小行星为何成对出现?

1977年，约翰· 霍普金斯大学的天文学家David Dunham组织了一批专业天文学家和爱好者，一起观测6号小行星韶神星掩食一颗恒星。韶神星的阴影穿过了墨西哥中部，那里有三人目睹了被掩食的这颗恒星短暂消失。但与此同时，在约800千米外北方的得克萨斯，经验丰富的爱好者Paul Maley用肉眼观察到了一次历时0.5秒的掩星。这是小行星拥有卫星的证据吗？遗憾的是，研究人员无法验证Maley的观测。

随后15年里，通过掩星、怪异的光变曲线和雷达回声，又发现了一些双小行星的迹象，但无一能够被确认。1993年8月28日，猜测终于获得了证实。当时，NASA的“伽利略”号探测器在去往木星的途中掠过243号小行星艾达，发现了它的一颗非常微小的卫星，后来被命名为艾卫（Dactyl），这是一项意义重大的发现。

那时，通过地基望远镜已经发现了超过10000颗小行星。其中无一是确认有伴星的，仅有几颗被怀疑可能有一颗伴星。而两次与小行星（“伽利略”号还曾于1991年掠过951号小行星加斯普拉）交会，就发现其中之一有一颗卫星。这两种统计方式，哪一个真实反映了小行星的性质呢？双小行星是万分之几，还是二分之一？

潮水般的发现

在发现艾卫后的几个月里，行星天文学家们就开始报道更多小行星卫星的存在迹象。其中大多数都是近地小行星（NEA）的，近地小行星是指穿过内行星轨道的直径几千米的微小天体。从它们的高质量光变曲线来看，应该存在伴星，因为只有两个天体互相绕转才能解释这些曲线。当一个天体掩食其伴星时，至少会暴露出一颗卫星，就像食变双星一样。

到了2000年，两种寻找双小行星的重要新技术占据了主流：自适应光学和雷达。采用自适应光学技术的大型望远镜可以消除大气扰动的影响，能够辨认小行星的伴星（哈勃空间望远镜也可以实现这一目标）。使用3.6米的CFH望远镜（加拿大－法国－夏威夷望远镜），美国西南研究所的William Merline等人在1999年首次用自适应光学技术发现了小行星的卫星，那是在香女星（45号）周围，有一颗现已命名为Petit-Prince的小卫星。位于波多黎各的阿雷西博射电望远镜经过升级后，也可以利用雷达回声产生高分辨率的小行星图像，第一颗用雷达发现的双小行星是近地小行星2000 DP107（185851号）。

在2005年，Franck Marchis（加州大学伯克利分校）等人发现巨大的主带小行星林神星（Sylvia，87号）是一个三重小行星，这令行星科学家们倍感惊喜。其主星有两个伴星，后来根据传说中罗马的建立者分别命名为Romulus（林卫一）和Remus（林卫二），Sylvia是他们的母亲。2008年，阿雷西博射电望远镜发现了第一颗三重近地小行星2001 SN263。发现多重小行星系统的大门终于开启了。

如果忽略了另一个主要聚集区——柯伊伯带，那么双小行星的历史就是不完整的。严格地说，该领域的第一项发现是1978年发现的冥卫一。但在2006年以前，冥王星被认为是一颗“大行星”，所以2001年公布的1998 WW31成了第一个获得正式认可的柯伊伯带双小行星，它也是由自适应光学技术发现的。自那时起，已报道了超过70颗柯伊伯带双小行星。

铁证如山 在NASA的“伽利略”号探测器于1993年8月拍摄了这张243号小行星艾达及其小卫星的合影后，没有人可以再否认至少有一部分小行星拥有卫星。

光变曲线中的秘密 科罗拉多州的天文学家Brian Warner一直在监测5477号主带小行星Holmes的亮度。他将所获数据制成光变曲线，清晰地显示出该星的亮度会周期性地下降，这是因为两颗小行星每24.37小时就绕共同的引力中心运转一周，并周期性地互相掩食。

小行星掩星 1977年3月5日，三位业余爱好者沿着横越墨西哥的路线，目睹了小行星韶神星（6号）掩食了一颗恒星。而在得克萨斯，爱好者Pual Maley看到这颗恒星消失了半秒。这是韶神星拥有卫星的强烈证据，但迄今未获证实。

双重打击 几十年来，许多科学家都认为加拿大魁北克省北部的克利尔沃特（Clearwater）湖群可能形成于大约2.9亿年前的双小行星撞击事件。最近的研究发现双小行星很常见，这有力地支持了以上观点。较大的湖直径约为36千米。

为双小行星分类

自1801年发现第1号小行星谷神星到发现第一个双小行星系统，几乎经过了200年。在过去19年里，发现了200多个双小行星。主小行星带和柯伊伯带占据了其中的近80%，其余大部分则是近地小行星。我们现在到了一个可以为双小行星进行分类的历史阶段了。

行星科学家估计，有15%的近地小行星是双重或是多重系统。大多数主星都很小，直径不超过10千米，而且自转得非常快，通常每2到4小时就旋转一周。主星都近似球形，部分具有赤道隆起，而伴星则更小得多。行星科学家用直径比来表示它们的相对大小：Ds／Dp。其中s代表伴星，p代表主星。在近地小行星里，直径比通常小于0.5，即伴星直径是主星的50%或者更小。这一类以1999 KW4为代表，其直径比为0.34。

主带双小行星主要分两类。主星直径小于10千米的，其特征与近地双小行星类似，而且所占比例也相似，约为15%。主星直径远超10千米的则较为少见，只占百分之几，而且其直径比小于0.1。艾达－艾卫系统就是其中的一个典型，直径比为0.04。这一类的外形和旋转速度都未表现出特定模式。

由于柯伊伯带离我们非常远，所以只能看到直径大于100千米的天体。在已发现的双小行星系统中，伴星的大小与主星总是差不多。一个很好的例子是1998 WW31，它的主星直径为130千米，伴星直径110千米，直径比0.85。Patroclus／Menoetius（617号）的直径比为0.92，是特洛伊群（围绕太阳运动的小行星群，位于木星之前60°或之后60°）中已知的四个双小行星系统之一，也属于这种类型。在外太阳系也有一些特殊情况，如冥王星的4个最小的卫星，它们比主星小得多，与有着大型主星的主带双小行星类似。

大约10%～15%的柯伊伯带天体都是双小行星，但它们的分布很奇怪。柯伊伯带有三类小天体：“冷经典带”，这组天体有着近乎圆形的、低倾角的轨道（与黄道面的交角仅有几度）；“热经典带”，其轨道也接近圆形，但与黄道面的倾角超过6°（这一划分界限仍有争议）；“分散的盘”，其中天体的轨道有较大的偏心率和倾角。令人费解的是，“冷经典带”柯伊伯带天体中，几乎有一半是双小行星，而在另外两组中的比例却不到10%。

相接双小行星？ 日本的“隼鸟”号探测器于2005年传回了这张近地小行星丝川（25143号）的图片。它看上去像单一小行星，但也有可能是相接双小行星——由两个大小不相称的天体组成，因一次相对轻柔的碰撞而连接在一起。

这意味着什么？

1、小行星都是沙袋，而非坚硬的岩石。

双小行星系统的一个美妙之处在于，它允许天文学家用牛顿定律来测算其系统质量，而且通过一些假设条件还可以估算其总体密度。大多数已测小行星的总体密度都比坚硬的岩石低，大约仅有1克/立方厘米，和水的密度相似。这意味着大多数小行星都是很疏松的。当前学术界的一致看法是，多数小行星都曾因大型撞击被彻底击碎，后来又重新聚集成堆。这个发现有两点重要意义：一是有助于研究小型双小行星系统的形成途径；二是有助于降低小行星撞击地球的威胁。石块堆，就像沙袋一样，它吸收能量的方式与坚固的物体完全不同。所以，好莱坞电影中通过在小行星表面或是附近引爆核弹，以使杀手小行星改变轨道的办法是根本不奏效的。我们必须重新考虑让小行星偏离轨道的策略。

2、形成双小行星的几种不同机制。

最早关于双小行星形成的理论都假设它们是通过撞击产生的——就像我们的月亮。我们知道，早期太阳系中的撞击事件非常频繁，很可能目前在主小行星带内仍有发生。用撞击假设来建立双小行星形成过程的模型时，很容易产生如艾达－艾卫这样的双小行星。但是对于其它常见类型，特别是近地双小行星，却很难奏效。在稀薄的柯伊伯带里，碰撞的概率非常小，而且就算发生碰撞也不太可能产生很多大型的、直径比很高的双小行星。冥王星的5个已知卫星似乎是碰撞的产物，也许和形成我们的月亮的碰撞相类似，但规模较小。

另一个关于双小行星形成的假设是，在小行星接近行星时被潮汐力撕裂，有些类似于木星潮汐力撕裂舒梅克－列维9号彗星。但是模型显示，这个过程仅能形成我们见到的近地双小行星的1/10。而且，在主小行星带或柯伊伯带中，它不太可能占主导地位，因为在那里遇到大型行星的概率很低，甚至根本不可能发生。

在2000年，David Rubincam（NASA戈达德航天中心）提出，阳光可以产生小型的双小行星。小行星可以吸收阳光，温度升高，然后将这些热量以红外线的形式释入太空。由于小行星都不是完美的球体，所以总有某个方向的辐射比其它方向多一些，这就产生了轻微的扭矩。根据小天体最初的旋转方向，这个扭矩既可能降低其转速，甚至最终使自转方向颠倒，也可能加速其自转，高转速最终导致石块堆构成的小行星分裂，形成双小行星。

这个加速自转的过程称为Y O R P效应（Ivan Yarkovsky、John O’Keefe、Vladimir Radzievsky和Stephen Paddack的姓氏首字母缩写）。它应该在小型小行星上最显著：转速的提升速率与其大小的2次方成反比，所以直径2千米的小行星的自转速度提升速率将是4千米小行星的4倍。它也需要一定时间才能生效。假定近地小行星的典型寿命是1000万年，可预言YORP效应只适用于直径10千米以下者。但是关于近地双小行星和小型主带双小行星的所有已知信息——大小、外形、石块堆的性质、自转速度，都显示YORP效应是其主要形成机制。

3、一些双小行星可能是原生性的。

在柯伊伯带双小行星中，主要是大型的、大小差不多的成对小行星。这些天体距离太阳40天文单位以上，直径上百千米，所以并不受YORP效应支配。而且如前文所述，撞击事件在那里的广袤空间内极其罕见，至少目前如此。

那么还有什么可能呢？最新的太阳系形成模型，以及在柯伊伯带的“冷经典带”中发现的高比例双小行星，都说明它们是原生性的。早期柯伊伯带中的物质很可能比现在多几百倍，引力捕获、撞击，或是两者的综合作用等形成机制也可能十分常见。最早期的柯伊伯带也许形成于离太阳更近的地方，而且充满了双小行星。但是目前普遍认为土星、天王星和海王星曾在早期太阳系中向外迁移，这就破坏了其中大多数小行星对。只有“冷经典带”没有受到太大波及，保留了早期原生双小行星的比例。

无论双小行星是如何形成的，故事到这里都没有结束，特别是对于那些可能由YORP效应形成的双小行星。一个分裂系统的角动量会发生剧烈的变化，在最初不会很稳定。主星和伴星之间的潮汐力会变得日益重要。这又引出了另一个与太阳光有关的效应，称为双小行星YORP效应（BYORP）。在这种情况下，系统作为一个整体受到不对称扭矩的作用，最终可能导致三种结果：长寿命的稳定双小行星系统；两颗小行星分开，沿着同一条轨道绕日运行，但不再互相绕转；或是轻轻触碰并合，形成类似于丝川星（25143号，近期被日本的“隼鸟”号探测器造访过）的相接双小行星。

一切刚刚开始

随着天文学家发现更多的双小行星，行星科学家正在重新勾画我们的认识图景，这一图景必须修订，甚至可能被完全颠覆。但是我们进入这一领域才20年，而且这是天好者依靠普通望远镜、CCD相机和细心的观测习惯就能发挥重大作用的领域之一。

尽管不借助米级望远镜，任何人都无法观测柯伊伯带，但近地小行星、主带小行星以及木星－特洛伊族小行星，对于爱好者则并非困难的观测目标。世界上还有一大批致力于观测的人在收集着小行星的光变曲线，寻找新的双小行星（请登陆MinorPlant.info，可以查看更多信息）。在大量关于近地双小行星和主带双小行星的学术论文中，也有一些合作作者就是业余爱好者。事实上，对这项工作来说，他们是不可缺少的。

什么是双星？

双星就是虽然相互分离，但又互相绕转的一对天体。如果这两个天体通过一个点或窄带，发生形体上的连接，我们就称其为相接双星。若其共同的质量中心（质心）位于较大小行星的内部，那么较大者称为主星，另一颗则称为卫星、小卫星，或缺乏情调地称为次星（Secondary）。（在英语中卫星与月亮是同一个词，显得较浪漫；而次星一词则显得较呆板。——译者注）若共同质心不属于任何一者的内部，那么用“主星”和“次星”分别称呼较大者和较小者的方式就显得更恰当了。

双小行星的三种形成方式

形成机制 小行星的卫星很可能是通过不同的机制产生的，上图说明了其中的三种。左图：冲击碎块从较大的小行星上掉落下来，从而形成了卫星。这些碎块中的一部分最终结合成了小卫星。中图：当一颗低密度的小行星（碎石堆）运动到离大型行星过近的危险地带时，被行星的潮汐力撕裂成许多小块，它们后来通过引力重新结合，但形成了不止一个天体，其中包括小行星卫星。右图：YORP效应会加速碎石堆型小行星的旋转，当超过碎裂的临界点时，就会让一个小块脱落而形成卫星。撞击和分裂事件在内太阳系较为常见。舒梅克－列维9号彗星是在潮汐力的作用下分崩离析的，但这种过程较罕见。大多数柯伊伯带双小行星都很可能是原生性的。

第一个被发现的三重小行星 通过欧洲南方天文台（ESO）设在智利的甚大望远镜（VLT），天文学家于2005年发现直径286千米的主带小行星林神星（87号）有两个绕其运转的伴星。这张图像是用9个晚上的数据合成的，显示出了外层卫星Romulus（直径18千米）和内层卫星Remus（7千米）。