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Histograma que muestra los cuatro espacios de Kirkwood más prominentes y una posible división en asteroides del cinturón principal interno, medio y externo :
  correa principal interior ( a <2,5 AU )
  correa principal intermedia (2,5 AU <a <2,82 AU)
  correa principal exterior (a> 2,82 AU)
Relación entre la resonancia orbital joviana y la distancia al Sol en los espacios de Kirkwood

Una brecha de Kirkwood es una brecha o caída en la distribución de los ejes semi-principales (o equivalentemente de los períodos orbitales ) de las órbitas de los asteroides del cinturón principal . Corresponden a las ubicaciones de resonancias orbitales con Júpiter .

Por ejemplo, hay muy pocos asteroides con semieje mayor cerca de 2.50 AU , período de 3.95 años, lo que haría tres órbitas por cada órbita de Júpiter (de ahí, llamada resonancia orbital 3: 1). Otras resonancias orbitales corresponden a períodos orbitales cuyas longitudes son fracciones simples de las de Júpiter. Las resonancias más débiles conducen solo a un agotamiento de los asteroides, mientras que los picos en el histograma a menudo se deben a la presencia de una familia de asteroides prominente (ver Lista de familias de asteroides ) .

Las brechas fueron notadas 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 los objetos capturados durante la migración de planetas gigantes del modelo de Niza . La pérdida de objetos de los espacios de Kirkwood se debe a la superposición de las resonancias seculares ν 5 y ν 6 dentro de las resonancias de movimiento medio. Como resultado, los elementos orbitales de los asteroides varían caóticamente y evolucionan hacia órbitas que cruzan planetas en unos pocos millones de años. [2]Sin embargo, el MMR 2: 1 tiene algunas islas relativamente estables dentro de la resonancia. Estas islas se agotan debido a la lenta difusión en órbitas menos estables. Este proceso, que se ha relacionado con Júpiter y Saturno cerca de una resonancia de 5: 2, puede haber sido más rápido cuando las órbitas de Júpiter y Saturno estaban más juntas. [3]

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

Principales lagunas [ editar ]

Los espacios de Kirkwood más prominentes se encuentran en los radios orbitales medios de: [4]

  • 1.780 AU (resonancia 5: 1)
  • 2.065 AU (resonancia 4: 1)
  • 2.502 AU (resonancia 3: 1), hogar del grupo de asteroides Alinda
  • 2.825 AU (resonancia 5: 2)
  • 2.958 AU (resonancia 7: 3)
  • 3.279 AU (resonancia 2: 1), Hecuba gap, 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 espacios más débiles y / o más estrechos 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 AU (resonancia 7: 4), hogar de los asteroides Cybele
  • 3.702 AU (resonancia 5: 3).

Zonas de asteroides [ editar ]

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

Las brechas principales ocurren en las resonancias de movimiento medio 3: 1, 5: 2, 7: 3 y 2: 1 con Júpiter. Un asteroide en la brecha Kirkwood 3: 1 orbitaría al Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Las resonancias más débiles ocurren en otros valores del eje semi-mayor, con menos asteroides encontrados que cerca. (Por ejemplo, una resonancia de 8: 3 para asteroides con un eje semi-mayor de 2,71 AU). [6]

La población principal o central del cinturón de asteroides puede dividirse en las zonas interior y exterior, separadas por la brecha Kirkwood 3: 1 a 2.5 AU, y la zona exterior puede dividirse en zonas media y externa por la brecha 5: 2. a 2,82 AU: [7]

  • Resonancia 4: 1 (2,06 AU)
    • Población Zona I (zona interior)
  • Resonancia 3: 1 (2,5 AU)
    • Población zona II (zona media)
  • Espacio de resonancia 5: 2 (2,82 AU)
    • Población de la zona III (zona exterior)
  • Espacio 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.

Ver también [ editar ]

  • Resonancia orbital
  • Grupo Alinda
  • Grupo Cybele
  • Grupo Griqua

Referencias [ editar ]

  1. ^ Coleman, Helen Turnbull Waite (1956). Pancartas en el desierto: los primeros años de Washington y Jefferson College . Prensa de la Universidad de Pittsburgh . pag. 158 . OCLC  2191890 .
  2. ^ Lunas, Michèle; Morbidelli, Alessandro (1995). "Resonancias seculares dentro de conmensurabilidades de movimiento medio: los casos 4/1, 3/1, 5/2 y 7/3". Ícaro . 114 (1): 33–50. Bibcode : 1995Icar..114 ... 33M . doi : 10.1006 / icar.1995.1041 .
  3. ^ Lunas, Michèle; Morbidelli, Alessandro; Migliorini, Fabio (1998). "Estructura dinámica de la conmensurabilidad 2/1 con Júpiter y el origen de los asteroides resonantes". Ícaro . 135 (2): 458–468. Bibcode : 1998Icar..135..458M . doi : 10.1006 / icar.1998.5963 .
  4. ^ Minton, David A .; Malhotra, Renu (2009). "Un registro de la migración de planetas en el cinturón de asteroides principal" (PDF) . Naturaleza . 457 (7233): 1109-1111. arXiv : 0906.4574 . Código Bibliográfico : 2009Natur.457.1109M . doi : 10.1038 / nature07778 . PMID 19242470 . Consultado el 13 de diciembre de 2016 .  
  5. ^ McBride, N. y Hughes, DW (1990). "La densidad espacial de los asteroides y su variación con la masa de asteroides". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 244 : 513–520. Código bibliográfico : 1990MNRAS.244..513M .
  6. ^ Ferraz-Mello, S. (14 al 18 de junio de 1993). "Kirkwood Gaps y grupos resonantes". actas de la 160a Unión Astronómica Internacional . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. págs. 175-188. Código Bibliográfico : 1994IAUS..160..175F .
  7. ^ Klacka, Jozef (1992). "Distribución masiva en el cinturón de asteroides". Tierra, Luna y Planetas . 56 (1): 47–52. Código Bibliográfico : 1992EM & P ... 56 ... 47K . doi : 10.1007 / BF00054599 .

Enlaces externos [ editar ]

  • Artículo sobre huecos de Kirkwood al de Wolfram scienceworld