Un binario de contacto es un cuerpo pequeño del Sistema Solar , como un planeta menor o un cometa , que se compone de dos cuerpos que han gravitado uno hacia el otro hasta tocarse, lo que da como resultado una forma general bilobulada parecida a un maní. Los 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 las binarias de contacto estelar .
Un ejemplo de 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 en contacto fue especulada por primera vez por el científico planetario Allan F. Cook en 1971, quien buscó posibles explicaciones para la forma extremadamente alargada del asteroide troyano de Júpiter 624 Hektor , cuyo eje más largo mide aproximadamente 300 km (190 millas) de ancho y es dos veces más 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 más investigaciones sobre la hipótesis binaria de contacto de Cook en 1978 y descubrieron que era una explicación plausible para la forma alargada de Hektor. [3] [4] : 807 Argumentaron que dado que Hektor es el troyano más grande de Júpiter, su forma alargada no podría haberse originado a partir de la fragmentación de un asteroide más grande. Más bien, Hektor es más bien un "asteroide compuesto" que consta de dos asteroides primitivos, o planetesimales , de tamaño similar , 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 formaban muy juntos con movimientos similares en los puntos de Lagrange de Júpiter , lo que permitía que se produjeran colisiones a baja velocidad entre planetesimales y se formaran binarios de contacto. [6] : 1915 La hipótesis de la naturaleza binaria de contacto de Hektor contribuyó a la creciente evidencia de la existencia de asteroides binarios y satélites de asteroides , que no fueron descubiertos hasta el sobrevuelo de la nave espacial Galileo de 243 Ida y Dactyl en 1993. [4] : 808
Hasta 1989, los asteroides binarios en contacto sólo se podían deducir de la forma de U de gran amplitud de sus curvas de luz. El primer binario de contacto confirmado visualmente fue el asteroide cercano a la Tierra 4769 Castalia (anteriormente 1989 PB), cuya forma de doble lóbulo fue revelada en imágenes de radar Doppler retardado de alta resolución obtenidas por el 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 reconstruyó a partir de las imágenes de radar de 1989, proporcionando el primer modelo de forma de radar de un asteroide binario en contacto. [8]
En 1992, se descubrió el cinturón de Kuiper y posteriormente 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 de rotación. 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 Hawai en Mauna Kea , como parte de un estudio dedicado a midiendo las curvas de luz de 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 los binarios de contacto, proporcionando la primera evidencia de KBO binarios de contacto. [9] Sheppard y Jewitt identificaron candidatos binarios de contacto adicionales de otros KBO que se sabe que exhiben grandes amplitudes de curvas de luz, lo que sugiere que los binarios de contacto abundan 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 a 19P/Borrelly en 2001, que reveló un núcleo bilobulado en forma de maní con un cuello grueso que conecta los dos lóbulos. [10] [11] : 2 Investigadores también describieron el núcleo de 1P/Halley con forma de maní 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 cometa no dejaron claro si son realmente binarios de contacto. [12] : 501 En 2008, el Observatorio de Arecibo tomó imágenes del cometa Halley 8P/Tuttle en el 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 en contacto. [12] : 499 Posteriormente, las imágenes de radar y la exploración de naves espaciales del cometa 103P/Hartley de la familia de Júpiter en 2010 también revelaron un núcleo de cuello grueso y forma de maní similar al 19P/Borelly. En ese momento, se sabía que la mitad de los cometas de los que se habían fotografiado en detalle eran bilobatos, lo que implicaba que los binarios de contacto en la población de cometas son igualmente abundantes que los binarios de contacto en otras poblaciones de planetas menores. [11] : 4
Generalmente, los objetos binarios de contacto en el Sistema Solar se forman cuando dos objetos chocan a velocidades lo suficientemente lentas como para que sus formas no se alteren. Sin embargo, los mecanismos que conducen a esto difieren según el tamaño y la ubicación orbital del objeto.
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 masa y doblemente síncronos, como 69230 Hermes, son fuentes plausibles de binarios de contacto en la población del NEA, ya que están sujetos al efecto binario YORP, que actúa en escalas de tiempo de 1.000 a 10.000 años para contraer los componentes. orbitan hasta que entran en contacto, o expanden sus órbitas hasta que se convierten en pares de asteroides separados gravitacionalmente . [14] : 166–167 [15] : 430 El origen de los binarios de contacto a partir de binarios doblemente síncronos en la población de NEA es evidente por el hecho de que se conocen muy pocos NEA binarios doblemente síncronos, mientras que los NEA binarios de contacto son mucho más comunes. . [14] : 167 Para sistemas binarios doblemente síncronos con componentes de 1 km (0,62 mi) de diámetro, las velocidades de impacto tangencial y radial cuando chocan son inferiores 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 del 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, existen 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 que colisione con el primario, reformando el binario de contacto pero con una distribución diferente del sistema. masa. [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 demuestran estos casos, es poco probable que las binarias de contacto fisionadas puedan formar binarias estables. [17] : L58
En 2011, Seth A. Jacobson y Scheeres ampliaron su teoría de la fisión binaria de 2007 y propusieron que los NEA pueden pasar por 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 del gas y el polvo de la nebulosa protoplanetaria circundante debido a la inestabilidad de la corriente . A través de impactos y perturbaciones gravitacionales de los planetas exteriores, las órbitas mutuas de los objetos binarios transneptunianos se contraen y eventualmente se desestabilizan para formar binarios de contacto. [18] : 59
Los impactos en uno de los lóbulos de los asteroides binarios de pila de escombros en contacto no causan una alteración significativa en el asteroide, ya que la onda de choque producida por el impacto es amortiguada por la estructura de la pila de escombros 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 (NEA) observados por el radar del Observatorio de Arecibo entre diciembre de 2017 y 2019. A partir de esta muestra, encontraron que 10 de los 33 (~30%) NEA de más de 200 m (660 pies) de diámetro eran binarios de contacto, lo que duplica el porcentaje estimado previamente del 14% para binarios de contacto de este diámetro en el Población del NEA. [20] : 24 Aunque el tamaño de la muestra es pequeño y, por lo tanto, no es estadísticamente significativo, podría implicar que los binarios de contacto podrían ser más comunes de lo que se pensaba anteriormente. [20] : 24
En 2015-2019, Audrey Thirouin y Scott Sheppard realizaron un estudio de KBO de las poblaciones de plutino ( resonancia de Neptuno 2:3 ) y clásica fría (baja inclinación y excentricidad) con el Telescopio Lowell Discovery y el Telescopio Magellan-Baade . [21] Descubrieron que entre el 40 y el 50% de la población de plutinos de menos de 188 a 419 km (117 a 260 millas) de diámetro ( H ≥ 6) son 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 binarios de contacto. [21] : 16 Las diferentes fracciones binarias de contacto de estas dos poblaciones implican que sufrieron diferentes mecanismos de formación y evolución. [21] : 17
Thirouin y Sheppard continuaron su estudio de los KBO en 2019-2021, centrándose en la población twotino en la resonancia orbital 1:2 con Neptuno. [23] : 2–3 Descubrieron que entre el 7% y el 14% de los twotinos son binarios de contacto, lo cual es relativamente bajo, aunque similar a la fracción binaria de contacto de la población clásica fría. [23] : 9 Thirouin y Sheppard señalaron que la fracción binaria 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 resonantes y excitadas dinámicamente del cinturón de Kuiper son binarias de contacto. [23] : 9 [18] : 59
486958 Arrokoth es el primer ejemplo confirmado de un KBO binario de contacto, visto a través de ocultaciones estelares en 2018 e imágenes de naves espaciales en 2019.
Una ocultación estelar realizada por KBO 19521 Chaos el 29 de marzo de 2023 reveló que tenía una forma aparentemente bilobada de 380 km (240 millas) de ancho, lo que podría convertirlo en el objeto binario de contacto más grande conocido en el Sistema Solar. [24] Sin embargo, la forma bilobulada vista en la ocultación bien podría ser dos componentes binarios que transitan entre sí durante el evento; esto está respaldado por el tamaño menor de lo esperado del Caos medido en la ocultación. [25]
La nave espacial Cassini observó varias lunas irregulares de Saturno en varios ángulos de fase mientras estuvo 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 lunares irregulares de Cassini y descubrieron que Kiviuq , Erriapus , Bestla y Bebhionn exhibían amplitudes de curvas 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 mayor de las lunas irregulares observadas por Cassini , lo que la convierte en la candidata más probable para una luna binaria o binaria de contacto. [26] : 422 [27] : 101 Teniendo en cuenta que las lunas irregulares probablemente sufrieron o se formaron a partir de colisiones disruptivas en el pasado, es posible que los fragmentos de lunas irregulares fragmentadas puedan permanecer unidos gravitacionalmente en órbita entre sí, formando un sistema binario que eventualmente se convertiría en un binario de contacto. [26] : 421
El cometa Churyumov-Gerasimenko y el cometa Tuttle probablemente sean binarios de contacto, [28] [29] mientras que los asteroides sospechosos de ser binarios de contacto incluyen el inusualmente alargado 624 Hektor y los bilobados 216 Kleopatra y 4769 Castalia . 25143 Itokawa , que fue fotografiado por la sonda Hayabusa , también parece ser un binario de contacto que ha dado como resultado un cuerpo alargado y doblado. El asteroide 4179 Toutatis con su forma alargada, fotografiado por Chang'e-2 , también es un candidato 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 nave espacial New Horizons sobrevoló en 2019. [1] Se confirmó que el pequeño asteroide del cinturón principal 152830 Dinkinesh tenía el primer planeta conocido Satélite binario de contacto después de que la sonda Lucy lo pasara por allí el 1 de noviembre de 2023. [31]
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