Хмара Оорта

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Малюнок, що ілюструє вид Хмари Оорта навколо Сонячної системи.

Хмара Оорта — гіпотетична область Сонячної системи, що є джерелом комет з довгим періодом обертання. Інструментально існування хмари Оорта не підтверждено, однак численні непрямі факти вказують на її існування.

Вперше ідея існування такої хмарності була висунута естонським астрономом Ернстом Епіком у 1932 році, а потім теоретично розроблялася нідерландським астрофізиком Яном Оортом у 1950-х, на честь котрого туманність і було названо.

Деякі астрономи вважають Седну об'єктом внутрішньої частини хмари Оорта.

Гіпотези[ред.ред. код]

Вперше ідея існування такої хмари була висунута естонським астрономом Ернстом Епіком у 1932 році[6]. У 1950-х ідея була незалежно висунута нідерландським астрофізиком Яном Оортом як засіб вирішення парадоксу[7]: в історії існування Сонячної системи орбіти комет непостійні; в кінцевому рахунку, динаміка диктує або їх зіткнення з Сонцем чи планетою, або викид комет планетними збуреннями за межі Сонячної системи. Крім того, склад їх летких речовин означає, що, оскільки вони неодноразово наближаються до Сонця, випромінювання поступово випарює комети, поки вони не розпадаються або не розвивається ізолююча кірка, яка запобігає подальшому випарюванню. Таким чином, вважав Оорт, комети, можливо, не сформувалися на їх поточних орбітах і, мабуть, провели майже весь час свого існування у зовнішній хмарі[7][8][9].

Існує два класи комет: короткоперіодичні комети та довгоперіодичні. Короткоперіодичні комети мають порівняно близькі орбіти з періодом менше 200 років і малим нахилом до площини екліптики. Довгоперіодичні комети мають витягнуті орбіти, порядку тисяч а. о., і з'являються з усіх нахилів[9]. Оорт зазначив, що є пік розподілу афеліїв (найбільш віддалених від Сонця точок орбіти) у довгоперіодичних комет - приблизно 20 000 а. о., який передбачає на цій відстані хмару комет із сферичним, ізотропним розподілом[9]. Відносно рідкісні комети з орбітами менше 10 000 а. о., ймовірно, пролетіли один або більше разів через Сонячну систему і тому мають орбіти, стислі тяжінням планет[9].

Структура і склад[ред.ред. код]

Вважається, що хмара Оорта займає велику область від 2000-5000 а. о.[1] до 50 000 а. о.[9] від Сонця. Деякі оцінки розміщують зовнішній край між 100 000-200 000 а. о.[9]. Ця область може бути поділена на сферичну зовнішню хмару Оорта (20 000-50 000 а. о.) і внутрішню хмару Оорта у формі тора (2000-20 000 а. о.). Зовнішнє хмара слабко пов'язана з Сонцем і є джерелом довгоперіодичних комет, і, можливо, комет сімейства Нептуна[1]. Внутрішня хмара Оорта також відома як хмара Хіллса, названа на честь Джека Хіллса, що припустив її існування в 1981 році[10]. Моделі передбачають, що у внутрішній хмарі в десятки або сотні разів більше кометних ядер, ніж у зовнішній[10][11][12]; її вважають можливим джерелом нових комет для поповнення відносно мізерної зовнішньої хмари, оскільки вона поступово вичерпується. Хмара Хіллса пояснює таку тривалість існування хмари Оорта протягом мільярдів років[13].

Зовнішня хмара Оорта, як припускають, містить кілька трильйонів ядер комет, більших ніж, приблизно, 1,3 км[1] (близько 500 мільярдів з абсолютною зоряною величиною, яскравішою за 10,9), з середньою відстанню між кометами у кілька десятків мільйонів кілометрів[3][14]. Її повна маса достовірно не відома, але, припускаючи, що комета Галлея - відповідний дослідний зразок для всіх комет в межах зовнішнього хмари Оорта, передбачувана об'єднана маса дорівнює 3·1025 кг., або приблизно в п'ять разів більше маси Землі[1][15]. Раніше вважалося, що хмара масивніша (до 380 земних мас)[16], але новітні пізнання в розподілі розмірів довгоперіодичних комет призвели до набагато низьчих оцінок. Маса внутрішньої хмари Оорта на даний час невідома.

Виходячи з проведених досліджень комет, можна припустити, що переважна більшість об'єктів хмари Оорта складаються з різних льодів, утворених такими речовинами, як вода, метан, етан, чадний газ та ціановодень[17]. Однак відкриття об'єкта 1996 PW (астероїда з орбітою, більш типовою для довгоперіодичних комет) наводить на думку, що в хмарі Оорта можуть бути і скелясті об'єкти[18]. Аналіз співвідношення ізотопів вуглецю та азоту в кометах як хмари Оорта, так і сімейства Юпітера показує лише невеликі відмінності, незважаючи на їх досить відокремлені області походження. З цього випливає, що об'єкти цих областей виникли з вихідної протосонячної хмари[19]. Цей висновок також підтверджено дослідженнями розмірів частинок у кометах хмари Оорта[20] і нещодавнім дослідженням зіткнення космічного зонда Deep Impact з кометою Темпеля 1, що відноситься до сімейства Юпітера[21].

Походження[ред.ред. код]

Вважається, що хмара Оорта є залишком вихідного протопланетного диску, сформованого навколо Сонця приблизно 4,6 мільярди років тому[1]. Згідно із широко прийнятою гіпотезою, об'єкти хмари Оорта спочатку формувалися набагато ближче до Сонця в тому ж процесі, в якому утворилися і планети, і астероїди, але гравітаційна взаємодія з молодими планетами-гігантами, такими, як Юпітер, відкинула об'єкти на надзвичайно витягнуті еліптичні або параболічні орбіти[1][22]. Моделювання розвитку хмари Оорта, від витоків виникнення Сонячної системи до поточного періоду, показує, що маса хмари досягла максимуму приблизно 800 мільйонів років після формування, оскільки темп акреції та зіткнень сповільнилися і швидкість виснаження хмари почала обганяти швидкість поповнення[1].

Модель Хуліо Анхеля Фернандеса передбачає, що розсіяний диск, який є головним джерелом короткоперіодичних комет у Сонячній системі, також міг бути основним джерелом об'єктів хмари Оорта. Згідно моделі, приблизно половина об'єктів розсіяного диска переміщена назовні в хмару Оорта, в той час як чверть зрушена всередину орбіти Юпітера і чверть викинута на гіперболічні орбіти. Розсіяний диск, можливо, все ще постачає хмару Оорта матеріалом[23]. В результаті, одна третина поточних об'єктів розсіяного диску, ймовірно, потрапить до хмари Оорта через 2,5 мільярди років[24].

Комп'ютерні моделі показують, що зіткнення кометного матеріалу під час періоду формування відігравали набагато більшу роль, ніж вважали раніше. Згідно цим моделям, кількість зіткнень в ранній історії Сонячної системи була настільки великою, що більшість комет руйнувалися перш ніж досягали хмари Оорта. Тому, поточна сукупна маса хмари Оорта набагато менша, ніж колись вважали[25] і становить, як передбачається, лише малу частину викинутого матеріалу в 50-100 мас Землі[1].

Гравітаційна взаємодія з сусідніми зірками та галактичні припливні сили змінили кометні орбіти, зробивши їх більш круглими. Це пояснює майже сферичну форму зовнішньої хмари Оорта[1]. І хмара Хіллса, сильніше пов'язана з Сонцем, в підсумку повинна все ж набути сферичної форми. Нещодавні дослідження показали, що формування хмари Оорта сумісне з гіпотезою формування Сонячної системи, як частини зоряного скупчення в 200-400 зірок. Ці ранні найближчі зорі, ймовірно, грали роль у формуванні хмари, так як в межах скупчення число близьких проходів зірок було набагато вищим, ніж сьогодні, приводячи до набагато частіших збурень[26].

Припливні ефекти[ред.ред. код]

Вважають, що поточні позиції більшості комет, помічених недалеко від Сонця, пояснюються гравітаційним спотворенням хмари Оорта припливними силами, викликаними галактикою Чумацький Шлях. Так само, як припливні сили Місяця згинають і спотворюють океани Землі, викликаючи припливи і відливи, таким же чином галактичні припливні сили згинають і спотворюють орбіти тіл у зовнішній Сонячній системі, притягуючи їх до центру Галактики. У внутрішній Сонячній системі ці ефекти незначні порівняно з гравітацією Сонця. Однак у зовнішній Сонячній системі тяжіння Сонця слабше і градієнт поля тяжіння Чумацького Шляху грає набагато значнішу роль. Через цей градієнт галактичні припливні сили можуть спотворити сферичну хмару Оорта, розтягуючи її у напрямку галактичного центру і стискаючи вздовж двох інших осей. Ці слабкі галактичні збурення можуть бути достатніми, щоб змістити об'єкти хмари Оорта з їх орбіт по напряму до Сонця. Відстань, на якій сила тяжіння Сонця поступається своїм впливом галактичному припливу, називають припливним радіусом усікання. Він знаходиться в радіусі 100 000-200 000 а. о. і визначає зовнішній кордон хмари Оорта.

Деякі вчені висувають теорію: можливо, галактичні припливні сили сприяли формуванню хмари Оорта, збільшуючи перигелій планетозималей з великими афеліями. Ефекти галактичного припливу досить складні і сильно залежать від поведінки індивідуальних об'єктів планетарної системи. Тим не менш, сукупний ефект може бути істотним: походження до 90 % комет із хмари Оорта, можливо, викликано галактичним припливом. Статистичні моделі орбіт спостережуваних довгоперіодичних комет показують, що галактичний приплив - основне джерело збурень орбіт, зміщуюче їх до внутрішньої Сонячної системи.

Об'єкти хмари Оорта[ред.ред. код]

Крім довгоперіодичних комет, тільки у чотирьох відомих об'єктів є орбіти, що передбачають приналежність до хмари Оорта: Седны, 2000 CR105, 2006 SQ372 і 2008 KV42. У перших двох, на відміну від об'єктів розсіяного диску, перигелії розташовуються поза гравітаційною досяжністю Нептуна і, таким чином, їх орбіти не можуть бути пояснені збуреннями планет-гігантів[27]. Якщо вони сформувалися в поточних областях знаходження, їх орбіти повинні бути від початку круглими. В інших обставинах акреція (об'єднання малих тіл у велике) не була б можлива, тому що великі відносні швидкості між планетозималями були б надто руйнівні[28]. Їх сучасні еліптичні орбіти можуть бути пояснені наступними гіпотезами:

  1. Можливо, орбіти і розміри перигелію у цих об'єктів «підняті» проходженням сусідньої зірки в період, коли Сонце було все ще в первісному зоряному скупченні[4].
  2. Їх орбіти, можливо, були порушені поки ще невідомим тілом хмари Оорта планетного розміру[29].
  3. Вони, можливо, були розсіяні Нептуном під час періоду особливо високого ексцентриситету.
  4. Вони були розсіяні тяжінням можливого масивного транснептунового диску на ранній епосі.
  5. Можливо, вони були захоплені Сонцем при проходженні повз менші зірки.

Гіпотези захоплення і «підняття», здається, найбільш узгоджуються із спостереженнями[4].

18 серпня 2008 року на конференції «Слоанівський цифровий огляд неба: астероїди в космології» астрономи Вашингтонського університету привели докази походження транснептунового об'єкта 2006 SQ372 з внутрішнього хмари Оорта[30]. Деякі астрономи зараховують Седну та 2000 CR105 до «розширеного розсіяного диска», а не до внутрішнього хмари Оорта.

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]