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Kirkwood gap

Histograma que muestra las cuatro brechas de Kirkwood más prominentes y una posible división en asteroides del cinturón principal interno, medio y externo: cinturón principal in...

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Histograma que muestra las cuatro brechas de Kirkwood más prominentes y una posible división en asteroides del cinturón principal interno, medio y externo: cinturón principal interno ( a < 2,5 UA ) cinturón principal intermedio (2,5 UA < a < 2,82 UA) cinturón principal externo (a > 2,82 UA)      
Un gráfico de asteroides y planetas del sistema solar interior al 15 de mayo de 2026, que muestra las brechas de Kirkwood. Al igual que en el gráfico de posiciones, los planetas (con sus trayectorias) se muestran en dorado, siendo Júpiter el más externo en esta vista. Las distintas clases de asteroides están codificadas por colores: los asteroides genéricos del cinturón principal son blancos. Dentro del cinturón principal, los asteroides cercanos a la Tierra se muestran en amarillo y los Hungarias en naranja. Fuera del cinturón principal se encuentran los Cybeles (azul), los Hildas (púrpura) y los Troyanos (rosa). Todos los vectores de posición de los objetos se han normalizado a la longitud del semieje mayor del objeto. Las brechas de Kirkwood son visibles en el cinturón principal.

Una brecha de Kirkwood es una discontinuidad o caída 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 ubicaciones de resonancias orbitales con Júpiter . Estas 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 ]

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

La mayoría de las brechas de Kirkwood están agotadas, 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 las brechas 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 la órbita de los 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 están agotadas debido a la lenta difusión hacia órbitas menos estables. Este proceso, que se ha vinculado a 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 posee órbitas de alta excentricidad que se encuentran dentro de las brechas de Kirkwood. Algunos ejemplos son los grupos Alinda y Griqua . Estas órbitas aumentan gradualmente 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 importante. Por esta razón, los asteroides rara vez se encuentran en las brechas de Kirkwood.

Principales deficiencias

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

  • 1,780 UA (resonancia 5:1)
  • 2,065 UA (resonancia 4:1)
  • 2,502 UA (resonancia 3:1), hogar del grupo de asteroides Alinda.
  • 2,825 UA (resonancia 5:2)
  • 2,958 UA (resonancia 7:3)
  • 3,279 UA (resonancia 2:1), brecha de Hécuba, hogar del grupo de asteroides Griqua .
  • 3,972 UA (resonancia 3:2), hogar de los asteroides Hilda .
  • 4,296 UA (resonancia 4:3), hogar del grupo de asteroides Thule .

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

  • 1,909 UA (resonancia 9:2)
  • 2,258 UA (resonancia 7:2)
  • 2,332 UA (resonancia 10:3)
  • 2,706 UA (resonancia 8:3)
  • 3,031 UA (resonancia 9:4)
  • 3,077 UA (resonancia 11:5)
  • 3,474 UA (resonancia 11:6)
  • 3,517 UA (resonancia 9:5)
  • 3,584 UA (resonancia 7:4)
  • 3,702 UA (resonancia 5:3).

zonas de asteroides

Los huecos no se aprecian en una simple instantánea de la ubicación de los asteroides en un momento dado, ya que las órbitas de los asteroides son elípticas y muchos de ellos siguen atravesando los radios correspondientes a dichos huecos. La densidad espacial real de asteroides en estos huecos no difiere significativamente de la 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 de Kirkwood 3:1 orbitaría el Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Se producen resonancias más débiles en otros valores del semieje mayor, con menos asteroides encontrados que en las proximidades. (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 zonas internas y externas, separadas por la brecha de Kirkwood 3:1 a 2,5  UA, y la zona externa se puede dividir a su vez en zonas medias y externas por la brecha 5:2 a 2,82  UA: [ 7 ]

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

4 Vesta es el asteroide más grande de la zona interior, 1 Ceres y 2 Pallas se encuentran en la zona media, y 10 Hygiea en la zona exterior. 87 Sylvia es probablemente el asteroide más grande del cinturón principal fuera de la zona exterior.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Coleman, Helen Turnbull Waite (1956). Banners in the Wilderness: The Early Years of Washington and Jefferson College . University of Pittsburgh Press . p . 158. OCLC 2191890 .  
  2. ↑ Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro (1995). "Resonancias seculares dentro de las 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 .
  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 .
  4. ↑ Minton, David A.; Malhotra, Renu (2009). "Un registro de la migración planetaria 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. Recuperado 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 asteroidal". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 244 : 513–520 . Bibcode : 1990MNRAS.244..513M .
  6. ↑ Ferraz-Mello, S. (14–18 de junio de 1993). "Brechas de Kirkwood y grupos resonantes". Actas de la 160.ª Unión Astronómica Internacional . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. pp. 175–188 . Bibcode : 1994IAUS..160..175F . 
  7. ↑ Klacka, Jozef (1992). "Distribución de masas en el cinturón de asteroides". Tierra, Luna y Planetas . 56 (1): 47– 52. Bibcode : 1992EM & P...56...47K . doi : 10.1007/BF00054599 . S2CID 123074137 . 
  • Artículo sobre las deficiencias de Kirkwood en el mundo científico de Wolfram.
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