Хмара Оорта

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Малюнок, що ілюструє вигляд 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.

Передбачувана відстань до зовнішніх кордонів хмари Оорта від Сонця складає 50 000-100 000 а. о.[1] - приблизно світловий рік. Це становить майже чверть відстані до Проксіми Центавра - найближчої до Сонця зірки. Пояс Койпера та розсіяний диск, дві інші відомі області транснептунових об'єктів, у тисячу разів менші за хмари Оорта. Зовнішня межа хмари Оорта визначає гравітаційний кордон Сонячної системи[2] - сферу Гілла, яка розраховується для Сонячної системи у 2,0 світлових роки.

Хмара Оорта, як припускають, включає дві окремі області: сферичну зовнішню хмару Оорта і внутрішню хмару Оорта в формі диску. Об'єкти в хмарі Оорта значною мірою складаються з водяних, аміачних і метанових льодів. Астрономи вважають, що об'єкти хмари Оорта сформувалися близько Сонця і були розсіяні далеко в космос гравітаційними ефектами планет-гігантів на ранньому етапі розвитку Сонячної системи[1].

Хоча підтверджених прямих спостережень хмари Оорта не було, астрономи вважають її джерелом усіх довгоперіодичних комет і комет галлеївського типу, що прилітають в Сонячну систему, а також багатьох кентаврів і комет сімейства Юпітера[3]. Зовнішня частина хмари Оорта є приблизною межею Сонячної системи, і легко може піддаватися впливу гравітаційних сил як зірок, що проходять повз, так і самої Галактики. Ці сили іноді змушують комети направлятися в центральну частину Сонячної системи[1]. Короткоперіодичні комети, судячи з їх орбіт, можуть походити не тільки з розсіяного диска, а й із хмари Оорта[1][3]. Хоча пояс Койпера і більш віддалений розсіяний диск спостерігалися і вимірювалися, об'єктами хмари Оорта на даний момент можна приблизно вважати лише чотири відомих об'єкта: Седну, 2000 CR105, 2006 SQ372 і 2008 KV42[4][5].

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. 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. 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]

Передбачувана відстань до хмари Оорта порівняно з усією іншою частиною Сонячної системи

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 Гіллса, названа на честь Джека Гіллса, 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 Гілла 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]

Художній образ протопланетного диску, аналогічного тому, з якого сформувалася Сонячна система. Вважається, що об'єкти хмари Оорта утворилися всередині такого диску (дуже далеко від поточного положення хмари), поблизу планет-гігантів, коли вони були на стадії формування, і їх гравітація виштовхнула об'єкти, які сьогодні утворюють хмару Оорта, на периферію Сонячної системи.

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].

Комети[ред.ред. код]

Комета Хейла-Боппа, яка походить із хмари Оорта

Вважають, що у комет є дві окремі області походження у Сонячній системі. Короткоперіодичні комети (з періодами до 200 років) за загальноприйнятою теорії походять із поясу Койпера або розсіяного диска, двох пов'язаних плоских дисків крижаного матеріалу, що починаються у районі орбіти Плутона, на відстані близько 38 а. о. від Сонця і спільно простягаються аж до 100 а. о. У свою чергу довгоперіодичні комети, такі як комета Гейла-Боппа, з періодами в тисячі років, походять із хмари Оорта. Орбіти в межах поясу Койпера відносно стійкі, тому припускають, що звідти походять лише деякі комети. Розсіяний диск же динамічно активний і є набагато більш вірогідним місцем походження комет[9]. Комети переходять з розсіяного диску в сферу зовнішніх планет, стаючи об'єктами, відомими як кентаври[27]. Потім кентаври переходять на внутрішні орбіти та стають короткоперіодичними кометами[28].

Є два основних сімейства короткоперіодичних комет: сімейство Юпітера (з великими півосями менше 5 а. о.) і сімейство Нептуна, або галлеївське сімейство (таку назву дано через схожість їх орбіт із орбітою комети Галлея). Комети сімейства Нептуна незвичайні, тому що, хоча вони і є короткоперіодичними, їх первинна область походження - хмара Оорта, а не розсіяний диск. Припускають, ґрунтуючись на їх орбітах, що вони були довгоперіодичними кометами, а потім були захоплені тяжінням планет-гігантів і перенаправлені у внутрішню область Сонячної системи. Цей процес, можливо, також вплинув на орбіти істотної частини комет сімейства Юпітера, хоча більшість цих комет, як вважають, виникла в розсіяному диску[8].

Оорт зазначив, що число комет, які повертаються, набагато менше, ніж передбачено за його моделлю і ця проблема ще не вирішена. Ніякий відомий динамічний процес не може пояснити меншу кількість спостережуваних комет. Гіпотезами цієї невідповідності є: руйнування комет через припливні сили, зіткнення або нагрівання; втрата всіх летючих речовин, що викликає непомітність деяких комет або формування ізолюючої кірки на їх поверхні[29]. Тривалі дослідження комет хмари Оорта показали, що їх поширеність у області зовнішніх планет у кілька разів вища, ніж у області внутрішніх планет. Ця невідповідність могла виникнути через тяжіння Юпітера, який діє свого роду бар'єром, захоплюючим комети, що надходять, у пастку та змушує їх зіткнутися з ним, як це було з кометою Шумейкер-Леві 9 у 1994 році[30].

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 та 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, на відстані до 1000 а. о. від Сонця, ці ефекти незначні порівняно з його гравітацією. 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 у перпендикулярному напрямку. Ці слабкі галактичні збурення можуть бути достатніми, щоб змістити об'єкти хмари Оорта з їх орбіт по напряму до Сонця[31]. Відстань, на якій сила тяжіння Сонця поступається своїм впливом галактичному припливу, називають припливним радіусом усікання. Він знаходиться у радіусі 100 000-200 000 а. о. і визначає зовнішній кордон хмари Оорта, оскільки об'єкти, що знаходяться далі гравітаційно не прив'язані до Сонця[9].

Деякі вчені висувають теорію: можливо, галактичні припливні сили сприяли формуванню хмари Оорта, збільшуючи перигелій планетозималей з великими афеліями[32]. Ефекти галактичного припливу досить складні та 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[33][34].

Модифікована ньютонівська динаміка в межах хмари Оорта[ред.ред. код]

Модифікована ньютонівська динаміка (MOND)[35][36] припускає, що через таку віддаленість від Сонця, об'єкти, що складають хмару Оорта, повинні відчувати прискорення порядку 10−10 м/с2 і, отже, повинні знаходитися у межах сфери, в якій відхилення від ньютонівських передбачень набувають чинності. Відповідно до цієї гіпотези, яка була запропонована для пояснення розбіжностей у кривій обертання галактик, які зазвичай пояснювали темною матерією, прискорення перестає бути пропорційне силі при дуже низьких його значеннях [35]. Якщо гіпотеза вірна, то це матиме серйозний вплив на погляди щодо формування і структури хмари Оорта. Тим не менш, більшість космологів не вважають MOND вірною гіпотезою [37].

Об'єкти хмари Оорта[ред.ред. код]

Седна - кандидат в об'єкти внутрішньої хмари Оорта
Анімація, яка показує орбіту Седни, виявленої у 2004 році - можливого об'єкта внутрішньої хмари Оорта.

Крім довгоперіодичних комет, тільки у чотирьох відомих об'єктів є орбіти, що передбачають приналежність до хмари Оорта: Седни, 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[38]. 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[39]. 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[40].
  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[41]. Деякі астрономи зараховують Седну та 2000 CR105 до «розширеного розсіяного диска», а не до внутрішнього хмари Оорта.

Кандидати в об'єкти хмари Оорта
Номер Назва Екваторіальний діаметр, км Перигелій, а. о. Афелій, а. о. Рік відкриття Першовідкривачі
90377 Седна 1180—1800 76,1 892 2003 Браун, Трухільо, Рабіновіц
148209 2000 CR105 ≈250 44,3 397 2000 Ловеллівська обсерваторія
2006 SQ372 50—100 24,17 2005,38 2006 Слоанівський цифровий огляд неба
2008 KV42 58,9 20,217 71,760 2008 «Телескоп CFHT»
2010 GB174 242 48,5 673 2010 «Телескоп CFHT»
2012 VP113 315[42]–640[43] 80,6 ± 2,6 446 ± 66 2014 Американська астрономічна обсерваторія Серро-Тололо

Майбутні дослідження[ред.ред. код]

Космічні зонди досі не досягали району Хмари Оорта. Одна з пропозицій щодо майбутніх експедицій полягає у використанні космічних апаратів на сонячному вітрилі у якості рушія. Орієнтовно, політ такого зонду до Хмари Оорта займе близько 30 років[44].

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б в г д е ж и к л м н п Alessandro Morbidelli. (02.03.2008). «Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs» (PDF) (en). arxiv. Процитовано 2009-02-28. 
  2. «Oort Cloud» (en). NASA Solar System Exploration. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  3. а б в V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey. The fundamental role of the Oort cloud in determining the flux of comets through the planetary system 381 Royal Astronomical Society (2007) С. 779—789. DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x(англ.)
  4. а б в Alessandro Morbidelli, Harold Levison. Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna) 128 University of Chicago Press (2004) С. 2564—2576. DOI:10.1086/424617(англ.)
  5. International Team of Astronomers Finds Missing Link (2008).(англ.)
  6. Ernst Julius Öpik. Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits 67 (1932) С. 169—182.
  7. а б Jan Oort. The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin 11 (1950) С. 91—110.(англ.)
  8. а б David C. Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter 123 (2002) С. 1039—1049. DOI:10.1086/338692(англ.)
  9. а б в г д е Harold F. Levison, Luke Donnes. Comet Populations and Cometary Dynamics // Encyclopedia of the Solar System / Edited by Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. — 2nd ed. — Amsterdam; Boston: Academic Press, 2007. — P. 575—588. — ISBN 0120885891.
  10. а б Jack G. Hills. Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud 86 (1981) С. 1730—1740. DOI:10.1086/113058(англ.)
  11. Harold F. Levison, Luke Dones, Martin J. Duncan. The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud 121 The American Astronomical Society. (2001) С. 2253—2267. DOI:10.1086/319943(англ.)
  12. Planetary Sciences: American and Soviet Research / Proceedings from the U.S.—U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences / Edited by Thomas M. Donahue with Kathleen Kearney Trivers, David M. Abramson. — National Academy Press, 1991. — P. 251. — ISBN 0-309-04333-6.(англ.)
  13. Julio A. Fernéndez. The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment Elsevier (07.04.1997) С. 106—119.(англ.)
  14. Paul R. Weissman. (1998). «The Oort Cloud». Scientific American (en). Scientific American, Inc. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  15. Paul R. Weissman. The mass of the Oort cloud 118 American Astronomical Society (01.02.1983) С. 90—94.(англ.)
  16. Sebastian Buhai. «On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories» (en). Utrecht University College. Процитовано 2009-02-28. 
  17. E. L. Gibb, M. J. Mumma, N. Dello Russo, M. A. DiSanti and K. Magee-Sauer. Methane in Oort cloud comets 165 (October 2003) С. 391—406.(англ.)
  18. Paul R. Weissman, Harold F. Levison. (1997). «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». Earth and Space Sciences Division, Jet Propulsion Laboratory, Space Sciences Department, Southwest Research Institute (en). University of Chicago Press. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  19. D. Hutsemekers, J. Manfroid, E. Jehin, C. Arpigny, A. Cochran, R. Schulz, J. A. Stüwe, and J. M. Zucconi. Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets 440 American Astronomical Society (2005) С. L21—L24. DOI:10.1051/0004-6361:200500160(англ.)
  20. Takafumi Ootsubo, Jun-ichi Watanabe, Hideyo Kawakita, Mitsuhiko Honda and Reiko Furusho. Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features 55 Elselvier (June 2007) С. 1044—1049. DOI:10.1016/j.pss.2006.11.012(англ.)
  21. Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al. Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact 310 Nature Publishing Group (15.09.2005) С. 270—274. DOI:10.1126/science.1119337(англ.)
  22. «Oort Cloud & Sol b?». SolStation (en). Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  23. Julio A. Fernández, Tabaré Gallardo and Adrián Brunini. The scattered disc population as a source of Oort cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort cloud 172 Elsevier (December 2004) С. 372—381. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.023(англ.)
  24. Davies, J. K.; Barrera, L. H. The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt. — Kluwer Academic Publishers, 2004.(англ.)
  25. S. Alan Stern, Paul R. Weissman. Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud 409 Nature Publishing Group (01.02.2001) С. 589—591. DOI:10.1038/35054508(англ.)
  26. R. Brasser, M. J. Duncan, H. F. Levison. Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud 184 Elsevier (2006) С. 59—82. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.010(англ.)
  27. Harold E. Levison, Luke Dones. Comet Populations and Cometary dynamics. „Encyclopedia of the Solar System”, ss. 575–588, 2007. 
  28. J. Horner, N.W. Evans, M.E. Bailey, D.J. Asher (2003). «The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System» (PDF). Процитовано 2007-06-29. 
  29. Oort Cloud Formation and Dynamics. W: M. Festou, Harold A. Weaver: Comets II. Tucson: University of Arizona Press, 2004, ss. 153-173. ISBN 0816524505. 
  30. Julio A. Fernández. Long-Period Comets and the Oort Cloud. „Earth, Moon, and Planets”. 1–4 (89), ss. 325–343, październik 2000. Springer Netherlands. doi:10.1023/A:1021571108658. [dostęp 2008-03-25]. 
  31. Marc Fouchard, Christiane Froeschlé, Giovanni Valsecchi, Hans Rickman. Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy”. 1–4 (95), ss. 299–326, 2006. Springer. doi:10.1007/s10569-006-9027-8. 
  32. Higuchi A., Kokubo E. & Mukai, T.. Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide. „Bulletin of the American Astronomical Society”, s. 521, 2005. American Astronomical Society. 
  33. Nurmi P., Valtonen M.J., Zheng J.Q.. Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, ss. 1367–1376, 2001. Blackwell. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x. 
  34. John J. Matese and Jack J. Lissauer. Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernible. „Icarus”. 2 (170), ss. 508–513, sierpień 2004. Elselvier. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.019. [dostęp 2008-03-21]. 
  35. а б Milgrom, M. (1983). «A modification of the newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis». Astrophysical Journal 270. с. 365–370. Bibcode:1983ApJ...270..365M. doi:10.1086/161130. 
  36. Milgrom, M. (1986). «Solutions for the modified Newtonian dynamics field equation». Astrophysical Journal 302. с. 617–625. Bibcode:1986ApJ...302..617M. doi:10.1086/164021. 
  37. Sean Carroll. «Dark Matter: Just Fine, Thanks». Discover. Процитовано 2011-03-04. 
  38. Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz. Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid 617 (10.12.2004) С. 645—649. DOI:10.1086/422095(англ.)
  39. Scott S. Sheppard.; D. Jewitt (2005). «Small Bodies in the Outer Solar System» (PDF). Frank N. Bash Symposium (en). The University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  40. Rodney S. Gomes; John J. Matese, Jack J. Lissauer. A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects 184 Elsevier (2006) С. 589—601. DOI:10.1016/j.icarus.2006.05.026(англ.)
  41. Jeff Hecht. «First object seen from solar system’s inner Oort cloud» (en). New Scientist. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-02-28. 
  42. Якщо припустити, що альбедо 0,4
  43. Якщо припустити, що альбедо 0,1
  44. Paul Gilster (2008-11-12). «An Inflatable Sail to the Oort Cloud». Centauri-dreams.org. Процитовано 2013-07-23. 

Посилання[ред.ред. код]