接触連星（太陽系の小さな天体）

接触連星とは、小惑星や彗星など、太陽系の小さな天体で、互いに引力で引き寄せられて接触し、全体として二葉のピーナッツのような形状になった2 つの天体から構成される。接触連星は、2 つの構成要素が分離している連星小惑星などの真の連星系とは異なる。この用語は、恒星の接触連星にも使用される。

接触連星の例としては、 2019年1月のニューホライズンズ探査機のフライバイ中に撮影されたカイパーベルト天体486958アロコスが挙げられる。 ^[1]

接触連星小惑星の存在は、1971年に惑星科学者アラン・F・クックによって初めて推測されました。クックは、木星のトロヤ群小惑星624 ヘクトルの極端に細長い形状の潜在的な説明を模索していました。ヘクトルの最長軸は直径およそ300 km (190 mi)で、光度曲線の測定によると短軸の2倍の長さです。^[2] 天文学者のウィリアム ・K・ハートマンとデール・P・クルックシャンクは1978年にクックの接触連星仮説についてさらに調査を行い、それがヘクトルの細長い形状のもっともらしい説明であることを見出しました。^{[3] [4] : 807}彼らは、ヘクトルは木星のトロヤ群小惑星の中で最大のものであるため、その細長い形状はより大きな小惑星の破片によって生じたはずがないと主張しました。むしろ、ヘクトルは、非常に低速の衝突の結果として互いに接触している、同じ大きさの2つの原始的な小惑星、または微惑星からなる「複合小惑星」である可能性が高い。 ^{[3] [5]ハルトマンは1979年に、木星のトロヤ群微惑星が木星の}ラグランジュ点で同様の動きで接近して形成され、微惑星間の低速衝突が発生して接触連星を形成する可能性があると理論化した。^{[6] : 1915}ヘクトルの接触連星性の仮説は、連星小惑星と小惑星衛星の存在の証拠の増加に貢献したが、これらは1993年にガリレオ宇宙船が243アイダとダクティルをフライバイするまで発見されなかった。^{[4] : 808}

1989 年までは、接触連星小惑星は光度曲線の高振幅 U 字型から推測されるのみであった。視覚的に確認された最初の接触連星は、地球近傍小惑星 4769 カスタリア(旧称 1989 PB) であり、その二重葉型の形状は、1989 年 8 月にアレシボ天文台とゴールドストーン太陽系レーダーによる高解像度の遅延ドップラーレーダー画像で明らかになった。 ^{[7]これらのレーダー観測は、}スティーブン J. オストロと彼のレーダー天文学者チームによって行われ、彼らは 1990 年に結果を発表した。^[7] 1994 年、オストロと彼の同僚R. スコット ハドソンは、1989 年のレーダー画像から再構築されたカスタリアの 3 次元形状モデルを開発して発表し、接触連星小惑星の最初のレーダー形状モデルを提供した。^[8]

1992年にカイパーベルトが発見され、天文学者はその後、カイパーベルト天体（KBO）の光度曲線の観測と測定を開始し、その形状と回転特性を判定しました。2002年から2003年にかけて、当時大学院生だったスコット・S・シェパードと指導教官のデビッド・C・ジューイットは、KBOの光度曲線を測定する調査の一環として、マウナケアにあるハワイ大学の2.24m望遠鏡でKBOとプルトノ 2001 QG 298を^{観測しました。 [9]} 2004年に発表された結果では、2001 QG _298が接触連星系に特徴的な大きなU字型の光度曲線振幅を示すことが発見され、接触連星系KBOの最初の証拠となりました。^[9]シェパードとジューイットは、大きな光度曲線の振幅を示すことが知られている他のKBOから追加の接触連星候補を特定し、接触連星がカイパーベルトに豊富に存在することを示唆した。^[9]

彗星の接触連星としての性質が最初に疑われたのは、 2001年にディープ・スペース1号探査機が19P/ボレリー彗星を通過した後のことである。この接近通過では、2つの葉をつなぐ太い首を持つ二葉のピーナッツ型の核が明らかになった。^{[10] [11] : 2}また、 1P/ハレー彗星の核は、 1986年のジョット探査機とベガ探査機の画像に基づき、2004年の研究者らによってピーナッツ型であると説明されている。 ^{[12] : 501}しかし、これらの彗星核の低い分岐と太い首の形状から、これらが本当に接触連星であるかどうかは不明であった。^{[12] : 501} 2008年、アレシボ天文台はハレー型彗星 8P/タットルをレーダーで撮影し、2つの異なる球状ローブからなる高度に分岐した核を明らかにし、接触連星彗星核の明白な証拠を初めて提供した。^{[12] : 499}その後、2010年に木星族彗星 103P/ハートレーのレーダー画像と宇宙船探査により、19P/ボレリーに似た太い首のピーナッツ形の核も明らかになった。 その時までには、詳細に撮影された彗星の半分は二葉であることがわかっており、これは、この彗星集団の接触連星が他の小惑星集団の接触連星と同様に豊富であることを意味していた。^{[11] : 4}

太陽系では、接触連星は通常、2 つの天体がその形状を崩さないほどの低速で衝突したときに形成されます。ただし、この形成に至るメカニズムは、天体の大きさと軌道の位置によって異なります。

衝突破片^{[13] : 218}

地球近傍小惑星（NEA）の形状と連星系の進化は、太陽に非常に近いため、表面からの太陽光の不均一な反射によって支配され、ヤルコフスキー効果による緩やかな軌道加速と、ヤルコフスキー・オキーフ・ラジエフスキー・パダック（YORP）効果による緩やかな自転加速を引き起こします。

69230 ヘルメスのような高質量比の二重同期連星系は、NEA 種族の接触連星の有力な発生源である。なぜなら、これらの連星系は連星 YORP 効果の影響を受けるからである。YORP 効果は、1,000～10,000 年のタイムスケールで作用し、構成要素の軌道を縮小させて接触させるか、軌道を拡大させて重力で分離された小惑星ペアになる。^{[14] : 166–167  [15] : 430} NEA 種族の二重同期連星から接触連星が生成されたことは、二重同期連星 NEA がほとんど知られていないのに対し、接触連星 NEA の方がはるかに一般的であるという事実から明らかである。^{[14] : 167}直径1km（0.62マイル）の二重同期連星系の場合、衝突時の接線方向および半径方向の衝突速度は50mm/s（2.0インチ/s）未満であり、2つの天体の形状を崩さないほど低い。^{[14] : 167}

2007 年、ダニエル・J・シーレスは、NEA 集団の接触連星小惑星は、YORP 効果によって回転加速された後、回転分裂を起こすことができると提唱しました。^[16]分裂した成分の相対的なサイズと形状に応じて、接触連星 NEA の進化経路は 3 つ考えられます。^{[16] : 384}第一に、主成分が細長く、システムの質量の大部分を占める場合、分裂した成分の軌道は不安定であるため、副成分はシステムから脱出するか、主成分と衝突します。^{[16] : 384}第二に、主成分が細長く、システムの質量の約半分を占める場合、副成分は主成分と衝突する前に一時的に主成分の周りを公転し、接触連星を再形成しますが、システムの質量の分布は異なります。^{[16] : 384}第三に、主星が球状で、システムの質量の大部分を占める場合、分裂した成分は安定した連星系として長期の軌道に留まることができます。^{[16] : 384}これらの例が示すように、分裂した接触連星が安定した連星を形成する可能性は低いです。^{[17] : L58}

2011年、セス・A・ジ​​ェイコブソンとシーアーズは2007年の二核分裂理論を拡張し、NEAはYORP効果によって核分裂と再衝突の繰り返しサイクルを経ることができると提唱した。^{[14] : 167}

太陽系外縁天体領域、特にカイパーベルトでは、流動不安定性により周囲の原始惑星状星雲からのガスと塵が直接崩壊して連星系が形成されたと考えられている。外惑星による衝突や重力摂動により、太陽系外縁天体の連星系は相互の軌道が収縮し、最終的に不安定化して接触連星系を形成する。^{[18] : 59}

接触連星型ラブルパイル小惑星の片方のローブに衝突しても、衝突によって生じた衝撃波が小惑星のラブルパイル構造によって減衰され、2つのローブ間の不連続性によって遮断されるため、小惑星に大きな混乱は生じません。^[19]

2022年、アン・ヴィルッキ氏らは、2017年12月から2019年12月にかけてアレシボ天文台のレーダーで観測された191個の地球近傍小惑星（NEA）の分析結果を発表しました。このサンプルから、直径が200メートル（660フィート）を超える33個の地球近傍小惑星のうち10個（約30％）が接触連星であることがわかりました。これは、NEA集団におけるこの直径の接触連星の割合14％という以前の推定値の2倍です。^{[20] : 24}サンプルサイズが小さいため統計的に有意ではありませんが、接触連星はこれまで考えられていたよりも一般的である可能性があることを示唆している可能性があります。^{[20] : 24}

2015～2019年、オードリー・ティルーアンとスコット・シェパードは、ローウェル・ディスカバリー望遠鏡とマゼラン・バーデ望遠鏡を用いて、プルトニウム（海王星共鳴度2:3）と冷たい古典的（傾斜角と離心率が低い）の集団のKBOの調査を行った。^[21]彼らは、直径が188～419 km（117～260 mi）未満（H  ≥ 6）のプルトニウム集団の40～50％が、ほぼ等しい質量成分からなる接触連星であることを発見した。^{[22] : 12}一方、同じサイズ範囲の冷たい古典的KBOの集団の少なくとも10～25％は接触連星である。 [21] ^{: 16}これら2つの集団の接触連星の割合が異なることは、それらが異なる形成および進化のメカニズムを経たことを示唆している。^{[21] : 17}

ティルーアンとシェパードは、2019年から2021年にかけてKBOの調査を続け、海王星との1:2軌道共鳴にあるツーティノ集団に焦点を当てた。^{[23] : 2–3}彼らは、ツーティノの7〜14％が接触連星であることを発見した。これは、冷たい古典的な集団の接触連星の割合と似ているものの、比較的低い値である。^{[23] : 9}ティルーアンとシェパードは、ツーティノの接触連星の割合が、動的に励起され共鳴するカイパーベルト集団の10〜30％が接触連星であると示唆した2019年のデイヴィッド・ネスヴォルニーとデイヴィッド・ヴォクロフリツキーの予測と一致していると指摘した。^{[23] : 9  [18] : 59}

486958 アロコスは、 2018 年の恒星掩蔽と 2019 年の宇宙船による撮影によって確認された、接触連星 KBO の最初の確認例です。

2023年3月29日のKBO 19521カオスによる恒星掩蔽では、直径380km（240マイル）の明らかに二葉状の形状をしていることが明らかになりました。これは、太陽系で知られている最大の接触連星天体になる可能性があります。^[24]しかし、掩蔽で見られた二葉状の形状は、イベント中に互いを通過する2つの連星成分である可能性があり、これは掩蔽で測定されたカオスのサイズが予想よりも小さいことによって裏付けられています。^[25]

カッシーニ宇宙船は、2004年から2017年にかけて土星の周りを周回中に、さまざまな位相角で土星の不規則衛星をいくつか観測し、土星の不規則衛星の自転周期と形状を決定することができました。2018年から2019年にかけて、研究者のティルマン・デンクとステファン・モットラはカッシーニの不規則衛星の観測を調査し、キビウク、エリアプス、ベストラ、ベビオンが、接触連星の形状、または潜在的に連星系（または準衛星）を示している可能性のある例外的に大きな光曲線の振幅を示していることを発見しました。 ^{[26] ：422}特に、キビウクの光曲線の振幅はカッシーニによって観測された不規則衛星の中で最大であり、接触連星または連星衛星の最も可能性の高い候補となっています。^{[26] : 422  [27] : 101}不規則衛星は過去に破壊的な衝突を経験したか、または衝突によって形成された可能性が高いことを考慮すると、破壊された不規則衛星の破片が互いの周りを重力で結びついたまま軌道上に残り、最終的に接触連星となる連星系を形成する可能性がある。^{[26] : 421}

チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星とタットル彗星は接触連星である可能性が最も高いが^{[28] [29]、}接触連星である疑いのある小惑星には、異常に細長い624ヘクトル、二葉の216クレオパトラ、4769カスタリアなどがある。はやぶさ探査機によって撮影された25143イトカワも接触連星であり、細長く曲がった天体となっているようだ。嫦娥2号によって撮影された細長い形状の小惑星4179トータティスも接触連星の候補である。^[30]遠方の小惑星のうち、氷に覆われたカイパーベルト天体アロコスは、 2019年にニューホライズンズ宇宙船が通過した際に接触連星系であることが確認された。^[1]メインベルトの小さな小惑星152830ディンキネシュは、2023年11月1日にルーシー探査機が通過した後、初めての接触連星系衛星を持つことが確認された。 ^[31]

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