小惑星の衛星

小惑星の衛星は、小惑星の自然衛星としてその周りを公転する天体である。2022年1月現在、衛星を持つことが知られている、または疑われている小惑星は457個ある。^{[1]小惑星の衛星（および一般的な連星系）の発見は、その軌道を決定することで主惑星の}質量と密度の推定値が得られ、通常は他の方法では得られない物理的特性についての洞察が得られるため重要である。^{[2][アップデート]}

いくつかの衛星は主星に比べてかなり大きい。90アンティオペ、モルス・ソムヌス、シラ・ヌナム（95%）、パトロクロス・メノイティオス、アルチラ、レンポ・ヒーシ（90%、レンポ・パハは50%）。絶対的な大きさで知られている小惑星の衛星の中で最大のものは冥王星の最大の衛星カロンで、それ自体の直径は冥王星の約半分である。

遠方の天体の周囲には、いくつかのリング系が知られています(カリクローとキロンのリングを参照)。

衛星や月という用語に加えて、衛星を持つ小惑星には「連星」（連星小惑星）という用語が、衛星が 2 つある小惑星には「三重」という用語が使われることがある。1 つの天体の方がずっと大きい場合は、それを主小惑星、その伴惑星を副小惑星と呼ぶことがある。二重小惑星という用語は、小惑星とその衛星がほぼ同じ大きさの系に使用されることがあるが、連星という用語は、構成要素の相対的な大きさとは無関係に使用される傾向がある。連星小惑星のサイズが似ている場合、小惑星センター(MPC) は、小さい方の天体を衛星と呼ぶ代わりに、それらを「連星の伴惑星」と呼ぶ。 ^[3]真の連星の良い例は、2000 年 8 月に特定された90 アンティオペ系である。 ^[4]小さな衛星は、しばしばムーンレットと呼ばれる。^{[2] [5]}

ハッブル宇宙望遠鏡と太陽系外縁部に到達する宇宙探査機の時代以前は、小惑星の周りの衛星を検出する試みは地球からの光学観測に限られていた。例えば、1978年には、恒星掩蔽観測が小惑星532ヘルクリナの衛星の証拠であると主張された。^{[6] [7]}しかし、その後のハッブル望遠鏡によるより詳細な画像では衛星は明らかにならず、現在ではヘルクリナには重要な衛星がないというのがコンセンサスとなっている。^[8]その後も、小惑星に伴星（通常は衛星と呼ばれる）があるという同様の報告があった。この頃、天文学者トーマス・ハミルトンがスカイ＆テレスコープ誌に書いた手紙では、地球上で明らかに同時に衝突したクレーター（例えば、ケベック州のクリアウォーター湖）が指摘されており、これらのクレーターは重力で結びついた2つの物体によってできたものであることが示唆されている。^[9]

同じく 1978 年には、冥王星の最大の衛星カロンが発見されましたが、当時は冥王星はまだ主要な惑星の 1 つと考えられていました。

1993年、ガリレオ探査機が小惑星帯の243イダを周回する小型ダクティルを発見し、最初の小惑星衛星が確認された。2番目は1998年に45エウゲニア付近で発見された。 ^[10] 2001年、617パトロクロスと同サイズの伴星メノイティウスが木星トロヤ群で初めて連星小惑星として発見された。^[11]冥王星とカロンに続く最初の太陽系外連星である1998 WW 31は2002年に光学的に解像された。^[12]

2005年、小惑星87シルビアに2つの衛星があることが発見され、初の三重系（三重小惑星とも呼ばれる）として知られるようになった。 ^{[13]その後、} 45エウゲニアを周回する2つ目の衛星が発見された。^[14]また、2005年には、準惑星ハウメアに2つの衛星があることが発見され、冥王星に次いで2番目の海王星外縁天体で複数の衛星を持つことが知られるようになった。 ^[15]さらに、216クレオパトラ^[16]と93ミネルバ^[17]がそれぞれ2008年と2009年に三重小惑星であることが発見された。最初のいくつかの三重小惑星が発見されて以来、年間約1つの割合でさらに発見され続けている。最も最近発見されたのは、地球に近い大きな小惑星3122 フローレンスの周りを回る 2 つの衛星であり、これにより太陽系で知られている多重惑星系の数は 16 個になった (冥王星系とハウメア系を含む)。

次の表には、1978 年に最初の衛星が発見されたときには番号が付いていなかった冥王星から始まる多重システムのすべての衛星がリストされています。最大の多重システムは、冥王星 (6 重システム) と130 エレクトラ(4 重システム) です。

連星系天体の分布に関するデータは、まだ不完全です。避けられない観測バイアス (地球からの距離、サイズ、アルベド、構成要素の分離度による) に加え、頻度は天体のカテゴリによって異なるようです。小惑星のうち、衛星を持つ天体は 2% と推定されます。太陽系外天体(TNO) のうち、11% は連星系または多重天体であると考えられており、大規模な TNO の大半には少なくとも 1 つの衛星があり、これには IAU に登録されている 4 つの準惑星すべてが含まれます。

地球近傍小惑星、小惑星ベルト、太陽系外縁天体という各主要グループには、光度曲線の変化のみに基づく多数の主張を除けば、50 を超える連星が知られています。

ケンタウルス族の中では、海王星よりも半径が小さい連星が2つ発見されている。 ^{[18]どちらも}2060 カイロンと10199 カリクローの周りの二重リング系で、それぞれ1993～2011年と2013年に発見された。

小惑星の衛星の起源は現時点でははっきりとわかっておらず、さまざまな仮説が立てられています。その 1 つのモデルは、小惑星の衛星は衝突によって主星から弾き飛ばされた破片から形成されるというものです。他のペアは、小さな天体が大きな天体の重力に捕らえられたときに形成される可能性があります。

衝突による形成は、構成要素の角運動量、つまり質量とそれらの距離によって制約されます。近接連星はこのモデルに適合します (例:冥王星とカロン)。ただし、構成要素が同程度の大きさである遠方の連星は、衝突によってかなりの質量が失われない限り、このシナリオに従う可能性は低いです。

既知の連星系における構成要素間の距離は、小惑星の場合、数百キロメートル（243 Ida、3749 Balam）から3000キロメートル以上（379 Huenna）までさまざまである。TNOの場合、既知の分離距離は3,000〜50,000キロメートルである。^[18]

連星系にとって「典型的」なものは、太陽系内の位置によって異なる傾向がある（おそらく、異なる小惑星の種族における連星系の起源や寿命が異なるため）。^[19]

• 地球近傍小惑星のうち、衛星は主小惑星の半径の3～7倍程度の距離を周回する傾向があり、直径は主小惑星の2倍から数倍小さい。これらの連星はすべて内惑星横断型であるため、親天体が惑星の近くを通過したときに発生した潮汐応力が多くの連星の形成の原因であると考えられているが、衝突もこれらの衛星の形成の要因であると考えられている。
• メインベルト 小惑星のうち、衛星は通常、主小惑星よりもはるかに小さく（90 アンティオペは注目すべき例外）、主小惑星の半径の約 10 倍離れたところを周回しています。ここにある連星系の多くは小惑星族のメンバーであり、衛星のかなりの割合が、小惑星の衝突後に破壊されて主小惑星と衛星の両方が生成された親天体の破片であると予想されています。

• 海王星外縁天体では、2 つの軌道要素が同程度の大きさで、軌道の長半径がはるかに大きい (主星の半径の約 100 ～ 1000 倍) のが一般的です。これらの連星のかなりの割合が原始的であると予想されています。
  • 冥王星には5つの衛星があることが知られている。最大の衛星カロンは冥王星の半分以上の大きさで、冥王星の表面の外側の点を周回できるほどの大きさである。実際、それぞれの衛星は共通の重心を周回しており、冥王星の軌道はカロンの軌道に完全に囲まれている。そのため、これらは非公式に二重準惑星と呼ばれる連星系を形成している。冥王星の他の4つの衛星、ニクス、ヒドラ、ケルベロス、ステュクスははるかに小さく、冥王星-カロン系を周回している。
  • ハウメアには 2 つの衛星があり、その半径は約 155 km (ヒイアカ) と 85 km (ナマカ) と推定されています。
  • マケマケにはS/2015 (136472) 1 という衛星が1つ存在することが知られており、その直径は約160キロメートル (100マイル) と推定されている。
  • 47171 レンポは、ユニークな太陽系外三重連星系です。レンポと、ほぼ同じ質量を持つその衛星ヒイシは、およそ 867 km 離れた近接連星を形成しています。2 番目の衛星パハは、約 7411 km の距離でレンポ - ヒイシ連星を周回しています。
  • エリスにはディスノミアという衛星が1つ知られている。その半径は明るさから推定するとおよそ150～350kmと推定される。^[20]

2022年1月現在^{[アップデート]}、457個の小惑星（系）と477個の伴星が知られています。^[1]次の表は、これらの系の総数を軌道クラス別にリストしたものです。

これは、伴星を持つ地球近傍小惑星のリストです。^[1]未確認の候補連星は暗い背景に表示されます。^[22]概要については、要約と序文を参照してください。

これは火星を横切る小惑星とその伴星のリストです。^[1]未確認の候補連星は暗い背景に表示されます。^[22]概要については、要約と序文を参照してください。

これは、伴星を持つメインベルト小惑星のリストです。^[1]未確認の候補連星は暗い背景に表示されます。^[22]概要については、要約と序文を参照してください。

以下の連星は二重小惑星であり、同様の大きさの構成要素を持ち、重心は大きい方の天体の外側にあります。

また、これらの天体は二重小惑星である可能性もあるが、大きさや軌道に誤差があるため、不確かである。

これは木星のトロヤ群とその伴星のリストです。^[1]未確認の候補連星は暗い背景で表示されます。^[22]概要については、要約と序文を参照してください。

これは、伴星を持つ太陽系外縁天体のリストです。^[1]未確認の候補連星は暗い背景に表示されます。^[22]このリストには、伴星の軌道周期 (P _s ) が時間ではなく日単位で示されています。概要については、要約と序文を参照してください。

• 天体リスト
• サブ衛星、別名ムーンムーン – 自然衛星を周回する衛星
• ヤルコフスキー・オキーフ・ラジエフスキー・パダック効果、別名YORP効果 – 小天体の回転速度を変えるヤルコフスキー効果の二次的変化リダイレクト先の簡単な説明を表示するページ
• 衛星システム（天文学）

• 連星系小惑星: YouTubeの Franck Marchis によるSETI トーク での講義(所要時間 1:00:02)
• 適応光学による連星系小惑星の軌道 (Franck Marchis)
• 小惑星の衛星と伴星 (CBAT)
• 衛星を持つ小惑星 ジョンストンのアーカイブ
• VOBAD データベースは、 F. Marchis 氏とその協力者 (カリフォルニア大学バークレー校 / SETI 研究所) によって構築および設計された Web ページであり、169 個の複数の小惑星システムのパラメータが含まれています (最終更新日 2009 年 5 月 9 日)。