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内側メインベルト ( a < 2.5 AU )
中間主ベルト（2.5 AU < a < 2.82 AU）
外側のメインベルト（a > 2.82 AU）
カークウッドギャップとは、小惑星帯の小惑星の軌道の長半径（または公転周期）の分布におけるギャップまたは窪みのことである。これらは木星との軌道共鳴の位置に対応している。このギャップは1866年にダニエル・カークウッドによって初めて発見され、彼はペンシルベニア州キャノンズバーグのジェファーソン大学の教授時代に、木星との軌道共鳴にその起源を正しく説明した。[1]
たとえば、半径が 2.50 AU付近にあり、周期が 3.95 年である小惑星は非常に少ないが、これは木星の 1 回の公転につき 3 回の公転に相当する (したがって、3:1 軌道共鳴と呼ばれる)。その他の軌道共鳴は、その長さが木星の公転周期の単純な分数に相当する。共鳴が弱いと小惑星の数が減少するだけであるが、ヒストグラムのスパイクは、多くの場合、顕著な小惑星族の存在によるものである (小惑星族の一覧を参照)。
カークウッドのギャップのほとんどは、ニースモデルの巨大惑星の移動中に捕獲された物体を保持する海王星の平均運動共鳴（MMR）や木星の3:2共鳴とは異なり、枯渇している。カークウッドのギャップから物体が失われるのは、平均運動共鳴内でν 5とν 6の永年共鳴が重なり合うためである。その結果、小惑星の軌道要素は無秩序に変化し、数百万年以内に惑星を横断する軌道に進化する。[2]ただし、2:1 MMR には共鳴内に比較的安定した島がいくつかあります。これらの島は、より不安定な軌道へのゆっくりとした拡散のために枯渇しています。このプロセスは、木星と土星が 5:2 共鳴に近いことと関連付けられており、木星と土星の軌道が近かったときにはより迅速だった可能性があります。[3]
最近では、比較的少数の小惑星がカークウッドの隙間の中にある高離心率の軌道を持っていることが発見されました。例としては、アリンダグループとグリクア グループがあります。これらの軌道は数千万年のタイムスケールでゆっくりと離心率を増大させ、最終的には主要惑星との接近により共鳴から抜け出します。これが、カークウッドの隙間で小惑星がめったに見つからない理由です。
主なギャップ
最も顕著なカークウッドの隙間は、平均軌道半径の次の位置にあります。[4]
- 1.780 AU（5:1共鳴）
- 2.065 AU（4:1共鳴）
- 2.502 AU（3:1共鳴）、アリンダ小惑星群の本拠地
- 2.825 AU（5:2共鳴）
- 2.958 AU（7:3共鳴）
- 3.279 AU (2:1 共鳴)、ヘカベの隙間、グリクア小惑星群の本拠地。
- 3.972 AU（3:2共鳴）、ヒルダ小惑星の故郷。
- 4.296 AU（共鳴度4:3）、チューレ小惑星群の本拠地。
より弱いギャップやより狭いギャップは、次の場所にも見られます。
- 1.909 AU（9:2共鳴）
- 2.258 AU（7:2共鳴）
- 2.332 AU（10:3共鳴）
- 2.706 AU（8:3共鳴）
- 3.031 AU（9:4共鳴）
- 3.077 AU（11:5共鳴）
- 3.474 AU（11:6共鳴）
- 3.517 AU (9:5共鳴)
- 3.584 AU（7:4共鳴）、キュベレー小惑星の故郷
- 3.702 AU（5:3共鳴）。
小惑星帯
小惑星の軌道は楕円形であり、多くの小惑星が依然としてギャップに対応する半径を横切っているため、ギャップは小惑星の位置の単純なスナップショットでは確認できません。これらのギャップ内の小惑星の実際の空間密度は、近隣の領域とそれほど変わりません。[5]
主なギャップは、木星との平均運動共鳴が3:1、5:2、7:3、2:1のときに発生します。たとえば、3:1カークウッドギャップにある小惑星は、木星の軌道ごとに太陽を3回周回します。他の長半径値では共鳴が弱く、近くの小惑星よりも少ない数の小惑星が見つかります。（たとえば、長半径が2.71 AUの小惑星では8:3共鳴が発生します。）[6]
小惑星帯の主要または中核集団は、2.5 AUの3:1カークウッドギャップによって内側ゾーンと外側ゾーンに分けられ、外側ゾーンはさらに2.82 AUの5:2ギャップによって中間ゾーンと外側ゾーンに分けられる。[7]
- 4:1共鳴（2.06 AU）
- ゾーン I 人口 (内側ゾーン)
- 3:1共鳴（2.5 AU）
- ゾーン II 人口 (中間ゾーン)
- 5:2共鳴ギャップ（2.82 AU）
- ゾーンIII人口（外側ゾーン）
- 2:1共鳴ギャップ（3.28 AU）
4 ベスタは内側のゾーンで最大の小惑星で、1 ケレスと2 パラスは中間ゾーン、10 ヒギエアは外側ゾーンにあります。87シルビアは、外側ゾーンを超えたメインベルトの小惑星の中でおそらく最大のものです。
参照
参考文献
- ^ コールマン、ヘレン・ターンブル・ウェイト（1956年）。荒野の旗：ワシントン・アンド・ジェファーソン大学の初期。ピッツバーグ大学出版局。p.158。OCLC 2191890 。
- ^ ムーンズ、ミシェル; モルビデリ、アレッサンドロ (1995)。「平均運動の通約性内部の永年共鳴: 4/1、3/1、5/2、7/3 の場合」。イカロス。114 ( 1 ) : 33–50。Bibcode :1995Icar..114...33M。doi :10.1006/icar.1995.1041。
- ^ ムーンズ、ミシェル; モルビデリ、アレッサンドロ; ミグリオリニ、ファビオ (1998)。「木星との 2/1 整合性の動的構造と共鳴小惑星の起源」。イカロス。135 ( 2 ) : 458–468。Bibcode :1998Icar..135..458M。doi :10.1006/icar.1998.5963 。
- ^ Minton, David A.; Malhotra, Renu (2009). 「主小惑星帯における惑星移動の記録」(PDF) . Nature . 457 (7233): 1109–1111. arXiv : 0906.4574 . Bibcode :2009Natur.457.1109M. doi :10.1038/nature07778. PMID 19242470. S2CID 2049956 . 2016年12月13日閲覧。
- ^ McBride, N. & Hughes, DW (1990). 「小惑星の空間密度と小惑星の質量による変化」.王立天文学会月報. 244 : 513–520.書誌コード:1990MNRAS.244..513M.
- ^ Ferraz-Mello, S. (1993 年 6 月 14 ～ 18 日)。「Kirkwood ギャップと共鳴群」。第 160 回国際天文学連合の議事録。ベルギー、イタリア: Kluwer Academic Publishers。pp . 175 ～ 188。Bibcode :1994IAUS..160..175F。
- ^ Klacka, Jozef (1992). 「小惑星帯の質量分布」.地球、月、惑星. 56 (1): 47–52. Bibcode :1992EM&P...56...47K. doi :10.1007/BF00054599. S2CID 123074137.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、カークウッド・ギャップに関連するメディアがあります。
- ウルフラムのサイエンスワールドにおけるカークウッドギャップに関する記事