Кирквуд разрыв - Kirkwood gap

Гистограмма показаны четыре наиболее заметных разрыва Кирквуда и возможное разделение на внутренний, средний и внешний главный пояс астероиды:
  внутренний основной пояс (а < 2.5 Австралия )
  промежуточный главный ремень (2,5 AU
  внешний главный ремень (a> 2,82 AU)
Связь между орбитальным резонансом Юпитера и расстоянием от Солнца в промежутках Кирквуда

А Кирквуд разрыв разрыв или провал в распределении полуглавные оси (или эквивалент орбитальные периоды ) орбит главный пояс астероиды. Они соответствуют расположению орбитальные резонансы с участием Юпитер.

Например, очень мало астероидов с большой полуосью около 2,50 Австралия, период 3,95 года, что сделает три орбиты для каждой орбиты Юпитера (отсюда и называется орбитальный резонанс 3: 1). Другие орбитальные резонансы соответствуют орбитальным периодам, длина которых составляет простые доли от длины Юпитера. Более слабые резонансы приводят только к истощению астероидов, в то время как всплески на гистограмме часто связаны с наличием заметных семейство астероидов (увидеть Список семейств астероидов ).

Впервые пробелы были замечены в 1866 г. Дэниел Кирквуд, который также правильно объяснил их происхождение орбитальным резонансом с Юпитером, будучи профессором Джефферсон Колледж в Канонсбург, Пенсильвания.[1]

Большинство разрывов Кирквуда исчерпаны, в отличие от резонансы среднего движения (MMR) Нептуна или резонанса Юпитера 3: 2, которые удерживают объекты, захваченные во время миграции гигантской планеты Хорошая модель. Потеря объектов из зазоров Кирквуда происходит из-за перекрытия ν5 и ν6 светские резонансы в пределах резонансов среднего движения. В результате элементы орбит астероидов хаотически меняются и переходят на пересекающие планеты орбиты в течение нескольких миллионов лет.[2] Однако MMR 2: 1 имеет несколько относительно стабильных островков внутри резонанса. Эти острова истощаются из-за медленной диффузии на менее стабильные орбиты. Этот процесс, связанный с близостью Юпитера и Сатурна к резонансу 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 обладает высокой эксцентриситет орбиты, которые действительно лежат в промежутках Кирквуда. Примеры включают Алинда и Группы Griqua. Эти орбиты медленно увеличивают свой эксцентриситет в масштабе времени в десятки миллионов лет и в конечном итоге вырвутся из резонанса из-за близких встреч с большой планетой.

Основные пробелы

Наиболее заметные промежутки Кирквуда расположены на средних радиусах орбиты:[4]

  • 2.06 Австралия (Резонанс 4: 1)
  • 2,50 а.е. (резонанс 3: 1), дом для Алинда группа астероидов
  • 2,82 AU (резонанс 5: 2)
  • 2,95 AU (резонанс 7: 3)
  • 3,27 а.е. (резонанс 2: 1), разрыв Гекубы, дом для Группа Griqua астероидов.

Более слабые и / или более узкие промежутки также встречаются:

  • 1,90 AU (резонанс 9: 2)
  • 2,25 AU (резонанс 7: 2)
  • 2,33 AU (резонанс 10: 3)
  • 2,71 AU (резонанс 8: 3)
  • 3,03 AU (резонанс 9: 4)
  • 3,075 AU (резонанс 11: 5)
  • 3,47 AU (резонанс 11: 6)
  • 3,70 AU (резонанс 5: 3).

Зоны астероидов

Разрывы не видны на простом снимке местоположения астероидов в любой момент времени, потому что орбиты астероидов имеют эллиптическую форму, и многие астероиды все еще пересекают радиусы, соответствующие разрывам. Реальная пространственная плотность астероидов в этих промежутках существенно не отличается от соседних регионов.[5]

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

Основное или основное население пояса астероидов может быть разделено на внутреннюю и внешнюю зоны, разделенные промежутком Кирквуда 3: 1 в 2,5 а.е., а внешняя зона может быть дополнительно разделена на среднюю и внешнюю зоны промежутком 5: 2. в 2,82 AU:[7]

  • 4: 1 резонанс (2,06 AU)
    • Зона I населения (внутренняя зона)
  • 3: 1 резонанс (2,5 AU)
    • Зона II населения (средняя зона)
  • Резонансный зазор 5: 2 (2,82 AU)
    • Население зоны III (внешняя зона)
  • Резонансный зазор 2: 1 (3,28 AU)

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

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Коулман, Хелен Тернбулл Уэйт (1956). Баннеры в пустыне: первые годы Вашингтона и Джефферсон-колледжа. University of Pittsburgh Press. п.158. OCLC  2191890.
  2. ^ Луны, Мишель; Морбиделли, Алессандро (1995). «Вековые резонансы внутри соизмеримости среднего движения: случаи 4/1, 3/1, 5/2 и 7/3». Икар. 114 (1): 33–50. Bibcode:1995Icar..114 ... 33M. Дои:10.1006 / icar.1995.1041.
  3. ^ Луны, Мишель; Морбиделли, Алессандро; Мильорини, Фабио (1998). «Динамическая структура соизмеримости 2/1 с Юпитером и происхождение резонансных астероидов». Икар. 135 (2): 458–468. Bibcode:1998Icar..135..458M. Дои:10.1006 / icar.1998.5963.
  4. ^ Минтон, Дэвид А .; Малхотра, Рену (2009). «Отчет о миграции планет в главном поясе астероидов» (PDF). Природа. 457 (7233): 1109–1111. arXiv:0906.4574. Bibcode:2009Натура 457.1109М. Дои:10.1038 / природа07778. PMID  19242470. Получено 13 декабря 2016.
  5. ^ Макбрайд, Н. и Хьюз, Д. В. (1990). «Пространственная плотность астероидов и ее изменение в зависимости от астероидной массы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 244: 513–520. Bibcode:1990МНРАС.244..513М.
  6. ^ Ферраз-Мелло, С. (14–18 июня 1993 г.). «Разрывы Кирквуда и резонансные группы». материалы 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. Дои:10.1007 / BF00054599.

внешние ссылки