Chmura Oorta (lub Öpik-Oort) | |
Artystyczna wizja Pasa Kuipera i Chmury Oorta. | |
Nazwisko | Słońce |
---|---|
Typ spektralny | G2 V |
Pozorna wielkość | -26,74 |
Dysk | |
Charakterystyka orbity | |
Półoś wielka (a) | 20-30 000 do > 100 000? ua |
Charakterystyka fizyczna | |
Odkrycie | |
Dodatkowe informacje | |
W astronomii The Oorta chmury ( / ɔ ʁ T / ), albo chmura Oorta , zwany również chmura Öpik-Oorta ( / ø , P i K / ) jest ogromna hipotetyczny kulisty montaż około się zasadniczo pomiędzy 20,000 i 30,000 astronomicznego jednostek (AU) i do ponad 100 000 AU , daleko poza orbitami planet i Pasa Kuipera . Zewnętrzna granica obłoku Oorta, która stanowiłaby granicę grawitacyjną Układu Słonecznego , byłaby ponad tysiąc razy większa od odległości między Słońcem a Neptunem , od jednego do dwóch lat świetlnych od Słońca i ponad jedną czwartą odległość do Proximy od Centaura , gwiazdy najbliższej Słońcu. Nie jest również wykluczone, że istnieje kontinuum obiektów pomiędzy słonecznym obłokiem Oorta a podobnym obłokiem otaczającym system Alfa Centauri .
Chociaż nie dokonano żadnych bezpośrednich obserwacji takiego obłoku, astronomowie, bazując na analizach orbit komet , generalnie uważają, że to on jest źródłem większości z nich.
Obiekty w Obłoku Oorta składają się głównie z lodu, takiego jak woda , amoniak i metan . Astronomowie uważają, że materiał tworzący Obłok Oorta uformował się bliżej Słońca i został rozrzucony daleko w kosmos przez efekty grawitacyjne gigantycznych planet na początku ewolucji Układu Słonecznego.
Chmura Oorta składałaby się z dwóch części: wewnętrznego dysku, zwanego wewnętrzną chmurą Oorta lub chmurą Hillsa , oraz zewnętrznego zestawu sferycznego, zwanego zewnętrzną chmurą Oorta.
Jej nazwa pochodzi od estońskiego astronoma Ernsta Öpika i holenderskiego astronoma Jana Oorta .
Zidentyfikowawszy z całą pewnością, że komety z lat 1531, 1607 i 1682 są tym samym, Edmund Halley opublikował w 1705 r . wyniki swojej pracy w dziele zatytułowanym Streszczenie astronomii komet , w którym sformułował prognozę - całkowicie naukową - powrót jego komety na Boże Narodzenie 1758. W ten sposób Halley wiedział, pisząc to studium, że nigdy za życia nie zobaczy potwierdzenia swoich obliczeń, następny fragment musi być wykonany w roku jego stu dwóch lat. W tej pracy wspomina już także, w tle, o możliwości „zbiornika komet”:
„Mamy pewne powody, by sądzić, że istnieje znacznie większa liczba komet, które ze względu na dużą odległość od słońca, ciemność i brak warkoczy mogą umknąć naszej obserwacji. "
W 1932 roku estoński astronom Ernst Öpik postawił hipotezę, że komety powstały z obłoku krążącego na zewnętrznej krawędzi Układu Słonecznego . W 1950 r. pomysł ten został niezależnie ożywiony przez holenderskiego astronoma Jana Oorta, aby wyjaśnić tę pozorną sprzeczność: komety są niszczone po kilku przejściach przez Wewnętrzny Układ Słoneczny. Tak więc, gdyby wszystko istniało przez kilka miliardów lat (tj. od początku Układu Słonecznego), dziś nie można ich zaobserwować. Zgodnie z hipotezą Oorta obłok zawierałby miliardy jąder kometarnych, stabilnych, ponieważ promieniowanie słoneczne jest bardzo słabe na tej odległości. Zapewniłoby to stały dopływ nowych komet, zastępujących te, które uległy zniszczeniu. Aby zapewnić ten wkład, całkowita masa obłoku byłaby kilka razy większa od masy Ziemi .
Oorta wybrany do jego gabinetu 46 najlepiej obserwowanych komet między 1850 a 1952 r . Rozkład odwrotności wielkich półosi wykazał maksymalną częstotliwość, która sugerowała istnienie rezerwuaru komet między 40 000 a 150 000 ja (tj. między 0,6 a 2,4 lat świetlnych). Ta, znajdująca się na granicach sfery grawitacyjnego oddziaływania Słońca, byłaby poddawana zaburzeniom pochodzenia gwiezdnego, prawdopodobnie wyrzucającym komety obłoku na zewnątrz lub do wewnątrz, a zatem oddawanie następuje, gdy nowy pojawia się kometa.
Obłok Oorta nosi imię holenderskiego astronoma Jana Oorta (wymawiane / oːʁt / w języku niderlandzkim ); często spotyka się elision „chmura Oorta”, być może błędna . Jest alternatywnie nazywany obłokiem Öpik-Oort, nazwanym na cześć estońskiego astronoma Ernsta Öpika ( / ˈøpɪk / w języku estońskim ). Czasami nazywa się ją również chmurą zewnętrzną , w przeciwieństwie do chmury Hills, która również nosi imię naukowca, który wydobył ją na światło dzienne.
Chmura Oorta zajmowałaby dużą powierzchnię między zewnętrzną granicą pasa Kuipera , około 50 AU , a 150 000 AU lub nawet więcej. By być podzielona na zewnętrzną chmury Oorta ( 20000 do 150000 au ), sferyczne, a wewnętrzna Oorta powietrzna ( 1000 do 20000 Au ) torus- kształcie . Zewnętrzny obłok jedynie luźno wiązałby się ze Słońcem i byłby źródłem większości komet długookresowych (i prawdopodobnie komet typu Halleya ). Obłok wewnętrzny, zwany także obłokiem Hillsa , byłby obłokiem komet typu Halleya . Uważa się, że inne komety krótkookresowe pochodzą z pasa Kuipera.
Zewnętrzny obłok Oorta może zawierać kilka bilionów jąder komet o długości ponad 1,3 km , oddalonych od siebie o kilkadziesiąt milionów km. Jego masa nie jest do końca znana, ale najprawdopodobniej jest mniejsza niż kilka mas lądowych. W przeszłości szacowano, że jest znacznie bardziej masywny (do 380 mas lądowych), ale poprawa wiedzy na temat rozkładu rozmiarów długożyciowych komet doprowadziła do skorygowania tego szacunku w dół. Byłaby tylko nieznacznie powiązana z Układem Słonecznym, a zatem łatwo zakłócona przez siły zewnętrzne , takie jak przejście pobliskiej gwiazdy.
Masa wewnętrznej chmury Oorta nie jest znana. Niektórzy naukowcy uważają, że może zawierać więcej materiału niż zewnętrzna chmura Oorta. Ta hipoteza służy do wyjaśnienia dalszego istnienia obłoku Oorta przez kilka miliardów lat.
Chociaż analizy komet są reprezentatywne dla całego Obłoku Oorta, zdecydowana większość tych obiektów składa się z różnych lodów, w tym wody , amoniaku , metanu , etanu , tlenku węgla i cyjanowodoru . Jednak odkrycie obiektu 1996 PW , asteroidy krążącej bardziej typowej dla komety długookresowej, sugeruje, że obłok może również zawierać obiekty skaliste.
Uważa się, że obłok Oorta jest pozostałością pierwotnego dysku protoplanetarnego, który uformował się wokół Słońca po zapadnięciu się mgławicy słonecznej 4,6 miliarda lat temu.
Najszerzej akceptowaną hipotezą o formacji jest to, że obiekty tworzące obłok Oorta uformowały się bliżej Słońca, po tym samym procesie akrecji, który utworzył planety i asteroidy , ale oddziaływania grawitacyjne gazowych gigantów wyrzuciłyby je na niezwykle długie orbity eliptyczne lub paraboliczne. Obecna masa chmury (około 3 mas lądowych) stanowiłaby tylko niewielką część wyrzuconej masy ( 50 do 100 mas lądowych). W odległych częściach tych orbit oddziaływania grawitacyjne pobliskich gwiazd i skutki galaktycznego pływu zmieniły te orbity, czyniąc je bardziej kołowymi. To wyjaśnia niemal kulisty kształt zewnętrznej chmury Oorta. Ostatnie badania wykazały, że formowanie się obłoku Oorta jest raczej zgodne z hipotezą formowania się Układu Słonecznego wewnątrz gromady pomiędzy 200 a 400 gwiazdami . Te gwiazdy z pewnością odegrały rolę w tworzeniu się obłoku.
Uważa się, że inne gwiazdy również prawdopodobnie mają własne obłoki Oorta i że końce obłoków Oorta dwóch pobliskich gwiazd mogą czasami zachodzić na siebie, co powoduje okazjonalne wtargnięcie lub nawet masowe przybycie komet do Wewnętrznego Układu Słonecznego. Uważa się, że interakcje słonecznego obłoku Oorta z pobliskimi gwiazdami i jego deformacja przez galaktyczne efekty pływowe są dwiema głównymi przyczynami wysyłania długo żyjących komet do Wewnętrznego Układu Słonecznego. Zjawiska te rozproszyłyby również obiekty poza płaszczyznę ekliptyki, wyjaśniając sferyczny rozkład obłoku.
W ciągu następnych 10 milionów lat Gliese 710 będzie znaną gwiazdą, która najprawdopodobniej zakłóci Obłok Oorta. Jednak postulowano (m.in. przez fizyka Richarda A. Mullera ), że Słońce ma niewykrytego towarzysza ( brązowego karła lub gazowego olbrzyma ) umieszczonego na eliptycznej orbicie poza obłokiem Oorta. Obiekt ten, nazwany Nemesis , przechodziłby przez część obłoku co 26 milionów lat, powodując bombardowanie wewnętrznego Układu Słonecznego przez komety. Chociaż teoria ma wielu zwolenników, nie znaleziono bezpośrednich dowodów na istnienie Nemezis.
Kilka komet miałoby wystarczającą odległość, aby stać się częścią obłoku Oorta. Komety te, jeśli obliczenia są poprawne, znajdują się w bardzo odległej odległości.
Nazwisko | Średnica (km) |
Peryhelium (ua) |
Aphelia ( ua ) |
Odkrycie |
---|---|---|---|---|
Kometa Zachód | ? | 0,58 | 13 560 | 1976 |
Duża kometa ze stycznia 1910 | ? | 0,13 | 51 590 | 1910 |
C / 1992 J1 (obserwacja kosmiczna) | ? | ? | ~ 154 200 | 1992 |
C / 2014 S3 (PANSTARRS) | ? | ? | ? | 2014 |
Witryna NASA dokumentuje kilka długookresowych komet, które mogą oddalić się od Słońca o ponad 100 000 AU : na przykład kometę C/1992 J1 (Spacewatch), której aphelium szacuje się na 154 000 AU . Komety te mają niestabilne orbity, a Słońce ma bardzo słaby wpływ grawitacyjny na takich odległościach, a przejście pobliskiej gwiazdy może łatwo wpłynąć na ich trajektorię. Niektóre źródła twierdzą, że inne komety mogą znajdować się jeszcze dalej, na około 200 000 AU .