Oort cloud
Oort cloud
Oortův oblak ( / ɔːr t , ʊər t / ),někdy nazývaný Öpik-Oortův oblak ,poprvé popsaný v roce 1950 holandským astronomem Janem Oortem [ 3 ] je teoretický koncept mrak převážně ledových planetesimál navržený obklopit Slunce ve vzdálenostech od 2 000 do 200 000 AU (0,03 až 3,2 světelných let ). Dělí se na dvě oblasti: diskovitývnitřní Oortův oblak (nebo Hillsův oblak ) a kulovitý vnější Oortův oblak. Obě oblasti leží mimo heliosféru a v mezihvězdném prostoru . Kuiperův pás a rozptýlený disk , další dva zásobníky transneptunských objektů , jsou od Slunce vzdáleny méně než jednu tisícinu jako Oortův oblak.
Vnější hranice Oortova oblaku definuje kosmografickou hranici Sluneční soustavy a rozsah sféry Sun's Hill . Vnější Oortův oblak je se sluneční soustavou vázán pouze volně, a proto je snadno ovlivněn gravitační přitažlivostí jak procházejících hvězd , tak samotné Mléčné dráhy . Tyto síly občas vytlačují komety z jejich oběžných drah v oblaku a posílají je směrem do vnitřní Sluneční soustavy . Na základě jejich drah může většina krátkoperiodických komet pocházet z rozptýleného disku, ale některé krátkoperiodické komety mohou pocházet z Oortova oblaku.
Astronomové se domnívají, že hmota tvořící Oortův oblak se zformovala blíže Slunci a byla rozptýlena daleko do vesmíru gravitačními účinky obřích planet na počátku vývoje Sluneční soustavy . Ačkoli nebyla provedena žádná potvrzená přímá pozorování Oortova oblaku, může to být zdroj, který doplňuje většinu dlouhoperiodických komet a komet Halleyova typu vstupujících do vnitřní Sluneční soustavy a také mnoho kentaurů a komet z rodiny Jupiterů .
hypotéza
Existují dvě hlavní třídy komet: krátkoperiodické komety (také nazývané ekliptické komety) a dlouhoperiodické komety (také nazývané téměř izotropní komety). Ekliptické komety mají relativně malé dráhy, pod 10 au, a sledují rovinu ekliptiky , stejnou rovinu, ve které leží planety. Všechny dlouhoperiodické komety mají velmi velké oběžné dráhy, řádově tisíce au, a objevují se ze všech směrů na obloze.
AO Leuschner v roce 1907 navrhl, že mnoho komet, o kterých se věřilo, že mají parabolické oběžné dráhy, a tudíž provádějící jednotlivé návštěvy Sluneční soustavy, ve skutečnosti měly eliptické dráhy a vracely se po velmi dlouhých obdobích. V roce 1932 estonský astronom Ernst Öpik předpokládal, že dlouhoperiodické komety vznikly v oblacích na oběžné dráze na nejvzdálenějším okraji Sluneční soustavy . Nizozemský astronom Jan Oort nezávisle na sobě oživil myšlenku v roce 1950 jako prostředek k vyřešení paradoxu:
- V průběhu existence Sluneční soustavy jsou oběžné dráhy komet nestabilní a nakonec dynamika diktuje, že kometa se musí buď srazit se Sluncem nebo planetou, nebo být vyvržena ze Sluneční soustavy planetárními poruchami .
- Navíc jejich těkavé složení znamená, že jak se opakovaně přibližují ke Slunci, záření postupně odpařuje těkavé látky, dokud se kometa nerozdělí nebo nevyvine izolační kůru, která zabrání dalšímu odplyňování .
Oort tedy uvažoval, že kometa nemohla vzniknout na své současné oběžné dráze a musela být téměř celou dobu své existence držena ve vnějším zásobníku. Poznamenal, že došlo k vrcholu počtu dlouhoperiodických komet s afélií (jejich nejvzdálenější vzdálenost od Slunce) zhruba 20 000 au, což naznačovalo, že v této vzdálenosti existuje nádrž se sférickým izotropním rozdělení. Tyto relativně vzácné komety s dráhami kolem 10 000 au pravděpodobně prošly jednou nebo více dráhami Sluneční soustavou a jejich dráhy byly vtaženy dovnitř gravitací planet.
Struktura a kompozice
Předpokládaná vzdálenost Oortova oblaku ve srovnání se zbytkem Sluneční soustavy
Předpokládá se, že Oortův oblak zabírá obrovský prostor od někde mezi 2 000 a 5 000 au (0,03 a 0,08 ly) až po 50 000 au (0,79 ly) od Slunce. Některé odhady uvádějí vnější hranici mezi 100 000 a 200 000 au (1,58 a 3,16 ly). Oblast lze rozdělit na sférický vnější Oortův oblak o 20 000-50 000 au (0,32-0,79 ly) a vnitřní Oortův oblak ve tvaru torusu o 2 000-20 000 au (0,0-0,3 ly). Vnější oblak je jen slabě vázán na Slunce a dodává dlouhoperiodické komety (a možná Halleyova typu) na oběžnou dráhu Neptunu . Vnitřní Oortův oblak je také známý jako Hillsův oblak, pojmenovaný po Jacku G. Hillsovi, který navrhl její existenci v roce 1981. Modely předpovídají, že vnitřní mrak by měl mít desítky nebo stokrát více kometárních jader než vnější halo; to je viděno jako možný zdroj nových komet k doplnění slabého vnějšího mračna, protože jeho počet se postupně vyčerpává. Hillsův oblak vysvětluje pokračující existenci Oortova oblaku po miliardách let.
Vnější Oortův oblak může mít biliony objektů větších než 1 km (0,62 mil) a miliardy s absolutními magnitudami jasnějšími než 11 (což odpovídá průměru přibližně 20 kilometrů (12 mil)), přičemž sousední objekty mohou být desítky miliony kilometrů od sebe. Její celková hmotnost není známa, ale za předpokladu, že Halleyova kometa je vhodným prototypem pro komety ve vnějším Oortově oblaku, je celková hmotnost zhruba 3 × 10 25 kilogramů (6,6 × 10 25 lb), popř. pětkrát víc než na Zemi. Dříve se předpokládalo, že je hmotnější (až 380 hmotností Země), ale lepší znalost distribuce velikosti dlouhoperiodických komet vedla k nižším odhadům. Nebyly zveřejněny žádné známé odhady hmotnosti vnitřního Oortova oblaku.
Pokud jsou analýzy komet reprezentativní pro celek, velká většina objektů Oortova mračna se skládá z ledů , jako je voda , metan , ethan , oxid uhelnatý a kyanovodík . Nicméně objev objektu 1996 PW , objektu, jehož vzhled odpovídal asteroidu typu D na dráze typické pro dlouhoperiodickou kometu, podnítil teoretický výzkum, který naznačuje, že Oortův oblaková populace se skládá ze zhruba jednoho až dvou procent asteroidů. Analýza izotopu uhlíku a dusíku poměry v dlouhoperiodických kometách a kometách Jupiterovy rodiny mezi nimi nevykazují žádný rozdíl, navzdory jejich pravděpodobně značně odděleným oblastem původu. To naznačuje, že oba pocházejí z původního protosolárního oblaku což je závěr podpořený také studiemi velikosti granulí v kometách Oortova oblaku a nedávnou impaktní studií Jupiterovy komety Tempel 1 .
Původ
Předpokládá se, že Oortův oblak se vyvinul po zformování planet z prvotního protoplanetárního disku přibližně před 4,6 miliardami let. Nejrozšířenější hypotézou je, že objekty Oortova oblaku se zpočátku shlukovaly mnohem blíže ke Slunci jako součást stejného procesu, který vytvořil planety a malé planetky . Po zformování silné gravitační interakce s mladými plynnými obry, jako je Jupiter, rozptýlily objekty do extrémně širokých eliptických nebo parabolických drah , které byly následně modifikovány poruchami z procházejících hvězd a obřích molekulárních mračen na dlouhotrvající dráhy odtržené od oblasti plynného obra.
Nedávný výzkum byl citován NASA, který předpokládal, že velké množství objektů Oortova oblaku je produktem výměny materiálů mezi Sluncem a jeho sourozeneckými hvězdami, když se formovaly a vzdalovaly, a předpokládá se, že mnoho - možná většina - Oortových objekty mraků nevznikly v těsné blízkosti Slunce. Simulace vývoje Oortova oblaku od počátků Sluneční soustavy až po současnost naznačují, že hmota oblaku dosáhla vrcholu kolem 800 milionů let po zformování, když se tempo akrece a kolize zpomalilo a vyčerpání začalo předbíhat zásoby.
Modely Julia Ángela Fernándeze naznačují, že rozptýlený disk , který je hlavním zdrojem periodických komet ve Sluneční soustavě, může být také primárním zdrojem pro objekty Oortova oblaku. Podle modelů se asi polovina rozptýlených objektů pohybuje směrem ven k Oortovu oblaku, zatímco čtvrtina je posunuta dovnitř na oběžnou dráhu Jupiteru a čtvrtina je vyvržena na hyperbolických drahách. Rozptýlený disk může stále zásobovat Oortův oblak materiálem. Třetina populace rozptýleného disku pravděpodobně po 2,5 miliardách let skončí v Oortově oblaku.
Počítačové modely naznačují, že srážky kometárních trosek během období formování hrají mnohem větší roli, než se dříve myslelo. Podle těchto modelů byl počet kolizí na počátku historie Sluneční soustavy tak velký, že většina komet byla zničena dříve, než dosáhly Oortova oblaku. Proto je současná kumulativní hmotnost Oortova oblaku mnohem menší, než se kdysi předpokládalo. Odhadovaná hmotnost oblaku je pouze malou částí z 50-100 zemských hmotností vyvrženého materiálu.
Gravitační interakce s blízkými hvězdami a galaktickými přílivy upravily oběžné dráhy komet tak, aby byly kruhovější. To vysvětluje téměř kulový tvar vnějšího Oortova oblaku. Na druhou stranu Hillsův oblak, který je se Sluncem vázán silněji, kulový tvar nezískal. Nedávné studie ukázaly, že formování Oortova oblaku je široce kompatibilní s hypotézou, že Sluneční soustava vznikla jako součást vnořené kupy 200-400 hvězd. Tyto rané hvězdy pravděpodobně hrály roli při formování mračna, protože počet blízkých průchodů hvězd v kupě byl mnohem vyšší než dnes, což vedlo k mnohem častějším poruchám.
V červnu 2010 Harold F. Levison a další navrhli na základě vylepšených počítačových simulací, že Slunce "zachytilo komety z jiných hvězd, když bylo ve své rodné hvězdokupě ". Jejich výsledky naznačují, že "podstatná část komet Oortova oblaku, možná přesahující 90 %, pochází z protoplanetárních disků jiných hvězd." V červenci 2020 Amir Siraj a Avi Loeb zjistili, že zachycený původ Oortova oblaku v hvězdokupě zrození Slunce by mohl vyřešit teoretické napětí při vysvětlování pozorovaného poměru vnějšího Oortova oblaku k rozptýleným diskovým objektům, a navíc mohl zvýšit šance na zachycenou planetu devět .
Komety
Předpokládá se, že komety mají ve Sluneční soustavě dva samostatné výchozí body. Obecně se uznává, že krátkoperiodické komety (ty s drahami do 200 let) se vynořily buď z Kuiperova pásu , nebo z rozptýleného disku, což jsou dva spojené ploché disky ledových úlomků za oběžnou dráhou Neptunu ve vzdálenosti 30 au a společně se rozprostírají za 100 au od Slunce. Předpokládá se, že komety s velmi dlouhou periodou, jako je C/1999 F1 (Catalina) , jejíž oběžné dráhy trvají miliony let, pocházejí přímo z vnějšího Oortova oblaku. Mezi další komety modelované tak, aby pocházely přímo z vnějšího Oortova oblaku, patří C/2006 P1 (McNaught) , C/2010 X1 (Elenin) , kometa ISON ,C/2013 A1 (Siding Spring) , C/2017 K2 a C/2017 T2 (PANSTARRS) . Dráhy v Kuiperově pásu jsou relativně stabilní, a proto se předpokládá, že zde pocházelo jen velmi málo komet. Rozptýlený disk je však dynamicky aktivní a je mnohem pravděpodobnější, že je místem původu komet. Komety přecházejí z rozptýleného disku do říše vnějších planet a stávají se tak známými jako kentauři . Tito kentauři jsou pak posláni dále dovnitř, aby se stali krátkoperiodickými kometami.
Existují dvě hlavní varianty krátkoperiodických komet: komety Jupiterovy rodiny (ty s hlavními poloosami menšími než 5 AU) a komety Halleyovy rodiny. Komety Halleyovy rodiny, pojmenované podle svého prototypu, Halleyova kometa , jsou neobvyklé v tom, že ačkoli jsou to krátkoperiodické komety, předpokládá se, že jejich konečný původ leží v Oortově oblaku, nikoli v rozptýleném disku. Na základě jejich drah se předpokládá, že šlo o dlouhoperiodické komety, které byly zachyceny gravitací obřích planet a odeslány do vnitřní sluneční soustavy. Tento proces mohl také vytvořit současné dráhy významné části komet z rodiny Jupiterů, ačkoli se předpokládá, že většina takových komet pochází z rozptýleného disku.
Oort poznamenal, že počet vracejících se komet byl mnohem menší, než předpovídal jeho model, a tento problém, známý jako "kometární slábnutí", musí být ještě vyřešen. Není znám žádný dynamický proces, který by vysvětlil menší počet pozorovaných komet, než odhadoval Oort. Hypotézy pro tento rozpor zahrnují zničení komet v důsledku slapových napětí, nárazu nebo ohřevu; ztráta všech těkavých látek , zneviditelnění některých komet nebo vytvoření netěkavé kůry na povrchu. Dynamické studie hypotetických komet Oortova oblaku odhadly, že jejich výskyt v oblasti vnější planety by byl několikanásobně vyšší než v oblasti vnitřní planety. Tento rozpor může být způsoben gravitační přitažlivostí Jupitera, který funguje jako jakási bariéra, zachycuje přilétající komety a způsobuje jejich srážku s ní, stejně jako tomu bylo u Comet Shoemaker-Levy 9 v roce 1994. Příklad typické dynamicky staré komety s původem v Oortu cloud by mohl být C/2018 F4.
Přílivové efekty
Hlavní článek: Galaktický příliv
Zdá se , že většina komet pozorovaných blízko Slunce dosáhla svých současných pozic prostřednictvím gravitační poruchy Oortova oblaku slapovou silou , kterou vyvíjí Mléčná dráha . Stejně jako slapová síla Měsíce deformuje pozemské oceány a způsobuje vzestup a pokles přílivu a odlivu, galaktický příliv také deformuje oběžné dráhy těles ve vnější sluneční soustavě .. Ve zmapovaných oblastech Sluneční soustavy jsou tyto efekty ve srovnání s gravitací Slunce zanedbatelné, ale ve vnějších oblastech soustavy je gravitace Slunce slabší a gradient gravitačního pole Mléčné dráhy má podstatné účinky. Galaktické slapové síly táhnou oblak podél osy směřující ke galaktickému středu a stlačují ho podél dalších dvou os; tyto malé poruchy mohou posunout oběžné dráhy v Oortově oblaku a přiblížit objekty blízko Slunci. Bod, ve kterém gravitace Slunce přenechává svůj vliv galaktickému přílivu, se nazývá poloměr přílivu a odlivu. Leží v poloměru 100 000 až 200 000 au a označuje vnější hranici Oortova oblaku.
Někteří učenci se domnívají, že galaktický příliv mohl přispět ke vzniku Oortova oblaku zvětšením perihelia (nejmenší vzdálenosti ke Slunci) planetesimál s velkými aféliemi (největší vzdálenosti ke Slunci). Účinky galaktického přílivu jsou poměrně složité a silně závisí na chování jednotlivých objektů v rámci planetárního systému. Kumulativně však může být efekt poměrně významný: až 90 % všech komet pocházejících z Oortova oblaku může být výsledkem galaktického přílivu. Statistické modely pozorovaných drah dlouhoperiodických komet tvrdí, že galaktický příliv je hlavním prostředkem, kterým jsou jejich dráhy rušeny směrem k vnitřní sluneční soustavě.
Hvězdné poruchy a hypotézy hvězdného společníka
Kromě galaktického přílivu je hlavním spouštěčem vysílání komet do vnitřní sluneční soustavy považováno za interakci mezi slunečním Oortovým oblakem a gravitačními poli blízkých hvězd nebo obřích molekulárních mračen . Dráha Slunce rovinou Mléčné dráhy jej někdy přivádí do relativně těsné blízkosti jiných hvězdných systémů . Například se předpokládá, že před 70 tisíci lety možná Scholzova hvězda procházela vnějším Oortovým oblakem (ačkoli její nízká hmotnost a vysoká relativní rychlost omezovaly její účinek). Během příštích 10 milionů let je známá hvězda s největší možností narušení Oortova oblaku.Gliese 710 . Tento proces by také mohl rozptýlit objekty Oortova mračna mimo rovinu ekliptiky, což potenciálně také vysvětluje jeho sférické rozložení.
V roce 1984 fyzik Richard A. Muller předpokládal, že Slunce má na eliptické dráze v Oortově oblaku dosud nedetekovaného společníka, buď hnědého trpaslíka nebo červeného trpaslíka . Předpokládalo se, že tento objekt, známý jako Nemesis , projde částí Oortova oblaku přibližně každých 26 milionů let a bombarduje vnitřní sluneční soustavu kometami. Dodnes však nebyl nalezen žádný důkaz Nemesis a mnoho důkazů (např. počty kráterů ) zpochybnilo její existenci. Nedávná vědecká analýza již nepodporuje myšlenku, že k vymírání na Zemi dochází v pravidelných opakujících se intervalech. K vysvětlení současných předpokladů tedy již není potřeba hypotéza Nemesis.
Poněkud podobnou hypotézu předložil astronom John J. Matese z Louisianské univerzity v Lafayette v roce 2002. Tvrdí, že do vnitřní Sluneční soustavy přilétá více komet z určité oblasti postulovaného Oortova oblaku, než lze vysvětlit galaktickým oblakem. samotné přílivové nebo hvězdné poruchy a že nejpravděpodobnější příčinou by byl objekt o hmotnosti Jupitera na vzdálené oběžné dráze. Tento hypotetický plynový obr dostal přezdívku Tyche . Mise WISE , celooblohový průzkum využívající měření paralaxy za účelem objasnění místních vzdáleností hvězd, byla schopna potvrdit nebo vyvrátit hypotézu Tyche. V roce 2014 NASA oznámila, že průzkum WISE vyloučil jakýkoli objekt, jak jej definovali.
Budoucí průzkum
Umělcův dojem z kosmické lodi TAU
Vesmírné sondy se ještě nedostaly do oblasti Oortova oblaku. Voyager 1 , nejrychlejší a nejvzdálenější z meziplanetárních kosmických sond, které v současnosti opouštějí Sluneční soustavu, dosáhne Oortova oblaku asi za 300 let a jeho průlet by trval asi 30 000 let. přes to. Kolem roku 2025 však radioizotopové termoelektrické generátory na Voyageru 1 již nebudou dodávat dostatek energie pro provoz žádného z jeho vědeckých přístrojů, což zabrání dalšímu průzkumu Voyageru 1. Další čtyři sondy v současnosti unikající ze sluneční soustavy buď již jsou, nebo se předpokládá, že budou nefunkční, až dosáhnou Oortova oblaku.
V 80. letech 20. století existoval koncept sondy, která by mohla dosáhnout 1000 AU za 50 let, nazývaná TAU ; mezi jejími misemi bude hledat Oortův oblak.
V roce 2014 Oznámení o příležitosti pro program Discovery byla navržena observatoř pro detekci objektů v Oortově oblaku (a Kuiperově pásu) nazvaná "Whipple Mission" . Sledoval by vzdálené hvězdy fotometrem a hledal by tranzity vzdálené až 10 000 AU. Observatoř byla navržena pro halo obíhající kolem L2 s navrhovanou 5letou misí. Bylo také navrženo, že Keplerova observatoř mohla být schopna detekovat objekty v Oortově oblaku.