Una brecha de Kirkwood es una brecha o depresión 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 posiciones de las resonancias orbitales con Júpiter .
Por ejemplo, hay muy pocos asteroides con un semieje mayor cercano a 2,50 UA y un período de 3,95 años, lo que daría tres órbitas por cada órbita de Júpiter (de ahí que se le llame resonancia orbital 3:1). Otras resonancias orbitales corresponden a períodos orbitales cuyas longitudes son simples fracciones de las de Júpiter. Las resonancias más débiles solo conducen a una disminución de asteroides, mientras que los picos en el histograma a menudo se deben a la presencia de una familia de asteroides prominente (véase Lista de familias de asteroides ) .
Las 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]
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 huecos de Kirkwood se debe a la superposición de las resonancias seculares ν 5 y ν 6 dentro de las resonancias de movimiento medio. Los elementos orbitales de los asteroides varían caóticamente como resultado y evolucionan hacia órbitas que cruzan 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 se agotan debido a la difusión lenta hacia órbitas menos estables. Este proceso, que se ha relacionado con 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 poseen órbitas de alta excentricidad que se encuentran dentro de los huecos de Kirkwood. Algunos ejemplos son los grupos Alinda y Griqua . Estas órbitas aumentan lentamente 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 mayor. Esta es la razón por la que rara vez se encuentran asteroides en los huecos 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 huecos no se ven en una simple instantánea de la ubicación de los asteroides en un momento dado porque las órbitas de los asteroides son elípticas y muchos asteroides todavía cruzan a través de los radios correspondientes a los huecos. La densidad espacial real de asteroides en estos huecos no difiere significativamente 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 3:1 de Kirkwood orbitaría el Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Las resonancias más débiles se producen en otros valores de semieje mayor, y se encuentran menos asteroides que en las cercanías (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 las zonas interna y externa, separadas por la brecha de Kirkwood de 3:1 a 2,5 UA, y la zona externa se puede dividir a su vez en zonas media y externa por la brecha de 5:2 a 2,82 UA: [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.
