatra y 4769 Castalia . 25143 Itokawa , que fue fotografiado por la sonda Hayabusa , también parece ser un sistema binario de contacto que ha dado como resultado un cuerpo alargado y doblado. El asteroide 4179 Toutatis con su forma alargada, tal como fue fotografiado por Chang'e-2 , también es un candidato a sistema binario de contacto. [30] Entre los planetas menores distantes , se confirmó que el objeto helado del cinturón de Kuiper, Arrokoth, era un binario de contacto cuando la sonda New Horizons pasó volando en 2019. [1] Se confirmó que el pequeño asteroide del cinturón principal 152830 Dinkinesh tenía el primer satélite binario de contacto conocido después de que la sonda Lucy pasara por su lado el 1 de noviembre de 2023. [31]
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