Перейти до вмісту

Хмара Оорта

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Художня ілюстрація хмари Оорта та поясу Койпера, розміри тіл завищені для наочності.

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

Уперше ідею існування такої хмари висунув естонський астроном Ернст Епік у 1932 році; надалі її теоретично розробляв нідерландський астрофізик Ян Оорт у 1950-х роках, на честь якого її й було названо.

Відстань від хмари Оорта до внутрішньої частини Сонячної системи, а також до двох найближчих зір, вимірюється в астрономічних одиницях. Шкала є логарифмічною: кожна наступна позначена відстань у десять разів більша за попередню. Червона стрілка вказує на прогнозоване положення у 2025–2027 роках космічного апарата Вояджер-1, який може досягти хмари Оорта приблизно через 300 років.

Очікувана відстань від Сонця до зовнішньої межі хмари Оорта становить 50—100 тис. астрономічних одиниць[1] — приблизно світловий рік. Це становить майже чверть відстані до Проксими 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 два світлових роки.

Хмара Оорта, як припускають, поділяється на дві окремі області: зовнішню (сферичну) хмару Оорта і внутрішню хмару Оорта в формі диска. 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 зірок, що проходять неподалік, так і самої Галактики. Ці сили іноді змушують комети прямувати до центральної частини Сонячної системи[1]. Короткоперіодичні комети, судячи з їхніх орбіт, можуть походити не лише з розсіяного диска, а й з хмари Оорта[1][3]. Хоча об'єкти з поясу Койпера та більш віддаленого розсіяного диска спостерігалися і вимірювалися, об'єктами хмари Оорта на теперішній час можна вважати лише чотири: Седну, (148209) 2000 CR105[en], 2006 SQ372 і (528219) 2008 KV42[en][4][5].

Розвиток теорії

[ред. | ред. код]

На початку XX століття астрономи виділили два основні типи комет: короткоперіодичні (також звані екліптичними) та довгоперіодичні (або майже ізотропні)[6]. Екліптичні комети мають відносно невеликі орбіти, близькі до площини екліптики, і зазвичай не віддаляються далі за край пояса Койпера, що становить приблизно 50 а. о. від Сонця (середня відстань орбіти Нептуна становить близько 30 а. о., а афелій комети 177P/Барнарда[en] — близько 48 а. о.). Довгоперіодичні комети, навпаки, рухаються по дуже великих орбітах, що сягають тисяч астрономічних одиниць, і розподілені ізотропно, тобто можуть з'являтися на небі з будь-якого напрямку — як над, так і під площиною екліптики[7].

У 1907 році Армін Отто Лейшнер[en] показав, що тривалість спостережень залежить від форми орбіти: короткі інтервали спостережень відповідають параболічним орбітам, комети з еліптичними спостерігаються довше. Лейшнер припустив, що точніша статистика покаже: більшість комет має еліптичні орбіти і є постійними об'єктами Сонячної системи, які повертаються у внутрішні її області після довгих періодів невидимості для земних спостерігачів[8]. У 1932 році естонський астроном Ернст Епік висунув ідею про існування резервуара довгоперіодичних комет у вигляді хмари на крайніх межах Сонячної системи[9]. Нідерландський астроном Ян Оорт у 1950 році розвинув цю ідею, щоб пояснити парадокс походження комет. Річ у тім, що деякі факти важко узгодити з сильно витягнутими орбітами довгоперіодичних комет:

  • Протягом мільйонів і мільярдів років орбіти комет хмари Оорта є нестійкими: гравітаційна динаміка призводить до того, що комета зрештою або захоплюється пролітаючою зорею, або стикається із Сонцем чи планетою, або взагалі викидається із Сонячної системи через збурення планет.
  • Леткий склад комет означає, що при багаторазових зближеннях із Сонцем ці речовини поступово випаровуються під дією випромінювання, що з часом призводить до руйнування комети або утворення ізолювальної кірки, яка перешкоджає подальшому виділенню газів[10].

Оорт зробив висновок, що комети, орбіти яких наближають їх до Сонця, не могли перебувати на таких орбітах від часу формування протопланетного диска понад 4,5 мільярда років тому. Отже, довгоперіодичні комети не могли сформуватися на тих орбітах, на яких їх спостерігають, і більшу частину свого існування вони мають проводити в далекому зовнішньому резервуарі[11].

Оорт також проаналізував ефемериди довгоперіодичних комет і виявив, що їхні афелії мають тенденцію групуватися поблизу відстані близько 20 000 а. о. Це вказувало на існування резервуара на такій відстані з майже сферичним, ізотропним розподілом. Він також припустив, що відносно рідкісні комети з орбітами порядку 10 000 а. о. вже здійснили один або кілька обертів через внутрішню частину Сонячної системи, де їхні орбіти були змінені гравітаційним впливом планет[джерело?].

Структура і склад

[ред. | ред. код]
Передбачувана відстань до хмари Оорта порівняно з усією іншою частиною Сонячної системи.

Вважається, що хмара Оорта займає величезну область простору на відстані приблизно від 2000–5000 а. о. (0,03–0,08 св. р.) від Сонця до 50 000 а. о. (0,79 св. р.), а за деякими оцінками — навіть до 100 000—200 000 а. о. (1,58–3,16 св. р.)[1][12]. Цю область поділяють на сферичну зовнішню хмару Оорта з радіусом близько 20 000–50 000 а. о. (0,32–0,79 св. р.) та внутрішню хмару Оорта у формі тора з радіусом 2000–20 000 а. о. (0,03–0,32 св. р.)[джерело?].

Внутрішню хмару Оорта часто називають хмарою Гіллса — на честь Джека Гіллса[en], який запропонував її існування в 1981 році[13]. Моделі передбачають, що вона є значно щільнішою за зовнішню, містячи в десятки або навіть сотні разів більше кометних ядер[13][14][15]. Існування хмари Гіллса вважається необхідним для пояснення тривалого збереження хмари Оорта протягом мільярдів років[16].

Оскільки зовнішня хмара Оорта розташована на межі між областями гравітаційного впливу Сонячної системи та Галактики, її об'єкти лише слабо гравітаційно зв'язані із Сонцем. Унаслідок цього навіть незначні гравітаційні збурення з боку близьких зір або Чумацького Шляху можуть змінювати їхні орбіти й спрямовувати довгоперіодичні (а іноді й комети типу Галлея) всередину Сонячної системи, зокрема в область орбіти Нептуна. Такий процес мав би поступово виснажити розріджену зовнішню хмару, однак довгоперіодичні комети з орбітами, сильно нахиленими до екліптики, продовжують спостерігатися. Це свідчить про те, що хмара Гіллса слугує додатковим резервуаром кометних ядер, який поповнює зовнішню хмару в міру втрат її об'єктів у внутрішню частину Сонячної системи. За оцінками, зовнішня хмара Оорта може містити трильйони тіл розміром понад 1 км і мільярди об'єктів із діаметрами близько 20 км, що відповідає абсолютній зоряній величині більш ніж 11. Середня відстань між сусідніми об'єктами становить значну частку 1 а. о., тобто десятки мільйонів кілометрів[3][17]. Загальна маса зовнішньої хмари точно не відома, однак якщо вважати комету Галлея типовим представником її об'єктів, сумарна маса може становити приблизно 3·1025 кг (близько п'яти мас Землі)[1][18]. Раніше припускалося, що вона може досягати 380 мас Землі, однак уточнення розподілу розмірів довгоперіодичних комет привело до значного зменшення цих оцінок. Станом на 2023 рік надійних оцінок маси внутрішньої хмари Оорта не існує[19].

Якщо вважати результати досліджень комет репрезентативними для всієї хмари, більшість її об'єктів складається з летких речовин — водяного льоду, метану, етану, чадного газу та ціановодню[20]. Водночас відкриття об'єкта 1996 PW, який за своїми властивостями подібний до астероїда типу D, але має орбіту, характерну для довгоперіодичної комети, дало підстави припускати, що приблизно 1–2 % об'єктів хмари Оорта можуть бути астероїдного походження[21].

Аналіз ізотопного складу вуглецю та азоту в довгоперіодичних кометах і кометах сімейства Юпітера показує незначні відмінності між ними, попри значну віддаленість їхніх областей формування. Це свідчить про спільне походження обох популяцій із первісної протозоряної молекулярної хмари — висновок, який також підтверджується дослідженнями розмірів пилових частинок у кометах хмари Оорта та результатами місії Deep Impact, що досліджувала комету Темпеля 1[22][23][24].

Походження

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

Вважається, що хмара Оорта є залишком початкового протопланетного диска, сформованого навколо Сонця приблизно 4,6 мільярда років тому[1]. Згідно з поширеною гіпотезою, об'єкти хмари Оорта спочатку формувалися набагато ближче до Сонця в тому ж процесі, у 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][25]. 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 перевищила швидкість 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 диска переміщена назовні в хмару Оорта, у той час як чверть — зрушена всередину орбіти Юпітера й чверть — викинута на гіперболічні орбіти. Розсіяний диск, можливо, все ще постачає хмару Оорта речовиною[26]. У результаті, одна третина поточних об'єктів розсіяного диска, ймовірно, потрапить до хмари Оорта через 2,5 мільярди років[27].

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[28] і становить, як передбачається, лише малу частину викинутого матеріалу 50—100 мас Землі[1].

Гравітаційна взаємодія із сусідніми зорями та галактичні припливні сили змінили кометні орбіти, зробивши їх більш круглими. Це пояснює майже сферичну форму зовнішньої хмари Оорта[1]. І хмара Гіллса, сильніше пов'язана з Сонцем, у 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)[29].

У червні 2010 року Гарольд Ф. Левісон та інші науковці на основі вдосконалених комп'ютерних моделювань висунули гіпотезу, що Сонце «захопило комети інших зір, коли перебувало у скупченні, де й утворилося». Їхні результати свідчать про те, що «значна частина комет хмари Оорта, можливо, понад 90 %, походить із протопланетних дисків інших зір»[30][31]. У липні 2020 року Амір Сірадж та Аві Лоеб виявили, що гіпотеза про утворення хмари Оорта шляхом захоплення в скупченні, де зародилося Сонце, може вирішити теоретичну суперечність у поясненні спостережуваного співвідношення об'єктів зовнішньої хмари Оорта до об'єктів розсіяного диска, а також може збільшити ймовірність існування захопленої Дев'ятої планети[32][33].

Комети

[ред. | ред. код]
Комета Гейла — Боппа, яка походить із хмари Оорта.

Вважається, що комети мають два основні регіони походження в Сонячній системі. Короткоперіодичні комети (з періодами до 200 років), за загальноприйнятою теорією, походять із поясу Койпера або розсіяного диска — двох пов'язаних пласких структур із крижаного матеріалу, що починаються поблизу орбіти Плутона на відстані близько 38 а. о. від Сонця і простягаються приблизно до 100 а. о[джерело?].

Довгоперіодичні комети, як-от комета Гейла — Боппа, з періодами в тисячі років, походять із хмари Оорта. Орбіти в поясі Койпера відносно стабільні, тому вважається, що лише частина комет походить звідти. Натомість розсіяний диск є динамічно активним і значно ймовірнішим джерелом комет[12]. Комети можуть переходити з розсіяного диска до області зовнішніх планет, стаючи об'єктами, відомими як кентаври[34]. Згодом кентаври можуть переходити на внутрішні орбіти та ставати короткоперіодичними кометами[35].

Існує два основні сімейства короткоперіодичних комет: сімейство Юпітера (з великими півосями менше 5 а. о.) і сімейство Нептуна, або галлеївське сімейство (назване через подібність їхніх орбіт до орбіти комети Галлея). Комети сімейства Нептуна незвичайні тим, що, хоча вони й є короткоперіодичними, їхнім первинним джерелом вважається хмара Оорта, а не розсіяний диск. Припускають, що спочатку вони були довгоперіодичними кометами, але згодом були захоплені гравітацією планет-гігантів і спрямовані у внутрішню частину Сонячної системи. Цей процес, імовірно, також вплинув на орбіти значної частини комет сімейства Юпітера, хоча більшість із них, як вважають, сформувалася в розсіяному диску[36].

Оорт зазначав, що кількість комет, які повертаються, значно менша, ніж передбачає його модель, і ця проблема досі не має остаточного пояснення. Жоден відомий динамічний процес повністю не пояснює цю невідповідність. Серед можливих причин:

  • Руйнування комет під дією припливних сил;
  • Зіткнення або нагрівання;
  • Втрата летких речовин, що робить деякі комети непомітними або призводить до утворення ізолюючої кірки на їхній поверхні[37].

Тривалі дослідження комет хмари Оорта показали, що їхня кількість у області зовнішніх планет у кілька разів більша, ніж у внутрішній частині Сонячної системи. Це може пояснюватися впливом Юпітера, який діє як своєрідний «бар'єр»: він захоплює частину комет, що наближаються, або змінює їхні орбіти, як це сталося з кометою Шумейкерів — Леві 9 у 1994 році[38].

Хмара Оорта містить трильйони малих крижаних тіл. Час від часу деякі з них виштовхуються та потрапляють у внутрішню частину Сонячної системи, де тепло Сонця перетворює їх на комети. Вважається, що ці тіла були викинуті з області планет-гігантів, де вони сформувалися ще на ранніх етапах еволюції Сонячної системи[39].

Седна та подібні об'єкти

[ред. | ред. код]
Див. також: Седна (планета)

Кілька спостережуваних об'єктів були запропоновані як члени внутрішньої хмари Оорта[40]. Седна, вперше повідомлена у 2004 році, має сильно ексцентричну орбіту з перигелієм на відстані 76 а. о.[41] 2012 VP113, спостережений у 2012 році, має більший перигелій (найближче наближення до Сонця), але його афелій становить половину від афелію Седни[42][43]. Інші кандидатні об'єкти[44] включають 2010 GB174[45] та 474640 Аліканто (спочатку 2004 VN112)[46].

Припливні ефекти

[ред. | ред. код]
Аналогія між впливом галактичних припливних сил на хмару Оорта та припливних сил Місяця на океани Землі.

Вважається, що поточні положення більшості комет, які спостерігаються поблизу Сонця, пояснюються гравітаційним впливом галактичних припливних сил на хмару Оорта припливними силами, під впливом гравітаційного поля Чумацького Шляху. Подібно до того як припливні сили Місяця впливають на океани Землі, викликаючи припливи й відпливи, так і галактичні припливні сили змінюють орбіти тіл у зовнішній Сонячній системі, збурюючи їхній рух під впливом гравітаційного поля Чумацького Шляху. У внутрішній частині Сонячної системи, на відстані до 1000 а. о. від Сонця, ці ефекти є незначними (порівняно з його гравітацією). Однак у зовнішній Сонячній системі тяжіння Сонця слабше, і градієнт гравітаційного Чумацького Шляху відіграє значно більшу роль. Через цей градієнт галактичних припливних сил можуть деформувати сферичну хмару Оорта, розтягуючи її в напрямку до галактичного центру й стискаючи у перпендикулярному напрямку. Такі слабкі галактичні збурення можуть бути достатніми, щоб змістити об'єкти хмари Оорта з їхніх орбіт у напрямку до Сонця[47]. Відстань, на якій вплив гравітації Сонця поступається впливу галактичного припливу, називають припливним радіусом усікання. Він становить приблизно 100 000—200 000 а. о. і визначає зовнішню межу хмари Оорта, оскільки об'єкти, що перебувають далі, вже не є гравітаційно пов'язаними із Сонцем[12].

Деякі вчені припускають, що галактичні припливні сили могли сприяти формуванню хмари Оорта, збільшуючи перигелії планетезималей з великими афеліями[48]. Ефекти галактичного припливу досить складні та значною мірою залежать від поведінки окремих об'єктів планетарної системи. Водночас їхній сукупний вплив може бути істотним: за деякими оцінками, походження до 90 % комет із хмари Оорта, може бути пов'язане галактичним припливом. Статистичні моделі орбіт спостережуваних довгоперіодичних комет показують, що галактичний приплив — основним джерелом збурень які спрямовують ці комети до внутрішньої частини Сонячної системи[49][50].

Взаємодія із 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[38]. Обертаючись своєю орбітою 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 зоря Алголь, а протягом наступних 10 мільйонів років пройде зоря Глізе 710[51]. Цей процес також розсіює об'єкти хмари Оорта з площини екліптики, що, можливо, пояснює їхній сферичний розподіл[51][52].

У 1984 році 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'єкта, 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 сьогодні жодних доказів існування Немезиди не знайдено, а багато інших фактів (наприклад, підрахунок кратерів) поставили під сумнів її існування[53][54]. Нещодавній науковий аналіз не підтримує ідею, що вимирання на Землі трапляються регулярно, через певні інтервали часу[55]. Таким чином, у гіпотезі Немезиди більше нема потреби[55].

У 2002 році дещо схожу гіпотезу висунув астроном Джон Матис (John Matese) з Університет Луїзіани в Лафаєті(інші мови). 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[56]. Цей гіпотетичний газовий гігант отримав прізвисько Тіхе. Огляд усього неба за допомогою інфрачервоного телескопа WISE був здатен довести або спростувати гіпотезу Тіхе[55]. 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[57].

Модифікована ньютонівська динаміка в межах хмари Оорта

[ред. | ред. код]

Модифікована ньютонівська динаміка (MOND) — альтернативна теорія гравітації, запропонована Мордехаєм Мілгромом як пояснення аномалій у кривих обертання галактик без залучення темної матерії. Вона вводить характерне прискорення ≈ 1,2 × 10−10 м/с2 нижче якого класичні ньютонівські закони руху модифікуються, і ефективна гравітація стає сильнішою, ніж передбачає закон всесвітнього тяжіння Ньютона[58][59]. У зовнішніх областях Сонячної системи, зокрема в хмарі Оорта, характерні гравітаційні прискорення, що діють на малі тіла, є порівнянними або меншими за величину ​. За таких умов, відповідно до MOND, рух об'єктів може відхилятися від передбачень класичної механіки, що потенційно призводить до змін орбітальних параметрів і енергетичного розподілу тіл у хмарі[60]. Важливою особливістю MOND є ефект зовнішнього поля (англ. external field effect, EFE), який не має аналога в ньютонівській гравітації. Він полягає в тому, що навіть слабке зовнішнє гравітаційне поле, зокрема поле Чумацького Шляху, може впливати на внутрішню динаміку системи. У випадку хмари Оорта це означає, що галактичне поле може змінювати орбіти комет і впливати на їх довгострокову стабільність[61].

Чисельні моделювання в рамках MOND показують, що структура хмари Оорта може істотно відрізнятися від передбачень стандартної ньютонівської динаміки. Зокрема, припускається, що вона може бути більш компактною, а також мати інший розподіл орбітальних елементів, що впливає на частоту надходження довгоперіодичних комет до внутрішньої частини Сонячної системи[62]. Попри це, MOND не є загальноприйнятою в сучасній космології. Більшість досліджень підтримують стандартну ΛCDM-модель, яка пояснює спостережувані ефекти за допомогою темної матерії та узгоджується з широким спектром космологічних спостережень, зокрема реліктовим випромінюванням і великомасштабною структурою Всесвіту[63].

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 їхню належність до хмари Оорта: Седни, 2000 CR105(інші мови), 2006 SQ372, 2008 KV42(інші мови), 2010 GB174 i 2012 VP113. Перші два, п'ятий і шостий, на відміну від об'єктів розсіяного диска, мають перигелії, розташовані поза гравітаційною досяжністю Нептуна і, таким чином, їхні орбіти не можна пояснити збуреннями планет-гігантів[64]. Якби вони сформувалися в поточних місцях перебування, їхні 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 планетезималями були б великими, а зіткнення між ними — надто руйнівними[65]. Їхні сучасні дуже витягнуті еліптичні орбіти можуть бути пояснені наступними гіпотезами[джерело?]:

  1. Можливо, орбіти й розміри перигелію у цих об'єктів «підняті» проходженням сусідньої зорі в період, коли Сонце було ще в первісному зоряному скупченні[4].
  2. Їхні орбіти, можливо, були порушені поки ще невідомим тілом хмари Оорта планетного розміру[66].
  3. Вони, можливо, були розсіяні Нептуном під час періоду особливо високого ексцентриситету.
  4. Вони були розсіяні тяжінням можливого масивного транснептунового диска 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 (308933) 2006 SQ372 з внутрішньої хмари Оорта[67]. 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[66]. 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, як-от 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[джерело?]
Номер Назва Екваторіальний діаметр, км Перигелій, а. о. Афелій, а. о. Рік відкриття Першовідкривачі
90377 Седна 1180—1800 76,1 892 2003 Браун, Трухільйо, Рабіновіц
148209 2000 CR105(інші мови) ≈250 44,3 397 2000 Ловеллівська обсерваторія
— 2006 SQ372 50—100 24,17 2005,38 2006 Слоанівський цифровий огляд неба
— 2008 KV42(інші мови) 58,9 20,217 71,760 2008 «Телескоп CFHT»
— 2010 GB174 242 48,5 673 2010 «Телескоп CFHT»
— 2012 VP113 315[68]–640[69] 80,6 ± 2,6 446 ± 66 2014 Американська астрономічна обсерваторія Серро-Тололо

Майбутні дослідження

[ред. | ред. код]
Художнє уявлення про космічний апарат «Вояджер».

Космічні зонди досі не досягали району Хмари Оорта. Одна з пропозицій щодо майбутніх експедицій полягає у використанні сонячного вітрила як рушія космічних апаратів.

«Вояджер-1», найвіддаленіший на цей час космічний апарат, не досягне хмари Оорта приблизно ще протягом 300 років[70][71] і потребуватиме близько 30 000 років, щоб пройти крізь неї[72]. У 1980-х роках існувала концепція зонда, який міг би досягти 1000 а. о. за 50 років, під назвою ТАО («Тисяча астрономічних одиниць»); серед його завдань було дослідження хмари Оорта[73]. Сонячне вітрило могло б досягти хмари протягом людського життя без потреби у значній космічній інфраструктурі, залежно від моделі[74]. Орієнтовно, політ такого зонда до Хмари Оорта триватиме близько 30 років[75].

В «Оголошенні можливостей» програми Discovery 2014 року було запропоновано обсерваторію для виявлення об'єктів у хмарі Оорта (та поясі Койпера) під назвою «місія Whipple»[76]. Вона мала б здійснювати моніторинг далеких зір за допомогою фотометра, спостерігаючи транзити на відстанях до 10 000 а. о.[76] Обсерваторію планувалося розмістити на гало-орбіті навколо точки Лангранжа L2 із запропонованою тривалістю місії п'ять років[76]. Також висловлювалося припущення, що космічний телескоп Кеплер міг бути здатним виявляти об'єкти у хмарі Оорта.

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Alessandro Morbidelli. (02.03.2008). Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs (PDF) (англ.). arxiv. Процитовано 28 лютого 2009.
  2. ↑ Oort Cloud (англ.). NASA Solar System Exploration. Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009. [Архівовано 2009-06-29 у Wayback Machine.]
  3. 1 2 3 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. Архівовано з джерела 27 вересня 2019. Процитовано 2014-11-09. [Архівовано 2019-09-27 у Wayback Machine.] DOI: 10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x(англ.)
  4. 1 2 3 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. Архівовано з джерела 30 жовтня 2008. Процитовано 2014-11-09. [Архівовано 2008-10-30 у Wayback Machine.](англ.)
  6. ↑ Duncan, Martin J.; Levison, Harold F.; Dones, Luke (2004). Dynamical Evolution of Ecliptic Comets. У Festou, Michel; Keller, H. U.; Weaver, H. A. (ред.). Comets II. University of Arizona Press. с. 193—204.
  7. ↑ Levison, Harold F.; Dones, Luke (2007). Comet Populations and Cometary Dynamics. У McFadden, Lucy Ann Adams; Adams, Lucy-Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (ред.). Encyclopedia of the Solar System (вид. 2nd). Amsterdam; Boston: Academic Press. с. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  8. ↑ Ley, Willy (Квітень 1967). The Orbits of the Comets. Galaxy Science Fiction. 25 (4): 55—63.
  9. ↑ Öpik, Ernst Julius (1932). Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits. Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. 67 (6): 169—182. Bibcode:1932PAAAS..67..169O. doi:10.2307/20022899. JSTOR 20022899.
  10. ↑ Oort, Jan (1950). The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 11: 91—110. Bibcode:1950BAN....11...91O.
  11. ↑ Jewitt, David C. (2002). From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter (PDF). Astronomical Journal. 123 (2): 1039—1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692. S2CID 122240711. Архів оригіналу за 3 травня 2020.
  12. 1 2 3 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.
  13. 1 2 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.)
  14. ↑ 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.)
  15. ↑ 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.)
  16. ↑ Julio A. Fernéndez. The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment // Icarus. — Elsevier, 07.04.1997. — № 219. — С. 106—119. Архівовано з джерела 24 липня 2012. Процитовано 2014-11-09. [Архівовано 2012-07-24 у Wayback Machine.](англ.)
  17. ↑ Paul R. Weissman. (1998). The Oort Cloud. Scientific American (англ.). Scientific American, Inc. Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009.
  18. ↑ 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.)
  19. ↑ Sebastian Buhai. On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories (PDF) (англ.). Utrecht University College. Процитовано 28 лютого 2009.[недоступне посилання з червня 2019]
  20. ↑ 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.)
  21. ↑ 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 (англ.). University of Chicago Press. Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009.
  22. ↑ 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.)
  23. ↑ 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.)
  24. ↑ 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.)
  25. ↑ Oort Cloud & Sol b?. SolStation (англ.). Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009.
  26. ↑ 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.)
  27. ↑ Davies, J. K.; Barrera, L. H. The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt. — Kluwer Academic Publishers, 2004.(англ.)
  28. ↑ 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.)
  29. ↑ 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.)
  30. ↑ Levison, Harold F.; Duncan, Martin J.; Brasser, Ramon; Kaufmann, David E. (9 липня 2010). Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster. Science. 329 (5988): 187—190. doi:10.1126/science.1187535.
  31. ↑ Many famous comets originally formed in other solar systems. www.swri.org. Southwest Research Institute. 2010. Архів оригіналу за 27 травня 2013. Процитовано 29 квітня 2026.
  32. ↑ Brasser, R.; Morbidelli, A. (1 липня 2013). Oort cloud and Scattered Disc formation during a late dynamical instability in the Solar System. Icarus. 225 (1): 40—49. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.012. ISSN 0019-1035.
  33. ↑ Siraj, Amir; Loeb, Abraham (1 серпня 2020). The Case for an Early Solar Binary Companion. The Astrophysical Journal Letters. 899 (2): L24. doi:10.3847/2041-8213/abac66. ISSN 2041-8205.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  34. ↑ Harold E. Levison, Luke Dones. Comet Populations and Cometary dynamics. „Encyclopedia of the Solar System”, ss. 575–588, 2007.
  35. ↑ J. Horner, N.W. Evans, M.E. Bailey, D.J. Asher (2003). The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System (PDF). Процитовано 29 червня 2007.
  36. ↑ David C. Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter // The Astronomical Journal. — 2002. — Т. 123. — С. 1039—1049. DOI: [https://dx.doi.org/10.1086/338692 10.1086/338692](англ.)
  37. ↑ Oort Cloud Formation and Dynamics. W: M. Festou, Harold A. Weaver: Comets II. Tucson: University of Arizona Press, 2004, ss. 153–173. ISBN 0816524505. 
  38. 1 2 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].
  39. ↑ Meech, K. J, et al. Inner solar system material discovered in the Oort cloud // Science Advances. — 2016. — Вип. 2. — № 4. — DOI:10.1126/sciadv.1600038.
  40. ↑ Dones, Luke; Brasser, Ramon; Kaib, Nathan; Rickman, Hans (Грудень 2015). Origin and Evolution of the Cometary Reservoirs. Space Science Reviews (англ.). 197 (1—4): 191—269. Bibcode:2015SSRv..197..191D. doi:10.1007/s11214-015-0223-2. ISSN 0038-6308.
  41. ↑ Brown, Michael E.; Trujillo, Chadwick; Rabinowitz, David (10 грудня 2004). Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid. The Astrophysical Journal (англ.). 617 (1): 645—649. arXiv:astro-ph/0404456. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095. ISSN 0004-637X.
  42. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Sheppard, Scott S. (Березень 2014). A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units. Nature (англ.). 507 (7493): 471—474. Bibcode:2014Natur.507..471T. doi:10.1038/nature13156. ISSN 0028-0836. PMID 24670765.
  43. ↑ Witze, Alexandra (26 березня 2014). Dwarf planet stretches Solar System's edge. Nature (англ.). doi:10.1038/nature.2014.14921. ISSN 0028-0836.
  44. ↑ Brasser, R.; Schwamb, M. E. (1 лютого 2015). Re-assessing the formation of the inner Oort cloud in an embedded star cluster – II. Probing the inner edge. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 446 (4): 3788—3796. arXiv:1411.1844. Bibcode:2015MNRAS.446.3788B. doi:10.1093/mnras/stu2374. ISSN 1365-2966.
  45. ↑ Chen, Ying-Tung; Kavelaars, J. J.; Gwyn, Stephen; Ferrarese, Laura; Côté, Patrick; Jordán, Andrés; Suc, Vincent; Cuillandre, Jean-Charles; Ip, Wing-Huen (1 вересня 2013). Discovery of a New Member of the Inner Oort Cloud from the Next Generation Virgo Cluster Survey. The Astrophysical Journal. 775 (1): L8. arXiv:1308.6041. Bibcode:2013ApJ...775L...8C. doi:10.1088/2041-8205/775/1/L8. ISSN 0004-637X.
  46. ↑ Becker, A. C.; Arraki, K.; Kaib, N. A.; Wood-Vasey, W. M.; Aguilera, C.; Blackman, J. W.; Blondin, S.; Challis, P.; Clocchiatti, A.; Covarrubias, R.; Damke, G.; Davis, T. M.; Filippenko, A. V.; Foley, R. J.; Garg, A. (20 липня 2008). Exploring the Outer Solar System with the ESSENCE Supernova Survey. The Astrophysical Journal (англ.). 682 (1): L53—L56. arXiv:0805.4608. Bibcode:2008ApJ...682L..53B. doi:10.1086/590429. ISSN 0004-637X.
  47. ↑ 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.
  48. ↑ 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.
  49. ↑ 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.
  50. ↑ 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].
  51. 1 2 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. Процитовано 19 січня 2014.
  52. ↑ A. Higuchi, E. Kokubo and T. Mukai (2006). Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates. Astronomical Journal. 131 (2): 1119—1129. Bibcode:2006AJ....131.1119H. doi:10.1086/498892.
  53. ↑ J. G. Hills (1984). Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit. Nature. 311 (5987): 636—638. Bibcode:1984Natur.311..636H. doi:10.1038/311636a0.
  54. ↑ Nemesis is a myth. Max Planck Institute. 2011. Процитовано 11 серпня 2011.
  55. 1 2 3 Can WISE Find the Hypothetical 'Tyche'?. NASA/JPL. 18 лютого 2011. Архів оригіналу за 17 січня 2012. Процитовано 15 червня 2011. [Архівовано 2012-01-17 у Wayback Machine.]
  56. ↑ John J. Matese and Jack J. Lissauer (6 травня 2002). Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux (PDF). University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center. Процитовано 21 березня 2008.
  57. ↑ K. L., Luhman (7 березня 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 березня 2014.
  58. ↑ Milgrom, M. (1983–07). A modification of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis. The Astrophysical Journal (англ.). 270: 365—370. doi:10.1086/161130. ISSN 0004-637X.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з неправильним форматом в діапазонах дат (посилання)
  59. ↑ Famaey, Benoit; McGaugh, Stacy (2012–12). Modified Newtonian Dynamics (MOND): Observational Phenomenology and Relativistic Extensions. Living Reviews in Relativity. 15 (1): 10. doi:10.12942/lrr-2012-10. ISSN 2367-3613.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з неправильним форматом в діапазонах дат (посилання) Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  60. ↑ Blanchet, Luc; Novak, Jerome (29 травня 2011), Testing MOND in the Solar System, doi:10.48550/arXiv.1105.5815, процитовано 26 квітня 2026
  61. ↑ Blanchet, Luc; Novak, Jerome (21 квітня 2011). External field effect of modified Newtonian dynamics in the Solar system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 412 (4): 2530—2542. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.18076.x.
  62. ↑ Banik, Indranil; Zhao, Hongsheng (2018–01). The escape velocity curve of the Milky Way in modified Newtonian dynamics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 473 (1): 419—430. doi:10.1093/mnras/stx2350. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з неправильним форматом в діапазонах дат (посилання) Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  63. ↑ Collaboration, Planck; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2020–09). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy and Astrophysics (англ.). 641: A6. doi:10.1051/0004-6361/201833910. ISSN 0004-6361.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з неправильним форматом в діапазонах дат (посилання)
  64. ↑ 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. Архівовано з джерела 27 червня 2006. Процитовано 2014-11-10. [Архівовано 2006-06-27 у Wayback Machine.] DOI: 10.1086/422095(англ.)
  65. ↑ Scott S. Sheppard.; D. Jewitt (2005). Small Bodies in the Outer Solar System (PDF). Frank N. Bash Symposium (англ.). The University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009.
  66. 1 2 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.)
  67. ↑ Jeff Hecht. First object seen from solar system’s inner Oort cloud (англ.). New Scientist. Архів оригіналу за 4 липня 2012. Процитовано 28 лютого 2009. [Архівовано 2008-09-02 у Wayback Machine.]
  68. ↑ Якщо припустити, що альбедо 0,4
  69. ↑ Якщо припустити, що альбедо 0,1
  70. ↑ Catalog Page for PIA17046. Photo Journal. NASA. 12 вересня 2013. Архів оригіналу за 24 травня 2019. Процитовано 27 квітня 2014.
  71. ↑ It's Official: Voyager 1 Is Now In Interstellar Space. UniverseToday. 12 вересня 2013. Архів оригіналу за 13 січня 2021. Процитовано 27 квітня 2014.
  72. ↑ Darling, David. TAU (Thousand Astronomical Unit) mission. www.daviddarling.info. Архів оригіналу за 7 грудня 2017. Процитовано 5 листопада 2015.
  73. ↑ Darling, David. TAU (Thousand Astronomical Unit) mission. www.daviddarling.info. Архів оригіналу за 7 грудня 2017. Процитовано 5 листопада 2015.
  74. ↑ Matloff, Gregory L. (2005). A probe to the Oort cloud. Deep Space Probes: To the Outer Solar System and Beyond (англ.) (вид. 2nd). Chichester: Praxis Publishing. с. 33. ISBN 3-540-24772-6.
  75. ↑ Paul Gilster (12 листопада 2008). An Inflatable Sail to the Oort Cloud. Centauri-dreams.org. Процитовано 23 липня 2013.
  76. 1 2 3 Charles Alcock та ін. The Whipple Mission: Exploring the Oort Cloud and the Kuiper Belt (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 17 листопада 2015. Процитовано 12 листопада 2015.

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хмара_Оорта&oldid=48228454