Провал Кирквуда

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

Гистограмма , показывающая четыре наиболее заметных пробела Кирквуда и возможное разделение на внутренние, средние и внешние астероиды главного пояса :
  внутренний главный пояс ( a < 2,5 а.е. )
  промежуточный главный пояс (2,5 а.е. < а < 2,82 а.е.)
  внешний главный пояс (a > 2,82 а.е.)

График астероидов и планет внутренней солнечной системы по состоянию на 9 мая 2006 года, представленный способом, который демонстрирует пробелы Кирквуда. Подобно графику положения, планеты (с траекториями) показаны оранжевым цветом, Юпитер является самым внешним на этом виде. Различные классы астероидов имеют цветовую кодировку: «общие» астероиды главного пояса показаны белым цветом. Внутри главного пояса находятся Атены (красные), Аполлоны (зеленые) и Аморы (синие). За пределами главного пояса находятся Хильды (синие) и Троянцы (зеленые). Все векторы положения объектов были нормализованы по длине большой полуоси объекта. Пробелы Кирквуда видны в главном поясе.

Провал Кирквуда — это провал или провал в распределении больших полуосей (или эквивалентно орбитальных периодов ) орбит астероидов главного пояса . Они соответствуют местам орбитальных резонансов с Юпитером .

Например, существует очень мало астероидов с большой полуосью около 2,50 а.е. , периодом 3,95 года, которые сделали бы три орбиты для каждой орбиты Юпитера (отсюда и название — орбитальный резонанс 3:1). Другие орбитальные резонансы соответствуют орбитальным периодам, длины которых являются простыми дробями периода Юпитера. Более слабые резонансы приводят только к истощению астероидов, в то время как пики на гистограмме часто обусловлены присутствием заметного семейства астероидов (см. Список семейств астероидов ) .

Разрывы были впервые замечены в 1866 году Дэниелом Кирквудом , который также правильно объяснил их происхождение в орбитальных резонансах с Юпитером, будучи профессором колледжа Джефферсона в Кэнонсбурге, штат Пенсильвания . ^[1]

Большинство промежутков Кирквуда истощены, в отличие от резонансов среднего движения (MMR) Нептуна или резонанса 3:2 Юпитера, которые сохраняют объекты, захваченные во время миграции гигантской планеты модели Ниццы . Потеря объектов из промежутков Кирквуда происходит из-за перекрытия вековых резонансов ν ₅ и ν ₆ в резонансах среднего движения. Орбитальные элементы астероидов в результате хаотично изменяются и развиваются на орбитах пересечения планет в течение нескольких миллионов лет. ^[2] Однако MMR 2:1 имеет несколько относительно стабильных островов в резонансе. Эти острова истощены из-за медленной диффузии на менее стабильные орбиты. Этот процесс, который был связан с тем, что Юпитер и Сатурн находятся вблизи резонанса 5:2, мог быть более быстрым, когда орбиты Юпитера и Сатурна были ближе друг к другу. ^[3]

Совсем недавно было обнаружено, что относительно небольшое количество астероидов обладают орбитами с высоким эксцентриситетом , которые лежат в пределах промежутков Кирквуда. Примерами являются группы Алинда и Гриква . Эти орбиты медленно увеличивают свой эксцентриситет в масштабе времени десятков миллионов лет и в конечном итоге выйдут из резонанса из-за близких сближений с крупной планетой. Вот почему астероиды редко встречаются в промежутках Кирквуда.

Основные пробелы

Наиболее заметные щели Кирквуда расположены на средних орбитальных радиусах: ^[4]

• 1,780 а.е. (резонанс 5:1)
• 2.065 а.е. (резонанс 4:1)
• 2,502 а.е. (резонанс 3:1), местонахождение группы астероидов Алинда
• 2,825 а.е. (резонанс 5:2)
• 2,958 а.е. (резонанс 7:3)
• 3,279 а.е. (резонанс 2:1), промежуток Гекуба, местонахождение группы астероидов Гриква .
• 3,972 а.е. (резонанс 3:2), местонахождение астероидов Хильда .
• 4,296 а.е. (резонанс 4:3), местонахождение группы астероидов Туле .

Более слабые и/или узкие зазоры также встречаются в:

• 1,909 а.е. (резонанс 9:2)
• 2.258 а.е. (резонанс 7:2)
• 2.332 а.е. (резонанс 10:3)
• 2,706 а.е. (резонанс 8:3)
• 3.031 AU (резонанс 9:4)
• 3.077 AU (резонанс 11:5)
• 3,474 а.е. (резонанс 11:6)
• 3,517 а.е. (резонанс 9:5)
• 3,584 а.е. (резонанс 7:4), местонахождение астероидов Кибелы
• 3,702 а.е. (резонанс 5:3).

Астероидные зоны

Промежутки не видны на простом снимке местоположений астероидов в любой момент времени, потому что орбиты астероидов являются эллиптическими, и многие астероиды все еще пересекают радиусы, соответствующие промежуткам. Фактическая пространственная плотность астероидов в этих промежутках не отличается существенно от соседних регионов. ^[5]

Основные зазоры возникают при резонансах среднего движения 3:1, 5:2, 7:3 и 2:1 с Юпитером. Например, астероид в зазоре Кирквуда 3:1 обойдет Солнце три раза за каждую орбиту Юпитера. Более слабые резонансы возникают при других значениях большой полуоси, при этом астероидов обнаруживается меньше, чем поблизости. (Например, резонанс 8:3 для астероидов с большой полуосью 2,71 а.е.). ^[6]

Основная или основная популяция пояса астероидов может быть разделена на внутреннюю и внешнюю зоны, разделенные разрывом Кирквуда 3:1 на расстоянии 2,5 а.е., а внешняя зона может быть далее разделена на среднюю и внешнюю зоны разрывом 5:2 на расстоянии 2,82 а.е.: ^[7]

• Резонанс 4:1 (2,06 а.е.)
  • Население зоны I (внутренняя зона)
• Резонанс 3:1 (2,5 а.е.)
  • Население зоны II (средняя зона)
• Резонансный зазор 5:2 (2,82 AU)
  • Население зоны III (внешняя зона)
• Резонансный зазор 2:1 (3,28 AU)

4 Веста — крупнейший астероид во внутренней зоне, 1 Церера и 2 Паллада — в средней зоне, а 10 Гигея — во внешней зоне. 87 Сильвия , вероятно, крупнейший астероид Главного пояса за пределами внешней зоны.

Смотрите также

• Орбитальный резонанс
• Группа Алинда
• Группа Кибелы
• Группа Гриква

Ссылки

1. Коулмен, Хелен Тернбулл Уэйт (1956). Знамена в пустыне: ранние годы колледжа Вашингтона и Джефферсона. Издательство Питтсбургского университета . стр. 158. OCLC  2191890.
2. Лунс, Мишель; Морбиделли, Алессандро (1995). «Вековые резонансы внутри соизмеримости среднего движения: случаи 4/1, 3/1, 5/2 и 7/3». Icarus . 114 (1): 33–50. Bibcode :1995Icar..114...33M. doi :10.1006/icar.1995.1041.
3. Луны, Мишель; Морбиделли, Алессандро; Мильорини, Фабио (1998). «Динамическая структура соизмеримости 2/1 с Юпитером и происхождение резонансных астероидов». Icarus . 135 (2): 458–468. Bibcode :1998Icar..135..458M. doi :10.1006/icar.1998.5963.
4. Минтон, Дэвид А.; Малхотра, Рену (2009). «Запись миграции планет в главном поясе астероидов» (PDF) . Nature . 457 (7233): 1109–1111. arXiv : 0906.4574 . Bibcode :2009Natur.457.1109M. doi :10.1038/nature07778. PMID  19242470. S2CID  2049956 . Получено 13 декабря 2016 г. .
5. Макбрайд, Н. и Хьюз, Д. У. (1990). «Пространственная плотность астероидов и ее изменение в зависимости от массы астероидов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 244 : 513–520. Бибкод : 1990MNRAS.244..513M.
6. Ferraz-Mello, S. (14–18 июня 1993 г.). «Пробелы Кирквуда и резонансные группы». Труды 160-го Международного астрономического союза . Бельджирате, Италия: Kluwer Academic Publishers. С. 175–188. Bibcode : 1994IAUS..160..175F.
7. Клацка, Йозеф (1992). «Распределение масс в поясе астероидов». Земля, Луна и планеты . 56 (1): 47–52. Bibcode : 1992EM&P...56...47K. doi : 10.1007/BF00054599. S2CID  123074137.

Внешние ссылки

• Статья о пробелах Кирквуда в журнале Wolfram's scienceworld