[go: up one dir, main page]
Vikipedi

Kirkwood boşlukları

(Kirkwood Boşlukları sayfasından yönlendirildi)

Bir Kirkwood boşluğu, ana kuşak asteroitlerin yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin (veya eşdeğer olarak yörünge periyotlarının) dağılımındaki bir boşluk veya çukurdur. Jüpiter ile yörüngesel rezonansların konumlarına karşılık gelirler.

En belirgin dört Kirkwood boşluğunu ve iç, orta ve dış ana kuşak asteroitlerine olası bölünmeyi gösteren histogram :  İç kuşak (a < 2.5 AU)
  orta kuşak (2,5 AU < a < 2,82 AU)
  dış kuşak (a > 2,82 AU)
Kirkwood boşluklarını ortaya çıkaracak şekilde, 9 Mayıs 2006 tarihi itibarıyla iç Güneş sistemi asteroitleri ve gezegenlerini gösteren grafik. Konum grafiğine benzer şekilde, gezegenler (çizgiler yörüngeleri) turuncu renktedir; bu görünümde Jüpiter en dışta yer alır. Çeşitli asteroit sınıfları renk kodları: Ana kuşak asteroitleri beyazdır. Ana kuşağın içinde Atenler (kırmızı), Apollolar (yeşil) ve Amorlar (mavi) bulunmaktadır. Ana kuşağın dışında Hildalar (mavi) ve truvalar (yeşil) vardır. Tüm nesne konum vektörleri, nesnenin yarı büyük ekseninin uzunluğuna göre normalleştirilmiştir. Kirkwood boşlukları ana kuşakta görülebilmektedir.

Örneğin, yarı büyük ekseni 2,50 AU'ya yakın, yörünge periyodu 3,95 yıl olan ve Jüpiter'in her bir tam yörünge dönemini tamamladığında, üç kez kendi yörüngesini tamamlayan çok az sayıda asteroit vardır (bu nedenle bu cisimler 3:1 yörünge rezonansında olarak sınıflandırılır). Diğer yörünge rezonansları, uzunlukları Jüpiter'inkinin basit kesirleri olan yörünge periyotlarına karşılık gelir (5:2; 7:3, 2:1). Daha zayıf rezonanslar asteroitlerin yörüngesinin bozularak sistem dışına çıkmasına yol açarken, histogramdaki ani yükselmeler genellikle rezonansta bulunan önemli bir asteroit ailesinin varlığına işaret eder (bkz. Asteroit aileleri listesi).

Bu boşluklar ilk kez 1866 yılında Daniel Kirkwood tarafından fark edilmiştir. Kirkwood Canansburg, Pennsylvania'da bulunan Jefferson College'de profesörken yörünge rezonanslarının Jüpiter ile olan ilişkisini kesin olarak açıklamıştır.[1]

Kirkwood boşluklarının çoğu, Nice modelinin dev gezegen göçü sırasında yakalanan nesneleri koruyan Neptün'ün ortalama hareket rezonanslarının (MMR) veya Jüpiter'in 3:2 rezonansının aksine boşalarak meydana gelmiştir. Kirkwood boşluklarındaki nesne kaybı, ortalama hareket rezonansları içindeki nadir görülen ν5 ve ν6 geçici rezonanslarının üst üste binmesinden kaynaklanmaktadır. Sonuç olarak asteroitlerin yörünge elemanları kaotik olarak değişir ve birkaç milyon yıl içinde gezegenleri kesen yörüngelere evrilirler.[2] Bununla birlikte, 2:1 MMR rezonans içinde nispeten istikrarlı birkaç bölge bulunur. Bu adalar daha az kararlı yörüngelere yavaş yayılma nedeniyle boşalır. Jüpiter ve Satürn'ün 5:2 rezonansa yakın olmasıyla ilişkilendirilen bu süreç, Jüpiter ve Satürn'ün yörüngeleri birbirine daha yakınken daha hızlı gerçekleşmiş olabilir.[3]

Daha yakın zamanlarda, nispeten az sayıdaki asteroitlerin Kirkwood boşlukları içinde yer alan yüksek eksantriklikli yörüngelere sahip olduğu keşfedilmiştir. Örnekler arasında Alinda ve Griqua grupları bulunmaktadır. Bu yörüngeler on milyonlarca yıllık bir zaman ölçeğinde dış merkezliliklerini yavaşça artırır ve sonunda büyük bir gezegenle yakın karşılaşmalar nedeniyle rezonanstan çıkarlar. Bu yüzden Kirkwood boşlukları içinde çok nadiren asteroit bulunur.

Ana boşluklar

değiştir

En belirgin Kirkwood boşlukları ortalama yörünge yarıçaplarında bulunur:[4]

  • 1,780 AU (5:1 rezonans)
  • 2,065 AU (4:1 rezonans)
  • 2,502 AU (3:1 rezonans), Alinda asteroit grubuna ev sahipliği yapıyor
  • 2,825 AU (5:2 rezonans)
  • 2,958 AU (7:3 rezonans)
  • 3,279 AU (2:1 rezonans), Hecuba boşluğu, Griqua asteroit grubuna ev sahipliği yapıyor.
  • 3,972 AU (3:2 rezonans), Hilda asteroitlerine ev sahipliği yapıyor.
  • 4.296 AU (4:3 rezonans), Thule asteroit grubuna ev sahipliği yapıyor.

Daha zayıf ve/veya daha dar boşluklar şuralarda da bulunur:

  • 1,909 AU (9:2 rezonans)
  • 2,258 AU (7:2 rezonans)
  • 2,332 AU (10:3 rezonans)
  • 2,706 AU (8:3 rezonans)
  • 3,031 AU (9:4 rezonans)
  • 3,077 AU (11:5 rezonans)
  • 3,474 AU (11:6 rezonans)
  • 3,517 AU (9:5 rezonans)
  • 3,584 AU (7:4 rezonans), Cybele asteroitlerinin bulunduğu bölüm
  • 3,702 AU (5:3 rezonans).

Asteroit bölgeleri

değiştir

Boşluklar, asteroitlerin herhangi bir zamandaki konumlarının basit bir anlık görüntüsünde görülemez çünkü asteroit yörüngeleri eliptiktir ve birçok asteroit hala boşluklara karşılık gelen yarıçaplardan geçmektedir. Bu boşluklardaki asteroitlerin gerçek uzaysal yoğunluğu komşu bölgelerden önemli ölçüde farklı değildir.[5]

Ana boşluklar Jüpiter ile olan 3:1, 5:2, 7:3 ve 2:1 ortalama hareket rezonanslarında meydana gelir. Örneğin, 3:1 Kirkwood boşluğundaki bir asteroit Jüpiter'in Güneş etrafındaki her bir turunda, Güneş'in etrafında üç kez dolanacaktır. Diğer yarı-büyük eksen değerlerinde daha zayıf rezonanslar meydana gelir ve yakındaki bölgeden daha az asteroit bulunur. (Örneğin, yarı büyük ekseni 2,71 AU olan asteroitler için 8:3 rezonans).[6]

Asteroit kuşağının ana veya çekirdek popülasyonu, 2,5 AU'da 3:1 Kirkwood boşluğu ile ayrılan iç ve dış bölgelere bölünebilir ve dış bölge, 2,82 AU'da 5:2 boşluk ile orta ve dış bölgelere ayrılabilir:[7]

  • 4:1 rezonans boşluğu (2,06 AU)
    • Bölge I popülasyonu (iç kuşak)
  • 3:1 resonans boşluğu (2,5 AU)
    • Bölge II popülasyonu (orta kuşak)
  • 5:2 rezonans boşluğu (2,82 AU)
    • Bölge III popülasyonu (dış kuşak)
  • 2:1 rezonans boşluğu (3,28 AU)

4 Vesta iç bölgedeki, 1 Ceres ve 2 Pallas orta bölgedeki, 10 Hygiea ise dış bölge bulunan en büyük çaplı asteroitlerdir. 87 Sylvia ise muhtemelen dış bölgenin ötesindeki en büyük Ana Kuşak asteroididir.

Ayrıca bakınız

değiştir

Kaynakça

değiştir
  1. ^ Coleman, Helen Turnbull Waite (1956). Banners in the Wilderness: The Early Years of Washington and Jefferson College. University of Pittsburgh Press. s. 158. OCLC 2191890. 
  2. ^ Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro (1995). "Secular resonances inside mean-motion commensurabilities: the 4/1, 3/1, 5/2 and 7/3 cases". Icarus. 114 (1). ss. 33-50. Bibcode:1995Icar..114...33M. doi:10.1006/icar.1995.1041. 
  3. ^ Moons, Michèle; Morbidelli, Alessandro; Migliorini, Fabio (1998). "Dynamical Structure of the 2/1 Commensurability with Jupiter and the Origin of the Resonant Asteroids". Icarus. 135 (2). ss. 458-468. Bibcode:1998Icar..135..458M. doi:10.1006/icar.1998.5963. 
  4. ^ Minton, David A.; Malhotra, Renu (2009). "A record of planet migration in the main asteroid belt" (PDF). Nature. 457 (7233). ss. 1109-1111. arXiv:0906.4574 $2. Bibcode:2009Natur.457.1109M. doi:10.1038/nature07778. PMID 19242470. 21 Aralık 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Aralık 2016. 
  5. ^ McBride, N.; Hughes, D. W. (1990). "The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 244. ss. 513-520. Bibcode:1990MNRAS.244..513M. 
  6. ^ Ferraz-Mello, S. (June 14–18, 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". proceedings of the 160th International Astronomical Union. Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. ss. 175-188. Bibcode:1994IAUS..160..175F. 
  7. ^ Klacka, Jozef (1992). "Mass distribution in the asteroid belt". Earth, Moon, and Planets. 56 (1). ss. 47-52. Bibcode:1992EM&P...56...47K. doi:10.1007/BF00054599. 

Dış bağlantılar

değiştir
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Kirkwood_boşlukları&oldid=34177118" sayfasından alınmıştır