小惑星の衛星

小惑星の衛星（しょうわくせいのえいせい）とは、小惑星を周回する天体である。多くの小惑星が衛星を持っていると考えられている。連小惑星（連星小惑星）または二重小惑星と呼ばれることがあるが、この名称は本体と衛星の大きさが近いものに限られる。なお、下記の一覧には準惑星の衛星も含まれている。
概要.
小惑星の衛星の起源は現時点では確定しておらず、さまざまな可能性が指摘されている。有力な説は、元の小惑星に別の天体が衝突してできた残骸からできた、というものである。衝突によって一度完全に破砕された小惑星がラブルパイルとして再集積する際、取り残された破片が衛星になったとする説、ラブルパイル小惑星の自転が太陽光の影響によるYORP効果で加速されることによって赤道付近に膨らみが生じ、やがて分裂して衛星になったという説もある。
最初に小惑星の衛星らしきものが発見されたのは1978年で、(532) エルクリーナによる恒星の掩蔽に際してその衛星によるものと思われる減光が観測された（確定はできず）。1993年にはガリレオ探査機によって (243) イダの衛星が撮影され、(243) Ida I ダクティル (Dactyl) と命名された。その後、1998年にマウナケア天文台群のカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡での観測により (45) ウージェニア (Eugenia) に衛星が発見され、(45) Eugenia I プティ・プランス (Petit-Prince) と命名された。
2010年代初頭時点で、約200個の小惑星に衛星が発見されているが、これらは地上望遠鏡での観測、レーダー観測、そして光度計測によって発見（もしくは間接的に確認）されたものである。これまでに、小惑星帯及びトロヤ群の小惑星、地球近傍小惑星、火星横断小惑星、太陽系外縁天体において衛星が発見されている。これらの発見は、特に補償光学技術の向上によるところが大きい。
2つの小惑星が互いの重力に引かれて共通重心の周りを公転する連星小惑星の代表例は、1990年に地上観測により確認された (90) アンティオペ (Antiope) である。
2006年の国際天文学連合総会で新たにdwarf planet（準惑星）が定義されたが、これに当てはまる、または当てはまる可能性がある天体の中にも衛星を持つものがいくつかある。このうち、冥王星の第1衛星カロンは1978年に、他の衛星はすべて21世紀に入ってから発見された。
彗星の衛星は2013年1月末現在未発見である。彗星・小惑星遷移天体のエケクルスには未発見の衛星があり、2005年に発生したアウトバーストが衛星の影響によるものとする意見がある。また参考までに、後述のように彗星の核が接触二重小惑星のような形状になっている例は確認されている。
二重小惑星または衛星を持つ小惑星および準惑星.
2012年8月現在、二重小惑星または衛星を持つ小惑星および準惑星のリストには計214個が掲載されている。このうち衛星2個を持つものは9個、衛星5個を持つものは1個である。
接触二重小惑星.
極端に細長い小惑星、または重心が二つあるような（ダンベル、ピーナツ、ラッコなどと形容されるような形の）小惑星は、実際には2個の小惑星が互いに接触した状態で廻り続けていると見なすことが出来る。こうしたものを接触連小惑星または接触二重小惑星 () と呼ぶ。接触二重小惑星だと考えられているものには (216) クレオパトラ、(624) ヘクトル、(4769) カスタリア、(25143) イトカワ、(486958) アロコスなどがある。また彗星では同様の例として、チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星などがある。
ラブルパイル.
母天体が衝突によって破砕され、その多数の破片が互いの重力によって緩やかに集積して隙間の多い塊になった状態をラブルパイル（rubble-pile、瓦礫の寄せ集め）と呼ぶ。小惑星が衛星を持つか二重小惑星になっていればその軌道運動から質量を計算できるが、そうして計算により求めた密度がスペクトルから推定される構成物質の密度より極端に低い場合はラブルパイルになっている可能性がある。
ラブルパイルの形成に関する理論は、藤原顕らによって提唱された。はやぶさが探査した小惑星 (25143) イトカワは、実際にラブルパイルになっている可能性が高いとわかった最初の小惑星である（厳密に言えば、イトカワはラブルパイル同士の接触二重小惑星だとされる）。他にもいくつかの小惑星に可能性が指摘されている。