トロヤ群にラブルパイルもあるでよ

光度曲線を１１４個調べて２個だから２％と思ったら６％、素人には分からない計算はおいといて、比重の０．８と０．６に注目。
かき氷が固まったような小惑星なのか？瓦礫の集積なのか？探査機を送り込んでちょうだい。論文は途中まで機械翻訳。

トロヤ群小惑星の接触連小惑星の割合

要約

私たちは接触連小惑星の部分を決定するために行われた114の木星のトロヤ群小惑星の光の光度曲線調査の結果を提示します。 まばらな標本抽出は、最も大きい範囲が詳細な追跡している観測のために狙ったのを示す光度測定の範囲の小惑星とものを評価するのに使用されました。
この調査は、大きい光度曲線範囲(～1等級)と接触連星状態と一致した長い回転の期間（1日あたり2回転未満)を表示しながら、2つのトロヤ群の小惑星、(17365)、および(29314)の発見につながりました。両方の小惑星の光学光度曲線はロシュ連星の均衡モデルによってよく合われています。
私たちは、これらを使用して、連星がモデル化されるのが低密度がわかりました。～600kg/m＾3と多孔性の内部が思わせ振りの800kg/m＾3。 接触連小惑星の割合は6%と10%の間あるように見積もられています、カイパーベルトの割合に匹敵しています。 トロイの雲(広いものと同様に近い組を含んでいる)における総連小惑星の比率は、より高いに違いありません。
件名標目: 小惑星小惑星太陽系: 一般調査

1. 序論

　小天体集団における、連小惑星の存在と重要性は最後の10年間で実現されるだけでした、ガリレオ探査機による小惑星243イダの周りの衛星の最初の明白な検出の後に(Belton他 1995; チャップマン他 1995).
連小惑星が主帯小惑星、地球近傍小惑星、およびカイパーベルトに存在するのは(そこにリチャードソン、ウォルシュ(2006)、および参照でレビューを見てください)、現在、明白です。 探査機接近飛行(そして、非常に大きい小惑星で惑星の重力の摂動を測定するまれなケース)は別として、連小惑星系の軌道の力学を研究すると、計算の質量と密度に利用可能な唯一の方法が提供されます。
有孔性と構成に置かれるという規制を可能にして、密度測定値は内部の構造の徹底的調査として重要です。
　木星のトロヤ群の小惑星は木星との1:1の平均運動共鳴で捕らえられます。 彼らは安定した(L4、L5)ラグランジュ点の周りの2つの大きい雲を形成します。60°巨大惑星の前と後ろで。
直径が1kmより大きいトロヤ群小惑星は10＾5個存在すると見積もられています(吉田と中村Jewitt、トルヒーヨ、およびLuu2000;2005)、数では、主帯小惑星に匹敵しています。(6.7×10＾5の小惑星、Ivezic他 (2001)), 重要な情報の蓄積を含むと断言します。
木星のトロヤ群小惑星はまだ系統的に連小惑星の存在を捜されていません。 この事実にもかかわらず、2個のトロヤ群連小惑星が既に特定されました: 617 Patroclus、Merline他によって発見された確実な広い連星
(2001), 624Hektorにはそれが閉鎖か接触連星であることを示す特有の光度曲線がありますが(クック(1971)、ハルトマン他 (1988)) そして、遠くに切り離された衛星は最近、像を描かれました。(Marchis他 2006b).
主帯小惑星と比べると彼らが、より大きい光度測定の範囲を示しているので、トロヤ群は好奇心をそそっています。(ハルトマン他 1988), 特に直径が90kmより大きいそれら(Binzelとソター1992)。
大きい光度曲線の振幅は細長い形か連小惑星を示します。
　トロヤ群が木星と並んでより大きい近日点距離で彼らの現在の位置で形成したか、または次々と捕らえられたかが、明確ではありませんが(Morbidelli他 2005), これらの天体が根本的であると信じられています。 したがって、密度決断を重大にして、彼らの構成と内部の構造を理解しているのはすごくおもしろいです。
トロヤ群617Patroclusの密度は測定軌道周期とサイズに基づくρ=800+200－100kg/m＾3、および赤外線のデータからされた直径決断のときに見積もられています。(Marchis他2006a).
この低密度は、624Hektorのために比較的高い見積りを対照をなして、すなわち、ρ=2480+290－80kg/m＾3と等しいです。光度曲線とロシュ連星のモデル(ラセルダとJewitt2007)から決定する。
　閉鎖か接触連星は互いの周りのきつい軌道の2つの小惑星で構成されます。 トロヤ群の接触連星の断片が様々な構成理論の間で区別するのにおいて潜在的に重要である。
例えば、力学的な摩擦による連星の構成の1つのモデルが、3体の相互作用に基づく別のが、それらがまれであるはずであると(Weidenschilling2002)断言する間近い連星が一般的であるはずであると(Goldreich、Lithwick、およびSari2002)予測します。
また、トロヤ群の連星の自然は彼らの構成に関する手がかりを明らかにすることができます。 異なったメカニズムが両方の集団で見つけられた連星の異なったタイプのために主帯とカイパーベルトで連星を形成したのが知られています。
重力の過程がカイパーベルト連小惑星を支配的に形成すると疑われます。その知られている例には、匹敵する質量で大きい分離のコンポーネントがあります。(Weidenschilling2002。Goldreich、Lithwick、およびサリー2002。 船渡他 2004;Astakhov、リー、およびファレリー2005).
形成される残骸との重力の相互作用があとに続いたサブ壊滅的な衝撃は、より大きい主帯連小惑星の集団(Weidenschilling1989; リチャードソンとウォルシュ2006)を補う不平等な質量コンポーネントがあるきつい連小惑星系を形成する主な方法です。
トロヤ群、主帯、およびカイパーベルトでの連小惑星の比較研究はこれらの集団における構成状態によってプレーされた異なる役割を照らすかもしれません。
　トロヤ群の連小惑星に関する研究の不足によって動機づけられて、この紙の目的は、閉鎖の部分を調査するか、または木星のトロヤ群で連小惑星系に連絡することです。 接触連小惑星は光学光度曲線情報を使用することで彼らを同一視できる容易さのために明確に狙います。
ここに、私たちは私たちが114個の木星のトロヤ群の小惑星の光度曲線調査を指導するのに使用したまばらな標本抽出と呼ばれるテクニックを提示します。 この調査(連星の小惑星と木星のトロヤ群における、連小惑星の断片の議論が続く2の疑われた接触の発見)の結果。