Астронет: Г.Р. Кастель/Коуровка Транснептуновые объекты http://www.variable-stars.ru/db/msg/1176544/node4.html

Транснептуновые объекты

---

<< 2. Орбитальные характеристики | Оглавление | 4. Физикохимические характеристики >>

3. Динамическая структура ЕКВ

Динамическая структура пояса астероидов определяется средним движением и вековыми резонансами. Резонансы разделяют часть фазового пространства, соответствующего поясу астероидов, на отдельные динамически отличные зоны. Они действуют на движение соседних астероидов, создают люки в распределении элементов орбит и т.д. Поэтому знание расположения резонансов важно для знания динамической структуры пояса астероидов. Первые попытки характеризовать резонансную динамику среднего движения были предприняты А. Морбиделли и Ф. Томасом [3]. Границы резонансов они вычисляли как сепаратрисы осредненной плоской круговой задачи трех тел: Солнце - Нептун - частица. Рис. 1 воспроизводит результаты этих вычислений. Резонансы n/m с Нептуном обозначены через Nn/m, резонансы с Ураном - Un/m. Вертикальная линия указывает положение каждого резонанса, а кривые по обе стороны от нее определяют его ширину. Непрерывные линии относятся к резонансам с Нептуном, пунктирные - с Ураном. Две кривые, обозначенные более жирным шрифтом, определяют орбиты, пересекающие орбиты Нептуна и Урана, с перигельными расстояниями соответственно  a.e. и  a.e. Точечная кривая соответствует перигельному расстоянию  a.e., при котором в процессе численного интегрирования становятся ощутимыми дестабилизирующие эффекты от далеких сближений с Нептуном. Объекты, находящиеся внутри области резонанса с Нептуном, при любых значениях их перигельных расстояний не имеют тесных сближений с планетой. Однако, резонансы с Нептуном не препятствуют тесным сближениям с Ураном. Так, вычисления Галлардо и Ферраз-Мелло показали, что вследствие возмущений от Урана резонанс с Нептуном становится неустойчивым при  a.e. и .

Резонансы в основном имеют место во внутренней части ЕКВ. При  a.e. их меньше, и они являются более узкими при малых . Более полные численные исследования динамической структуры выполнил Дункан с соавторами. На интервале в 4 млрд лет ими была прослежена эволюция нескольких тысяч фиктивных частиц. Рис. 2 показывает динамическое время жизни частицы (время, прошедшее до первого сближения с Нептуном в пределах трех радиусов сферы Хилла) в зависимости от начальных значений и при . Рисунок характеризует главные динамические свойства:

а)

кривая, соответствующая перигельному расстоянию  a.e., делит по существу плоскость на две части - часть, характеризуемую временем жизни в 4 млрд лет, и часть, движение в которой неустойчиво на гораздо более коротких интервалах времени;

б)

выше кривой  a.e. существуют только орбиты с большими временами жизни, связанные с резонансами 1-го порядка;

в)

ниже кривой  a.e. главными неустойчивыми областями (где даже частицы на начальных круговых орбитах имеют короткое динамическое время жизни) являются области между 35-36 a.e. и 40-42 a.e., в которых находятся перигельные вековые резонансы и , относящиеся к Урану и Нептуну.

Заметим, что ЕКВ оказывается разделенным в основном на две части: внутренний пояс с  a.e., где устойчивые орбиты связаны с резонансами 1-го порядка (за исключением области квазикруговых орбит между  a.e. и  a.e.), и внешний пояс (или классический пояс,  a.e.), где устойчивые орбиты являются в основном нерезонансными. Такая структура ЕКВ напоминает структуру главного пояса астероидов. Рис. 2 показывает также существование орбит, которые приближаются к орбите Нептуна только спустя миллиарды лет эволюции. Это может оказаться важным для понимания происхождения комет семейства Юпитера. Открытия новых транснептуновых объектов пополнят наши знания о динамической структуре пояса Эджворта-Койпера и будут способствовать воссозданию более реальной картины происхождения этого внешнего пояса астероидов.

---

<< 2. Орбитальные характеристики | Оглавление | 4. Физикохимические характеристики >>