Résonance séculaire

Un résonance séculaire se produit lorsque la précession de deux orbites est synchronisée (précession du périhélie de fréquence g, ou du nœud ascendant de fréquence s, ou les deux). Un petit objet (tel qu'un petit corps du Système solaire) en résonance séculaire avec un objet beaucoup plus gros (par exemple une planète) précessera avec la même vitesse que le gros objet. Sur une période de temps relativement courte (de l'ordre d'un million d'années) une résonance séculaire changera l'excentricité et l'inclinaison de l'orbite du petit corps.

On peut distinguer les :

• résonances séculaires linéaires entre un petit corps (sans indice) et un unique autre grand corps perturbateur (par exemple une planète, indicée par son numéro d'ordre par rapport au Soleil), telle que la résonance séculaire ν₆ = g − g₆ entre les astéroïdes et Saturne ;
• résonances séculaires non linéaires, qui sont des résonances d'ordre supérieur, habituellement des combinaisons de résonances linéaires telles que les résonances z₁ = (g − g₆) + (s − s₆) ou ν₆ + ν₅ = 2g − g₆ − g₅^[2].

Un exemple important de résonance linéaire est la résonance séculaire ν₆ entre les astéroïdes et Saturne. Les astéroïdes qui s'en rapprochent ont leur excentricité orbitale qui augmente lentement jusqu'à ce qu'ils deviennent aréocroiseurs, et à ce stade ils sont habituellement éjectés de la ceinture d'astéroïdes lors d'un rapprochement serré avec Mars. Cette résonance forme les limites interne et "latérale" de la ceinture d'astéroïdes autour de 2 AU, avec des inclinaisons d'environ 20°.

• Résonance orbitale
• Ceinture d'astéroïdes

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