Brecha de Kirkwood

Gap or dip in the distribution of the semi-major axes of the orbits of main-belt asteroids

Un gráfico de asteroides y planetas del sistema solar interior al 9 de mayo de 2006, de una manera que expone los huecos de Kirkwood. De manera similar al gráfico de posición, los planetas (con trayectorias) son de color naranja, siendo Júpiter el más externo en esta vista. Varias clases de asteroides están codificadas por colores: los asteroides "genéricos" del cinturón principal son blancos. Dentro del cinturón principal, están los Atens (rojo), Apollos (verde) y Amors (azul). Fuera del cinturón principal están los Hildas (azul) y los Trojans (verde). Todos los vectores de posición de los objetos se han normalizado a la longitud del semieje mayor del objeto. Los huecos de Kirkwood son visibles en el cinturón principal.

Una brecha de Kirkwood es una brecha o depresión en la distribución de los semiejes mayores (o equivalentemente de los períodos orbitales ) de las órbitas de los asteroides del cinturón principal . Corresponden a las posiciones de las resonancias orbitales con Júpiter .

Por ejemplo, hay muy pocos asteroides con un semieje mayor cercano a 2,50 UA y un período de 3,95 años, lo que daría tres órbitas por cada órbita de Júpiter (de ahí que se le llame resonancia orbital 3:1). Otras resonancias orbitales corresponden a períodos orbitales cuyas longitudes son simples fracciones de las de Júpiter. Las resonancias más débiles solo conducen a una disminución de asteroides, mientras que los picos en el histograma a menudo se deben a la presencia de una familia de asteroides prominente (véase Lista de familias de asteroides ) .

Las brechas fueron observadas por primera vez en 1866 por Daniel Kirkwood , quien también explicó correctamente su origen en las resonancias orbitales con Júpiter mientras era profesor en el Jefferson College en Canonsburg, Pensilvania . ^[1]

La mayoría de los huecos de Kirkwood están agotados, a diferencia de las resonancias de movimiento medio (MMR) de Neptuno o la resonancia 3:2 de Júpiter, que retienen objetos capturados durante la migración de planetas gigantes del modelo de Niza . La pérdida de objetos de los huecos de Kirkwood se debe a la superposición de las resonancias seculares ν ₅ y ν ₆ dentro de las resonancias de movimiento medio. Los elementos orbitales de los asteroides varían caóticamente como resultado y evolucionan hacia órbitas que cruzan planetas en unos pocos millones de años. ^[2] Sin embargo, la MMR 2:1 tiene algunas islas relativamente estables dentro de la resonancia. Estas islas se agotan debido a la difusión lenta hacia órbitas menos estables. Este proceso, que se ha relacionado con que Júpiter y Saturno estén cerca de una resonancia 5:2, puede haber sido más rápido cuando las órbitas de Júpiter y Saturno estaban más cerca. ^[3]

Más recientemente, se ha descubierto que un número relativamente pequeño de asteroides poseen órbitas de alta excentricidad que se encuentran dentro de los huecos de Kirkwood. Algunos ejemplos son los grupos Alinda y Griqua . Estas órbitas aumentan lentamente su excentricidad en una escala de tiempo de decenas de millones de años y, finalmente, saldrán de la resonancia debido a encuentros cercanos con un planeta mayor. Esta es la razón por la que rara vez se encuentran asteroides en los huecos de Kirkwood.

Principales lagunas

Las brechas de Kirkwood más prominentes se encuentran en radios orbitales medios de: ^[4]

1.780 AU (resonancia 5:1)
2.065 AU (resonancia 4:1)
2.502 UA (resonancia 3:1), hogar del grupo de asteroides Alinda
2,825 AU (resonancia 5:2)
2,958 AU (resonancia 7:3)
3,279 UA (resonancia 2:1), brecha de Hécuba, hogar del grupo de asteroides Griqua.
3.972 AU (resonancia 3:2), hogar de los asteroides Hilda .
4.296 AU (resonancia 4:3), hogar del grupo de asteroides Thule .

También se encuentran brechas más débiles y/o más estrechas en:

1.909 AU (resonancia 9:2)
2,258 AU (resonancia 7:2)
2.332 AU (resonancia 10:3)
2.706 AU (resonancia 8:3)
3.031 AU (resonancia 9:4)
3.077 AU (resonancia 11:5)
3,474 AU (resonancia 11:6)
3,517 AU (resonancia 9:5)
3.584 UA (resonancia 7:4), hogar de los asteroides Cibeles
3.702 AU (resonancia 5:3).

Zonas de asteroides

Los huecos no se ven en una simple instantánea de la ubicación de los asteroides en un momento dado porque las órbitas de los asteroides son elípticas y muchos asteroides todavía cruzan a través de los radios correspondientes a los huecos. La densidad espacial real de asteroides en estos huecos no difiere significativamente de las regiones vecinas. ^[5]

Las principales brechas se producen en las resonancias de movimiento medio 3:1, 5:2, 7:3 y 2:1 con Júpiter. Un asteroide en la brecha 3:1 de Kirkwood orbitaría el Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Las resonancias más débiles se producen en otros valores de semieje mayor, y se encuentran menos asteroides que en las cercanías (por ejemplo, una resonancia 8:3 para asteroides con un semieje mayor de 2,71 UA). ^[6]

La población principal o central del cinturón de asteroides se puede dividir en las zonas interna y externa, separadas por la brecha de Kirkwood de 3:1 a 2,5 UA, y la zona externa se puede dividir a su vez en zonas media y externa por la brecha de 5:2 a 2,82 UA: ^[7]

Resonancia 4:1 (2,06 AU)
- Población de la zona I (zona interior)
Resonancia 3:1 (2,5 AU)
- Población de la zona II (zona media)
Brecha de resonancia 5:2 (2,82 AU)
- Población de la zona III (zona exterior)
Brecha de resonancia 2:1 (3,28 AU)

4 Vesta es el asteroide más grande en la zona interior, 1 Ceres y 2 Pallas en la zona media, y 10 Hygiea en la zona exterior. 87 Sylvia es probablemente el asteroide más grande del Cinturón Principal más allá de la zona exterior.

Véase también

Referencias

^ Coleman, Helen Turnbull Waite (1956). Banners in the Wilderness: The Early Years of Washington and Jefferson College [Estandartes en el desierto: los primeros años de Washington y Jefferson College]. University of Pittsburgh Press . pág. 158. OCLC 2191890.
^ Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro (1995). "Resonancias seculares dentro de conmensurabilidades de movimiento medio: los casos 4/1, 3/1, 5/2 y 7/3". Icarus . 114 (1): 33–50. Bibcode :1995Icar..114...33M. doi :10.1006/icar.1995.1041.
^ Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro; Migliorini, Fabio (1998). "Estructura dinámica de la conmensurabilidad 2/1 con Júpiter y el origen de los asteroides resonantes". Icarus . 135 (2): 458–468. Bibcode :1998Icar..135..458M. doi :10.1006/icar.1998.5963.
^ Minton, David A.; Malhotra, Renu (2009). "Un registro de la migración de planetas en el cinturón principal de asteroides" (PDF) . Nature . 457 (7233): 1109–1111. arXiv : 0906.4574 . Bibcode :2009Natur.457.1109M. doi :10.1038/nature07778. PMID 19242470. S2CID 2049956 . Consultado el 13 de diciembre de 2016 .
^ McBride, N. y Hughes, DW (1990). "La densidad espacial de los asteroides y su variación con la masa asteroidal". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 244 : 513–520. Bibcode :1990MNRAS.244..513M.
^ Ferraz-Mello, S. (14-18 de junio de 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". actas de la 160.ª Unión Astronómica Internacional . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Código Bibliográfico :1994IAUS..160..175F.
^ Klacka, Jozef (1992). "Distribución de masa en el cinturón de asteroides". Tierra, Luna y planetas . 56 (1): 47–52. Bibcode :1992EM&P...56...47K. doi :10.1007/BF00054599. S2CID 123074137.

Enlaces externos

Artículo sobre las lagunas de Kirkwood en el sitio web de Wolfram Scienceworld

[Coleman-1956-1] Coleman, Helen Turnbull Waite (1956). Banners in the Wilderness: The Early Years of Washington and Jefferson College [Estandartes en el desierto: los primeros años de Washington y Jefferson College]. University of Pittsburgh Press . pág. 158. OCLC 2191890.

[Moon-1995-2] Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro (1995). "Resonancias seculares dentro de conmensurabilidades de movimiento medio: los casos 4/1, 3/1, 5/2 y 7/3". Icarus . 114 (1): 33–50. Bibcode :1995Icar..114...33M. doi :10.1006/icar.1995.1041.

[Moons-1998-3] Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro; Migliorini, Fabio (1998). "Estructura dinámica de la conmensurabilidad 2/1 con Júpiter y el origen de los asteroides resonantes". Icarus . 135 (2): 458–468. Bibcode :1998Icar..135..458M. doi :10.1006/icar.1998.5963.

[Nature-4] Minton, David A.; Malhotra, Renu (2009). "Un registro de la migración de planetas en el cinturón principal de asteroides" (PDF) . Nature . 457 (7233): 1109–1111. arXiv : 0906.4574 . Bibcode :2009Natur.457.1109M. doi :10.1038/nature07778. PMID 19242470. S2CID 2049956 . Consultado el 13 de diciembre de 2016 .

[mnras244-5] McBride, N. y Hughes, DW (1990). "La densidad espacial de los asteroides y su variación con la masa asteroidal". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 244 : 513–520. Bibcode :1990MNRAS.244..513M.

[iau160-6] Ferraz-Mello, S. (14-18 de junio de 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". actas de la 160.ª Unión Astronómica Internacional . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Código Bibliográfico :1994IAUS..160..175F.

[klacka1992-7] Klacka, Jozef (1992). "Distribución de masa en el cinturón de asteroides". Tierra, Luna y planetas . 56 (1): 47–52. Bibcode :1992EM&P...56...47K. doi :10.1007/BF00054599. S2CID 123074137.