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. Безпосередніми спостереженнями існування хмари Оорта не підтвержджено, однак численні непрямі факти вказують на її існування.

Вперше ідею існування такої хмари висунув естонський астроном Ернст Епік 1932 року, а потім вона теоретично розроблялася нідерландським астрофізиком Яном Оортом у 1950-х, на честь якого й було названо область.

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

Хмара Оорта, як припускають, поділяється дві окремі області: зовнішню (сферичну) 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 ближче до Сонця і були розсіяні далеко в космос під гравітаційним впливом планет-гігантів на ранньому етапі розвитку Сонячної системи[1].

Хоча прямих спостережень хмари Оорта не було, астрономи вважають її джерелом усіх довгоперіодичних комет і комет галлеївського типу, що прилітають у 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 зір, що проходять неподалік, так і самої Галактики. Ці сили іноді змушують комети прямувати до центральної частини Сонячної системи[1]. Короткоперіодичні комети, судячи з їх орбіт, можуть походити не лише з розсіяного диску, а й з хмари Оорта[1][3]. Хоча об'єкти з поясу Койпера та більш віддаленого розсіяного диску спостерігалися і вимірювалися, об'єктами хмари Оорта на теперішній час можна вважати лише чотири: Седну, 2000 CR105, 2006 SQ372 і 2008 KV42[4][5].

Гіпотези[ред.ред. код]

Вперше ідею існування такої хмари висунув естонський астроном Ернст Епік 1932 року[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; врешті-решт, динаміка диктує або їх зіткнення з Сонцем чи планетою, або викид планетними збуреннями поза межі Сонячної системи. Крім того, сонячне випромінювання поступово випарює з комет леткі речовини поки вони не розпадаються або не розвинеться ізолююча кірка, яка запобігає подальшому випаровуванню. Оскільки комети неодноразово наближаються до Сонця, такі процеси мали б привести до припинення кометної активності. 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 до Сонця 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 зі сферичним, ізотропним розподілом. Відносно рідкісні комети з афеліями 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 на відстані 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.). Зовнішня 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 1981 року[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 1,3 км[1] (близько 500 мільярдів зі стандартною зоряною величиною, яскравішою за 10,9), з середньою відстанню між кометами у кілька десятків мільйонів кілометрів[3][14]. Її повна маса достеменно не відома, але, припускаючи, що комета Галлея - відповідний дослідний зразок для всіх комет зовнішньої хмари Оорта, очікувана 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 відомості про розподіл розмірів довгоперіодичних комет призвели до значно нижчих оцінок. Маса внутрішньої хмари Оорта наразі 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 й кам'яні об'єкти[18]. Аналіз співвідношення ізотопів вуглецю та азоту в кометах як хмари Оорта, так і сімейства Юпітера показує лише незначні відмінності, попри те, що їх області походження віддалені одна від одної. Із цього випливає, що об'єкти цих областей утворилися з протозоряної молекулярної хмари[19]. Цей висновок також підтверджено дослідженнями розмірів частинок у кометах хмари Оорта[20] і нещодавнім зіткнення космічного зонда Deep Impact з кометою Темпеля 1, що належить 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 початкового протопланетного диску, сформованого навколо Сонця приблизно 4,6 мільярди років тому[1]. Згідно з поширеною гіпотезою, об'єкти хмари Оорта спочатку формувалися набагато ближче до Сонця в тому ж процесі, в якому утворилися й планети, й 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 через 800 мільйонів років після початку її формування, оскільки темп акреції та зіткнень сповільнилися і швидкість виснаження хмари почала стала більшою швидкості її поповнення[1].

Модель Хуліо Анхеля Фернандеса передбачає, що розсіяний диск, який є головним джерелом короткоперіодичних комет у Сонячній системі, також міг бути джерелом об'єктів хмари Оорта. Згідно з моделлю, приблизно половина об'єктів розсіяного диску переміщена назовні в хмару Оорта, в той час як чверть - зрушена всередину орбіти Юпітера й чверть - викинуто на гіперболічні орбіти. Розсіяний диск, можливо, все ще постачає хмару Оорта речовиною[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 вважалося раніше. Згідно з цими моделями, кількість зіткнень у 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 50-100 мас Землі[1].

Гравітаційна взаємодія з сусідніми зорями 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 все ж має набути сферичної форми. Нещодавні дослідження показали, що формування хмари Оорта сумісне з гіпотезою формування Сонячної системи, як частини зоряного скупчення з 200-400 зір. Ці ранні найближчі зорі, ймовірно, відігравали значну роль у формуванні хмари, оскільки в скупченні зближення зір траплялися набагато частіше, ніж тепер (коли скупчення розпалося)[26].

Комети[ред.ред. код]

Комета Хейла-Боппа, яка походить із хмари Оорта

Вважають, що у комет є дві окремі області походження в Сонячній системі. Короткоперіодичні комети (з періодами до 200 років) за загальноприйнятою теорією походять із поясу Койпера або розсіяного диску - двох пов'язаних плоских дисків крижаного матеріалу, що починаються поблизу орбіти Плутона, на відстані близько 38 а. о. від Сонця і разом 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 вірогіднішим місцем походження комет[9]. Комети переходять з розсіяного диску до сфери 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 подібність їх орбіт до орбіти 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 спрямовані у внутрішню область Сонячної системи. Цей процес, можливо, також вплинув на орбіти істотної частини комет сімейства Юпітера, хоча більшість цих комет, як вважають, утворилась у розсіяному диску[8].

Оорт зазначив, що кількість комет, які повертаються, набагато менша, ніж передбачено його моделлю і ця проблема ще не вирішена. Ніякий відомий динамічний процес не може пояснити меншу кількість спостережуваних комет. Гіпотезами, що пояснюють цю невідповідність:
руйнування комет через припливні сили,
зіткнення або нагрівання;
втрата всіх летких речовин, що викликає непомітність деяких комет або формування ізолюючої скоринки на їх поверхні[29].
Тривалі дослідження комет хмари Оорта показали, що їх поширеність у області зовнішніх планет у кілька разів вища, ніж в області внутрішніх планет. Ця невідповідність могла виникнути через тяжіння Юпітера, який є своєрідним «бар'єром», захоплюючи комети, що надходять, та поглинаючи їх, як це було з кометою Шумейкер-Леві 9 1994 року[30].

Припливні ефекти[ред.ред. код]

Аналогія галактичних припливних сил з припливними силами Місяця та спричинених ними збурень хмари Оорта зі збуреннями (припливами та відливами) земних океанів.

Вважають, що поточні позиції більшості комет, помічених недалеко від Сонця, пояснюються гравітаційним викривленням хмари Оорта припливними силами, викликаними галактикою Чумацький Шлях. Так само, як припливні сили Місяця викривлюють океани Землі, викликаючи припливи та відпливи, таким же чином галактичні припливні сили викривлюють 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 більшу роль. Через цей градієнт галактичні припливні сили можуть спотворити сферичну хмару Оорта, розтягуючи її в напрямку до галактичного центру й стискаючи у перпендикулярному напрямку. Ці слабкі галактичні збурення можуть бути достатніми, щоб зсунути об'єкти хмари Оорта з їх орбіт у напрямку до Сонця[31]. Відстань, на якій сила тяжіння Сонця поступається своїм впливом галактичному припливу, називають припливним радіусом усікання. Він лежить на відстані 100 000-200 000 а. о. і визначає зовнішню межу хмари Оорта, оскільки об'єкти, що перебувають далі гравітаційно не пов'язані з Сонцем[9].

Деякі вчені висувають теорію, що галактичні припливні сили сприяли формуванню хмари Оорта, збільшуючи перигелій планетозималей з великими афеліями[32]. Ефекти галактичного припливу досить складні та дуже залежать від поведінки індивідуальних об'єктів планетарної системи. Однак, 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, що зсуває їх до внутрішньої Сонячної системи[33][34].

Взаємодія з сусідніми зорями[ред.ред. код]

Окрім галактичних припливів, основним тригером для спрямування комет із хмари Оорта у внутрішню Сонячну систему, як вважають, є взаємодія між хмарою Оорта та гравітаційними полями сусідніх зір[1] або велетенських молекулярних хмар[30]. Обертаючись по своїй орбіті навколо центру Чумацького Шляху, Сонце іноді проходить досить близько до інших зоряних систем. Наприклад, близько 7 мільйонів років тому в околицях нашої сонячної системи пройшла зірка Алголь, а протягом наступних 10 мільйонів років пройде зірка Gliese 710[35]. Цей процес також розсіює об'єкти хмари Оорта з площини екліптики, що, можливо, пояснює їх сферичний розподіл[35][36].

1984 року фізик Річард А. Мюллер припустив, що Сонце має досі непоміченого супутника, коричневого карлика або червоного карлика, що рухається еліптичною орбітою в хмарі Оорта. Була висунута гіпотеза про проходження цього об'єкту, відомого як Немезида, через частину хмари Оорта приблизно кожні 26 мільйонів років, що призводило до бомбардування внутрішньої Сонячної системи кометами, зрушеними зі своїх орбіт. Однак, на сьогоднішній день ніяких доказів існування Немезиди не знайдено, а багато інших фактів (наприклад, підрахунок кратерів) поставили під сумнів її існування[37][38]. Нещодавній науковий аналіз не підтримує ідею, що вимирання на Землі трапляються регулярно, через певні інтервали часу[39]. Таким чином, у гіпотезі Немезиди більше немає необхідності[39].

Дещо схожу гіпотезу 2002 року висунув астроном Джон Матис (John Matese) із університету Луїзіани в Лафайеті. Він стверджує, що більшість комет прибувають до внутрішньої частини Сонячної системи не з випадкових областей, а з певних кластерів у хмарі Оорта, які можуть виникати в результаті взаємодії комет із невидимим об'єктом, масою щонайменше з Юпітер[40]. Цей гіпотетичний газовий гігант отримав прізвисько Тіхе. Огляд усього неба за допомогою інфрачервоного телескопу WISE був здатен довести або спростувати гіпотезу Тіхе[39]. У березні 2014 року, після аналізу даних, отриманих телескопом WISE, було оголошено, що на відстані до 26 тис. а. о. від Сонця немає об'єктів розміром з Юпітер або більше[41].

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

Модифікована ньютонівська динаміка (MOND)[42][43] припускає, що через таку віддаленість від Сонця, об'єкти, що складають хмару Оорта, мають набувати додаткового прискорення близько 10−10 м/с2 і, отже, перебувають у межах сфери, в якій відхилення від класичних ньютонівських законів набувають суттєвого значення. Відповідно до цієї гіпотези (яку було запропоновано для пояснення невідповідностей у кривій обертання галактик, які зазвичай пояснюють темною матерією), прискорення перестає бути пропорційним силі при дуже малих її значеннях[42]. Якщо гіпотеза вірна, то це матиме серйозний вплив на погляди щодо формування і структури хмари Оорта. Однак, більшість космологів не вважають MOND вірною гіпотезою [44].

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 кількох відомих об'єктів є орбіти, що передбачають їх належність до хмари Оорта: Седни, 2000 CR105, 2006 SQ372, 2008 KV42, 2010 GB174 i 2012 VP113. Перші два, п'ятий та шостий, на відміну від об'єктів розсіяного диску, мають перигелії, розташовані поза гравітаційною досяжністю Нептуна і, таким чином, їх орбіти не можуть бути пояснені збуреннями планет-гігантів[45]. Якби вони сформувалися в поточних місцях перебування, їх орбіти мали б бути від початку близькими до кола. В інших обставинах акреція (об'єднання малих тіл у велике) не була б можлива, тому що відносні швидкості між планетозималями були б великими, а зіткнення між ними — надто руйнівними[46]. Їх сучасні дуже витягнуті 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 ще в первісному зоряному скупченні[4].
  2. Їх орбіти, можливо, були порушені поки ще невідомим тілом хмари Оорта планетного розміру[47].
  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 під час проходження неподалік менших зір.

Гіпотези захоплення й «підняття», здається, найбільш узгоджуються зі спостереженнями[4].

18 серпня 2008 року на конференції «Слоанівський цифровий огляд неба: астероїди в космології» астрономи Вашингтонського університету навели докази походження транснептунового об'єкта 2006 SQ372 з внутрішнього хмари Оорта[48]. Деякі астрономи зараховують Седну та 2000 CR105 до «розширеного розсіяного диска», а не до внутрішньої хмари Оорта. Щоб пояснити орбіту Седни, її першовідкривачі запропонували гіпотезу, що хмара Оорта простягається на відстань набагато ближчу до Сонця, ніж вважалося раніше. Таким чином, внутрішня хмара Оорта лежить у тій же площині, що й пояс Койпера та починається за кілька сотень астрономічних одиниць від Сонця[47]. Якщо це справді так, з гіпотези випливає, що під час формування, Сонце було не ізольованою зорею, а частиною скупчення зір, розташованих неподалік одна від одної. У період формування хмари Оорта, об'єкти, викинуті газовими гігантами за межі Сонячної системи, такі як Седна, мали б гравітаційно взаємодіяти з цими зорями та стабілізувати свої орбіти на відстані, набагато ближчій до Сонця, ніж передбачали попередні теорії.

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[49]–640[50] 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[51].

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б в г д е ж и к л м н п р 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 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Royal Astronomical Society, 2007. — Т. 381, № 2. — 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) // The Astronomical Journal. — University of Chicago Press, 2004. — Т. 128, № 5. — С. 2564—2576. DOI:10.1086/424617(англ.)
  5. International Team of Astronomers Finds Missing Link // NRC Herzberg Institute of Astrophysics. — 2008.(англ.)
  6. Ernst Julius Öpik. Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits // Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. — 1932. — Т. 67. — 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 // Bull. Astron. Inst. Neth. — 1950. — Т. 11. — С. 91—110.(англ.)
  8. а б David C. Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter // The Astronomical Journal. — 2002. — Т. 123. — 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 // The Astronomical Journal. — 1981. — Т. 86. — 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 // The Astronomical Journal. — The American Astronomical Society., 2001. — Т. 121. — 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 // Icarus. — Elsevier, 07.04.1997. — № 219. — 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 // Astronomy and Astrophysics. — American Astronomical Society, 01.02.1983. — Т. 118, № 1. — 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 // Icarus. — October 2003. — Т. 165, № 2. — 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 // Astronomy and Astrophysics. — American Astronomical Society, 2005. — Т. 440. — 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 // Highlights in Planetary Science, 2nd General Assembly of Asia Oceania Geophysical Society. — Elselvier, June 2007. — Т. 55, № 9. — 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 // Science Express. — Nature Publishing Group, 15.09.2005. — Т. 310, № 5746. — 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 // Icarus. — Elsevier, December 2004. — Т. 172, № 2. — 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 // Nature. — Nature Publishing Group, 01.02.2001. — Т. 409, № 6820. — 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 // Icarus. — Elsevier, 2006. — Т. 184, № 1. — 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. а б 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 L. A. Molnar, R. L. Mutel(1997). "Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710". American Astronomical Society 191st meeting, American Astronomical Society. Retrieved on 2014-01-19.
  36. A. Higuchi, E. Kokubo and T. Mukai (2006). Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates. Astronomical Journal 131 (2). с. 1119–1129. Bibcode:2006AJ....131.1119H. doi:10.1086/498892. 
  37. J. G. Hills (1984). Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit. Nature 311 (5987). с. 636–638. Bibcode:1984Natur.311..636H. doi:10.1038/311636a0. 
  38. Nemesis is a myth. Max Planck Institute. 2011. Процитовано 2011-08-11. 
  39. а б в Can WISE Find the Hypothetical 'Tyche'?. NASA/JPL. February 18, 2011. Процитовано 2011-06-15. 
  40. John J. Matese and Jack J. Lissauer (2002-05-06). Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux. University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center. Процитовано 2008-03-21. 
  41. K. L., Luhman (7 March 2014). A Search For A Distant Companion To The Sun With The Wide-field Infrared Survey Explorer. The Astrophysical Journal 781 (1). Bibcode:2014ApJ...781....4L. doi:10.1088/0004-637X/781/1/4. Процитовано 20 March 2014. 
  42. 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. 
  43. 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. 
  44. Sean Carroll. Dark Matter: Just Fine, Thanks. Discover. Процитовано 2011-03-04. 
  45. Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz. Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid // The Astrophysical Journal. — 10.12.2004. — Т. 617. — С. 645—649. DOI:10.1086/422095(англ.)
  46. 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. 
  47. а б Rodney S. Gomes; John J. Matese, Jack J. Lissauer. A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects // Icarus. — Elsevier, 2006. — Т. 184, № 2. — С. 589—601. DOI:10.1016/j.icarus.2006.05.026(англ.)
  48. 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. 
  49. Якщо припустити, що альбедо 0,4
  50. Якщо припустити, що альбедо 0,1
  51. Paul Gilster (2008-11-12). An Inflatable Sail to the Oort Cloud. Centauri-dreams.org. Процитовано 2013-07-23. 

Посилання[ред.ред. код]

Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.