Una brecha de Kirkwood es una brecha 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 .
Por ejemplo, hay muy pocos asteroides con un semieje mayor cercano a 2,50 AU , con un período de 3,95 años, lo que haría tres órbitas por cada órbita de Júpiter (de ahí que se llame resonancia orbital 3:1). Otras resonancias orbitales corresponden a períodos orbitales cuyas longitudes son fracciones simples de las de Júpiter. Las resonancias más débiles sólo conducen 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 lagunas 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 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 están agotadas debido a la lenta difusión hacia órbitas menos estables. Este proceso, que se ha relacionado con la proximidad de Júpiter y Saturno a 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 poseen órbitas de alta excentricidad que se encuentran dentro de los huecos 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 romperán la resonancia debido a encuentros cercanos con un planeta importante. Esta es la razón por la que rara vez se encuentran asteroides en las lagunas de Kirkwood.
Las brechas de Kirkwood más prominentes se encuentran en radios orbitales medios de: [4]
También se encuentran brechas más débiles y/o más estrechas en:
Los espacios no se ven en una simple instantánea de la ubicación de los asteroides en ningún 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 la de las regiones vecinas. [5]
Las principales lagunas 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 alrededor del Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Se producen resonancias más débiles en otros valores del semieje mayor, y se encuentran menos asteroides que en las cercanías. (Por ejemplo, una resonancia de 8:3 para asteroides con un semieje 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 de Kirkwood de 3:1 a 2,5 AU, y la zona exterior puede dividirse en zonas media y exterior por la brecha de 5:2. a 2,82 AU: [7]
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.
