Obłok Oorta

Przypuszczalne rozmiary Obłoku Oorta w porównaniu z resztą Układu Słonecznego.

Obłok Oorta (znany też pod nazwą Obłoku Öpika-Oorta) – hipotetyczny, sferyczny obłok, składający się z pyłu, drobnych okruchów i planetoid obiegających Słońce w odległości od 300 do 100 000 j.a.[1] Składa się głównie z lodu i zestalonych gazów takich jak amoniak czy metan. Rozciąga się do około jednej czwartej odległości do Proximy Centauri i około tysiąckrotnie dalej niż Pas Kuipera i dysk rozproszony, gdzie krążą znane obiekty transneptunowe. Zewnętrzne granice Obłoku Oorta wyznaczają granicę dominacji grawitacyjnej Układu Słonecznego[2].

Obłok Oorta jest pozostałością po formowaniu się Układu Słonecznego. W jego skład wchodzą obiekty wyrzucone z Układu przez oddziaływanie grawitacyjne gazowych olbrzymów we wczesnym okresie jego formowania[1]. Można w nim wyróżnić dwa obszary: sferyczny obłok zewnętrzny i spłaszczony obłok wewnętrzny.

Choć dotychczas nie ma potwierdzonych bezpośrednich obserwacji Obłoku Oorta, jego istnienia mają dowodzić komety długookresowe i wiele obiektów z grupy centaurów[3].

Zewnętrzny Obłok Oorta jest słabo związany grawitacyjnie z Układem Słonecznym i dlatego łatwo ulega zaburzeniom grawitacyjnym pod wpływem pobliskich gwiazd i sił pływowych Drogi Mlecznej. Te zaburzenia wytrącają komety z ich orbit i wysyłają je w okolice planet wewnętrznych[1]. Choć trajektorie większości komet wskazują, że pochodzą one z dysku rozproszonego, niektóre z nich mogą pochodzić z dalszych obszarów[1][3]. Spośród kilkuset planetoid, zaobserwowanych dotychczas za orbitą Neptuna, cztery mogą stanowić część Obłoku Oorta: (90377) Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 i 2008 KV42[4][5].

Hipotezy

W 1932 roku astronom estoński Ernst Öpik postawił hipotezę, że źródłem komet długookresowych jest obłok obiektów rozciągający się poza granicami Układu Słonecznego[6]. W 1950 roku na ten sam pomysł wpadł niezależnie holenderski astronom Jan Hendrik Oort, starając się znaleźć rozwiązanie następującego problemu:[7] orbity komet są niestabilne i każda z nich musi w końcu albo zderzyć się ze Słońcem lub z którąś z planet, albo zostać wyrzucona poza Układ. Dodatkowo komety, przechodząc w pobliżu Słońca i nagrzewając się, tracą część swojej masy. Tym samym nie mogą one znajdować się na dzisiejszych orbitach od początku swojego istnienia. Musiały formować się gdzieś indziej i pozostać tam przez miliardy lat, aż do czasów dzisiejszych[7][8][9].

Wyróżnia się dwie główne klasy komet: krótkookresowe i długookresowe. Krótkookresowe mają stosunkowo krótkie orbity (poniżej 10 j.a.) i tak jak planety poruszają się w płaszczyźnie ekliptyki. Komety długookresowe mają długie orbity rzędu tysięcy j.a. i przybywają z kierunków losowych[9]. Oort zauważył, że orbity komet długookresowych szczególnie często mają rozmiary rzędu 20 000 j.a., co sugeruje istnienie dużego zbioru obiektów w takiej odległości od Słońca. Pojawianie się rzadziej występujących komet, o orbitach rzędu 10 000 j.a., miałoby być efektem przechodzenia komet w pobliżu innych obiektów, zaburzających ich pierwotną orbitę[9].

Struktura i skład

Kształt Obłoku Oorta i Pasa Kuipera (wizja artysty).

Obłok Oorta zaczyna się 2000–5000 j.a. od Słońca[9] i sięga 50 000[1] lub nawet 100 000 j.a. od niego[9]. Można go podzielić na sferyczny obłok zewnętrzny (20 000–50 000 j.a.) i płaski obłok wewnętrzny (2000–20 000 j.a.). Obłok zewnętrzny jest słabo związany ze Słońcem i jest źródłem długookresowych i nieokresowych komet[1]. Według modeli powstawania Układu Słonecznego obłok wewnętrzny zawiera dziesiątki lub setki razy więcej obiektów niż zewnętrzny[10][11][12]. Jest także potencjalnym źródłem nowych komet dla relatywnie rzadkiego zewnętrznego obłoku, dzięki czemu może on utrzymywać się przez miliardy lat[13].

Uważa się, że zewnętrzna część Obłoku Oorta może zawierać kilka bilionów obiektów o średnicy powyżej 1,3 km[1] (wiele miliardów ma absolutną wielkość gwiazdową mniejszą niż 11), co oznacza, że przeciętne odległości między tymi obiektami wynoszą dziesiątki milionów kilometrów[3][14]. Jego całkowita masa nie jest dokładnie znana, ale przyjmując kometę Halleya za przeciętną kometę z tego zbioru, można ją oszacować na 3×1025 kg, czyli około pięciokrotność masy Ziemi[1][15]. Wcześniejsze oszacowania podawały większe wielkości (do 380 mas Ziemi)[16], ale rozwój wiedzy o rozkładzie wielkości komet długookresowych spowodował ich obniżenie. Masa wewnętrznego Obłoku Oorta nie jest znana.

Jeśli przybywające do wewnątrz Układu komety uznać za reprezentatywną próbkę, to znaczna większość obiektów Obłoku Oorta składa się głównie z zestalonych prostych związków: wody, etanu, tlenku węgla i cyjanowodoru[17]. Ostatnie odkrycia skalistych obiektów na bardzo wydłużonych orbitach sugerują jednak, że Obłok może zawierać również duże ilości skał[18]. Porównanie składu izotopowego węgla i azotu w kometach długookresowych i w obiektach pochodzących z okolic orbity Jowisza, pokazuje bardzo niewielkie różnice pomiędzy tymi dwiema grupami. Sugeruje to wspólne pochodzenie tych dwóch grup[19]. Hipoteza ta jest poparta dodatkowo badaniami składu chemicznego komet z Obłoku Oorta[20] i wynikami misji Deep Impact[21].

Powstanie

Obłok Oorta ma stanowić pozostałość dysku protoplanetarnego, z którego powstały planety Układu Słonecznego[1]. Najpopularniejsze hipotezy zakładają, że obiekty Obłoku Oorta formowały się znacznie bliżej Słońca, w podobny sposób jak planety i planetoidy. Następnie w wyniku oddziaływania z gazowymi gigantami zostały wypchnięte na bardzo wydłużone orbity[1][22]. Komputerowe symulacje pokazują, że liczba obiektów w Obłoku była największa, gdy Układ Słoneczny miał około 800 milionów lat. Później szybkość powstawania nowych obiektów zmalała poniżej szybkości ich ubywania z Obłoku[1].

Julio Ángel Fernández przeprowadził symulacje, według których dysk rozproszony, będący głównym źródłem komet okresowych, może także być głównym źródłem obiektów w Obłoku Oorta. Około połowy obiektów wytrąconych z tego dysku trafia na wydłużone orbity i staje się częścią Obłoku, jedna czwarta trafia w wewnętrzne rejony Układu, a jedna czwarta zostaje całkowicie wyrzucona poza Układ. Proces ten może następować również w dzisiejszych czasach[23]. W ciągu 2,5 miliarda lat około jedna trzecia obiektów z dysku rozproszonego może w ten sposób trafić do Obłoku[24].

Symulacje komputerowe sugerują też, że zderzenia pomiędzy formującymi się kometami odgrywały istotną rolę w procesie formowania się Obłoku. Na wydłużone orbity zostały wysłane obiekty o łącznej masie 50–100 mas Ziemi. Większość z tych obiektów po drodze zderzyła się jednak z innymi obiektami i w efekcie nie dotarła nigdy w jego zewnętrzne rejony. Z tego powodu masa zewnętrznego obłoku jest znacznie mniejsza niż początkowo zakładano[25][1].

Oddziaływanie grawitacyjne z pobliskimi gwiazdami i siły pływowe Drogi Mlecznej odkształciły orbity komet znajdujących się daleko od Słońca i nadały im bardziej kolisty kształt. Z tego powodu zewnętrzny Obłok Oorta jest w przybliżeniu sferyczny[1]. Na obłok wewnętrzny, mocniej związany ze Słońcem, siły te mają mniejszy wpływ i jego odkształcanie następuje wolniej. Modele powstania Obłoku Oorta są zgodne z hipotezą, mówiącą, że Układ Słoneczny powstał wewnątrz gromady 200–400 gwiazd. Te gwiazdy odegrały istotną rolę w powstawaniu Obłoku, ponieważ ich częste przejścia w pobliżu Słońca wywoływały większe zaburzenia w trajektoriach komet[26].

Komety

Kometa Hale’a-Boppa, typowy przedstawiciel obiektów Obłoku Oorta.

W Układzie Słonecznym istnieją dwa główne źródła komet. Komety krótkookresowe (o orbitach poniżej 200 lat) zwykle pochodzą z Pasa Kuipera lub dysku rozproszonego – stosunkowo płaskich dysków złożonych z lodowych obiektów krążących za orbitą Neptuna, 30–100 j.a. od Słońca. Komety długookresowe, takie jak Kometa Hale’a-Boppa, których orbity mają tysiące lat, pochodzą z Obłoku Oorta. Orbity ciał w Pasie Kuipera są stosunkowo stabilne, dlatego niewiele komet pochodzi stamtąd. Dysk rozproszony jest znacznie bardziej aktywny i częściej jego obiekty są wytrącane ze swoich orbit w kierunku Słońca[9]. Te, których orbity przebiegają w pobliżu zewnętrznych planet, zalicza się do grupy centaurów[27]. Jeśli w wyniku oddziaływania z planetami-olbrzymami zostaną one wysłane w pobliże planet wewnętrznych, stają się krótkookresowymi kometami[28].

Komety krótkookresowe można podzielić na dwie kolejne grupy: komety jowiszowe, pochodzące z dysku rozproszonego, oraz komety z rodziny komety Halleya, które choć są krótkookresowe, pochodzą z Obłoku Oorta. Te drugie w przeszłości musiały pod wpływem którejś z planet zmienić swoją orbitę na ciaśniejszą[8].

Oort zauważył, że liczba komet krótkookresowych jest o wiele mniejsza niż to przewidują modele. Żaden znany proces fizyczny nie rozwiązywał tego problemu „znikających komet”. Spekulowano, że przyczyną może być rozpadanie się komet pod wpływem sił pływowych lub zderzeń, bądź odparowanie gazów tworzących ogon, w wyniku czego komety stawałyby się niewidoczne[29]. Badania statystyczne komet z Obłoku Oorta pokazały, że w obszarze planet zewnętrznych występują one kilkukrotnie gęściej niż w obszarze planet wewnętrznych. Tę różnicę może powodować obecność Jowisza, który swoją grawitacją zaburza tory komet kierujących się do wewnątrz Układu i doprowadza do ich zderzenia ze sobą, jak w przypadku komety Shoemaker-Levy 9[30].

Pływy galaktyczne

Większość komet pokazujących się w pobliżu Słońca dociera w jego okolice w wyniku zaburzenia ich orbit przez siły pływowe Drogi Mlecznej. Podobnie jak siły pływowe Księżyca wywołują odkształcenie ziemskiej hydrosfery, wywołując pływy morskie, siły pływowe Galaktyki odkształcają orbity obiektów w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, rozciągając je w kierunku centrum Galaktyki. Efekt ten jest zaniedbywalny dla obiektów w odległości poniżej 1000 j.a. od Słońca, czyli wszystkich dotychczas zaobserwowanych. Jednak dla obiektów Obłoku Oorta jego rola jest istotniejsza. Niewielkie rozciągnięcie orbit wzdłuż osi ku centrum Galaktyki, a spłaszczenie w kierunku prostopadłym może być wystarczające, aby wysłać niektóre obiekty w kierunku centrum Układu[31].

Odległość, w której grawitacja Słońca ustępuje wpływowi pływów galaktycznych, jest nazywana pływowym promieniem odcięcia i wynosi od 100 000 do 200 000 j.a. Wyznacza on granicę Obłoku Oorta, ponieważ obiekty w większej odległości nie są już grawitacyjnie związane ze Słońcem[9].

Pływy galaktyczne mogły również wpływać na powstanie Obłoku Oorta, zaokrąglając orbity planetozymali, które oddalały się od Słońca na większe odległości[32]. Efekt pływów galaktycznych jest złożony i w dużej mierze zależy od indywidualnych parametrów orbity każdego ciała. Sumarycznie może jednak odpowiadać za pojawienie się 90% wszystkich widocznych komet długookresowych[33][34].

Oddziaływanie z pobliskimi gwiazdami

Poza pływami galaktycznymi, główną przyczyną wytrącania komet z ich orbit wewnątrz Obłoku Oorta są grawitacyjne zaburzenia wywoływane przez pobliskie gwiazdy[1] i obłoki molekularne[30]. Orbitując wokół centrum Galaktyki, Słońce od czasu do czasu znajduje się w pobliżu innych układów gwiezdnych. Przykładowo, około 7 milionów lat temu w pobliżu naszego układu przeszła gwiazda Algol, a w ciągu najbliższych 10 milionów lat przejdzie gwiazda Gliese 710[35]. Takie przejścia w szczególności rozpraszają orbity ułożone w płaszczyźnie ekliptyki, co może tłumaczyć obecny sferyczny kształt Obłoku Oorta[35][36].

W 1984 roku fizyk Richard A. Muller zapostulował istnienie dotychczas niewykrytego towarzysza Słońca, który mógłby być brązowym karłem lub wielkim gazowym olbrzymem, znajdującym się na wydłużonej orbicie wewnątrz Obłoku Oorta. Podobną hipotezę opublikował astronom John J. Matese w 2002 roku. Zauważył on, że szczególnie dużo komet pochodzi z określonego obszaru Obłoku Oorta, co można wytłumaczyć zaburzeniami wywoływanymi przez obiekt wielkości Jowisza, znajdujący się tam na wydłużonej orbicie[37]. Taki obiekt, nazywany odpowiednio Nemesis lub Tyche, przechodziłby przez gęstsze rejony Obłoku raz na około 26 milionów lat, wywołując za każdym razem deszcz komet w wewnętrznym Układzie. Dotychczas nie znaleziono jednak żadnych dowodów jego istnienia[38].

Obiekty Obłoku Oorta

Sedna, prawdopodobny obiekt wewnętrznego Obłoku Oorta, odkryta w 2003 roku.

Poza długookresowymi kometami tylko cztery znane obiekty mają orbity klasyfikujące je do Obłoku Oorta: (90377) Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 i 2008 KV42. Pierwsze dwa, w przeciwieństwie do obiektów dysku rozproszonego, mają peryhelia poza zasięgiem oddziaływania Neptuna, co oznacza, że ich orbity nie mogą być wynikiem zaburzeń wywołanych przez planety-olbrzymy[39]. Jeśli powstały w takiej odległości od Słońca, w jakiej znajdują się obecnie, ich orbity musiały początkowo być kołowe. W przeciwnym wypadku akrecja (zlepianie się mniejszych ciał w większe) nie byłaby możliwa z powodu zbyt dużych prędkości względnych planetozymali na różnych orbitach[40]. Istnieje kilka możliwych wytłumaczeń, dlaczego ich aktualne orbity są tak wydłużone:

  1. Ich orbity zostały rozciągnięte przez pobliską gwiazdę, gdy Słońce znajdowało się jeszcze w swojej pierwotnej gromadzie gwiazd[4].
  2. Ich orbity zostały zaburzone przez nieznane dotychczas duże ciało znajdujące się w Obłoku Oorta[41].
  3. Ich orbity zostały zaburzone przez Neptuna, gdy jego własna orbita była bardziej rozciągnięta niż dzisiaj.
  4. Zostały przechwycone z obłoku podobnego do Obłoku Oorta należącego do innej gwiazdy.

Ze względu na nietypowość orbit tych obiektów czasem są one nazywane obiektami „rozszerzonego dysku rozproszonego”, bądź obiektami odłączonymi, a nie obiektami Obłoku Oorta[40].

Obiekty mogące należeć do Obłoku Oorta
NumerNazwaŚrednica (km)Peryhelium (j.a.)Aphelium (j.a.)Rok odkryciaOdkrywcaSposób określenia średnicy
90377Sedna~995 km[42]76,37[43]944[43]2003[43]Brown, Trujillo, Rabinowitz[39][43]termiczny[44]
1482092000 CR105~250 km43,95[45]390 ± 1[45]2000[45]Marc Buie[45]przypuszczalna[46]
3089332006 SQ37250–100 km24,20[47]2207 ± 2[47]2006[47]A.C. Becker, A.W. Puckett, J. Kubica
(Sloan Digital Sky Survey)[47]		przypuszczalna[48]
5282192008 KV4258,9 km[49]21,16[50]62,99[50]2008Teleskop Kanadyjsko-Francusko-Hawajski[51]przypuszczalna[5]

Przypisy

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n Alessandro Morbidelli, Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs [PDF], „arXiv”, 3 lutego 2006, arXiv:astro-ph/0512256 [dostęp 2007-05-26].
  2. ↑ NASA Solar System Exploration: Oort Cloud. [dostęp 2008-12-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-06-29)].
  3. ↑ a b c 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”. 2 (381), s. 779–789, 2007. Royal Astronomical Society. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. [dostęp 2008-03-31]. [zarchiwizowane z adresu 2019-06-29]. 
  4. ↑ a b 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”. 5 (128), s. 2564–2576, 2004. University of Chicago Press. DOI: 10.1086/424617. Bibcode: 2004AJ....128.2564M. 
  5. ↑ a b Andrew Yee, International Team of Astronomers Finds Missing Link, „NRC Herzberg Institute of Astrophysics”, 2008 [zarchiwizowane z adresu 2015-03-19] (ang.).
  6. ↑ Ernst Julius Öpik. Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits. „Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences”, s. 169–182, 1932. 
  7. ↑ a b Jan Oort. 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”. 408 (11), s. 91–110, 1950. 
  8. ↑ a b David C. Jewitt: From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. W: University of Chicago [on-line]. 2001. [dostęp 2007-06-26].
  9. ↑ a b c d e f g Lucy-Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman, Torrence Johnson: Encyclopedia of the solar system. San Diego, CA: Academic Press, 2007. ISBN 0-12-088589-1.
  10. ↑ Jack G. Hills. Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud. „The Astronomical Journal”, s. 1730–1740, listopad 1981. DOI: 10.1086/113058. 
  11. ↑ Harold F. Levison, Luke Dones, Martin J. Duncan. The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud. „The Astronomical Journal”. 121 (4), s. 2253–2267, kwiecień 2001. The American Astronomical Society.. DOI: 10.1086/319943. Bibcode: 2001AJ....121.2253L. 
  12. ↑ Thomas Donahue, Kathleen Kearney Trivers, David Irvin Abramson: Planetary sciences: American and Soviet research: proceedings from the US-USSR Workshop on Planetary Sciences, January 2-6, 1989, [sponsored by] Academy of Sciences of the Union of Socialist Republics, National Academy of Science of the United States of America. Washington, D.C.: National Academy Press, 1991. ISBN 0-309-04333-6.
  13. ↑ Julio A. Fernández. The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment. „Icarus”. 129, s. 106–119, 1997. 
  14. ↑ Paul R. Weissman. The Oort Cloud. „Scientific American”. 279 (3), 1998. Scientific American, Inc.. JSTOR: 26057946. 
  15. ↑ Paul R. Weissman. The mass of the Oort cloud. „Astronomy and Astrophysics”. 1 (118), s. 90–94, 1983-02-01. American Astronomical Society. Bibcode: 1983A&A...118...90W. 
  16. ↑ Sebastian Buhai: On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories. Utrecht University College. [dostęp 2011-08-05].
  17. ↑ E.L. Gibb, M.J. Mumma, N. Dello Russo, M.A. DiSanti i K. Magee-Sauer. Methane in Oort cloud comets. „Icarus”. 165 (2), s. 391–406, 2003-10-01. DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00201-X (ang.). 
  18. ↑ Paul R. Weissman, Harold F. Levison, Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?, [w:] Earth and Space Sciences Division, Jet Propulsion Laboratory, Space Sciences Department, Southwest Research Institute [online], „The Astrophysical Journal Letters”, 488 (2), The American Astronomical Society, 1997, DOI: 10.1086/310940 [dostęp 2007-05-26].
  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”, s. L21–L24, 2005. American Astronomical Society. DOI: 10.1051/0004-6361:200500160. [dostęp 2008-03-31]. 
  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”. 9 (55), s. 1044–1049, czerwiec 2007. Elselvier. DOI: 10.1016/j.pss.2006.11.012. [dostęp 2008-03-31]. [zarchiwizowane z adresu 2008-12-04]. 
  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”. 5746 (310), s. 270–274, 2005-09-15. Nature Publishing Group. DOI: 10.1126/science.1119337. PMID: 16166477. [dostęp 2008-03-22]. 
  22. ↑ Oort Cloud & Sol b?. W: SolStation [on-line]. [dostęp 2007-05-26].
  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”. 2 (172), s. 372–381, grudzień 2004. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.07.023. [dostęp 2008-03-31]. [zarchiwizowane z adresu 2008-12-04]. 
  24. ↑ John Davies, Luis H. Barrera: The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt. Springer. ISBN 1-4020-1781-2.
  25. ↑ S. Alan Stern, Paul R. Weissman. Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud. „Nature”. 6820 (409), s. 589–591, 2001-02-01. Nature Publishing Group. DOI: 10.1038/35054508. [dostęp 2008-03-31]. 
  26. ↑ R. Brasser, M.J. Duncan, H.F. Levison. Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud. „Icarus”. 1 (184), s. 59–82, 2006. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.04.010. Bibcode: 2006Icar..184...59B. 
  27. ↑ Harold E. Levison, Luke Dones. Comet Populations and Cometary dynamics. „Encyclopedia of the Solar System”, s. 575–588, 2007. 
  28. ↑ J. Horner i inni, The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System [PDF], 2003 [dostęp 2007-06-29] [zarchiwizowane z adresu 2017-07-01].
  29. ↑ Oort Cloud Formation and Dynamics, [w:] M. Festou, Harold A. Weaver, Comets II, Tucson: University of Arizona Press, 2004, s. 153–173, ISBN 0-8165-2450-5 [dostęp 2009-05-19] [zarchiwizowane z adresu 2017-08-24].
  30. ↑ a b Julio A. Fernández. Long-Period Comets and the Oort Cloud. „Earth, Moon, and Planets”. 1–4 (89), s. 325–343, październik 2000. Springer Netherlands. DOI: 10.1023/A:1021571108658. [dostęp 2008-03-25]. [zarchiwizowane z adresu 2015-01-16]. 
  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), s. 299–326, 2006. Springer. DOI: 10.1007/s10569-006-9027-8. Bibcode: 2006CeMDA..95..299F. 
  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. Bibcode: 2005DDA....36.0205H. 
  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”, s. 1367–1376, 2001. Blackwell. DOI: 10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x. Bibcode: 2001MNRAS.327.1367N. 
  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), s. 508–513, sierpień 2004. Elselvier. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.03.019. [dostęp 2008-03-21]. [zarchiwizowane z adresu 2008-12-04]. 
  35. ↑ a b Molnar, L.A.; Mutel, R.L.. Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710. „American Astronomical Society, 191st AAS Meeting, id.69.06; Bulletin of the American Astronomical Society”. 29. s. 1315. Bibcode: 1997AAS...191.6906M (ang.). 
  36. ↑ A. Higuchi, E. Kokubo and T. Mukai. Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet cloud Candidates. „The Astronomical Journal”, s. 1119–1129, luty 2006. The American Astronomical Society. [dostęp 2018-11-01]. 
  37. ↑ John J. Matese and Jack J. Lissauer: Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux. W: 1University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center [on-line]. 2002-05-06. [dostęp 2008-03-21].
  38. ↑ J.G. Hills. Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit. „Nature”, s. 636–638, 1984-10-18. Nature Publishing Group. DOI: 10.1038/311636a0. [dostęp 2008-03-25]. 
  39. ↑ a b Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz. Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid. „The Astrophysical Journal”, s. 645–649, 10 grudnia, 2004. DOI: 10.1086/422095. [dostęp 2008-04-02]. 
  40. ↑ a b Scott S. Sheppard, D. Jewitt, Small Bodies in the Outer Solar System [PDF], [w:] Frank N. Bash Symposium [online], The University of Texas at Austin, 2005 [dostęp 2008-03-25] [zarchiwizowane z adresu 2009-03-27] (ang.).
  41. ↑ Rodney S. Gomes, John J. Matese, Jack J. Lissauer. A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects. „Icarus”. 2 (184), s. 589–601, 2006. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.05.026. Bibcode: 2006Icar..184..589G. 
  42. ↑ Wm. Robert Johnston: List of Known Trans-Neptunian Objects (ang.). Johnston’s Archive, 2022-01-02. [dostęp 2022-02-10].
  43. ↑ a b c d 90377 Sedna (2003 VB12) w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.). last obs. used 2021-12-29. [dostęp 2022-02-10].
  44. ↑ W.M. Grundy, K.S. Noll and D.C. Stephens. Diverse albedos of small trans-Neptunian objects. „Icarus”. 1 (176), s. 184–191, lipiec 2005. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.01.007. arXiv:astro-ph/0502229. [dostęp 2008-03-22]. [zarchiwizowane z adresu 2008-12-04]. 
  45. ↑ a b c d 148209 (2000 CR105) w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.). last obs. used 2015-04-15. [dostęp 2022-02-10].
  46. ↑ E.L. Schaller and M.E. Brown. Volatile loss and retention on Kuiper belt objects. „Astrophysical Journal”, s. L.61–L.64, 2007. DOI: 10.1086/516709. [dostęp 2012-10-10].  (PDF)
  47. ↑ a b c d 308933 (2006 SQ372) w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.). last obs. used 2021-10-26. [dostęp 2022-02-10].
  48. ↑ Solar System's newest member points to inner Oort Cloud. „Astronomy Now”, 2008. [dostęp 2008-08-19]. 
  49. ↑ Observations of Small Solar-System bodies. [dostęp 2009-05-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-02-12)].
  50. ↑ a b 528219 (2008 KV42) w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.). last obs. used 2020-08-12. [dostęp 2022-02-10].
  51. ↑ A Retrograde TNO – 2008 KV42.html (ang.). 16.07.2008. [dostęp 2016-10-05]. [zarchiwizowane z tego adresu (2017-12-27)].

Linki zewnętrzne

  • Nathan A. Kaib, Thomas Quinn. The Formation of the Oort Cloud in Open Cluster Environments. „Icarus”. 197 (1), s. 221–238, September 2008. Astronomy Department, University of Washington, Seattle. DOI: 10.1016/j.icarus.2008.03.020. arXiv:0707.4515v3. 
Masywne obiekty transneptunowe
Pas Kuipera
Dysk rozproszony
  1. ↑ a b c d plutoidy, czyli transneptunowe planety karłowate
  2. ↑ a b c klasyfikowane też oddzielnie jako obiekty odłączone
Układ Słoneczny
SłońceMerkuryWenusKsiężycZiemiaFobos i DeimosMarsCeresPas planetoidJowiszKsiężyce JowiszaSaturnKsiężyce SaturnaUranKsiężyce UranaKsiężyce NeptunaNeptunKsiężyce PlutonaPlutonKsiężyce HaumeiHaumeaS/2015 (136472) 1MakemakePas KuiperaDysnomiaErisSednaDysk rozproszonyObłok OortaSolar System XXX.png
Planety (☾ ∅)
Planety karłowate
Małe ciała
Układu Słonecznego
Planetoidy
Grupy i rodziny planetoid
Zobacz też
Obiekty
transneptunowe
Pas Kuipera
Dysk rozproszony
Obiekty odłączone
Komety
Zobacz też
powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
ciała niebieskie
lista obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na
Portal: Astronomia

Media użyte na tej stronie

Solar System XXX.png
This is a revised version of Solar_System_XXIX.png.
Comet Hale-Bopp.jpg
Autor: w:User:Mkfairdpm from English Wikipedia, Licencja: CC-BY-SA-3.0
Comet Hale-Bopp. Author shot this image at Tierra del Sol in San Diego County in April, 1997. A telescope was used to guide the camera. The blue ion tail is clearly visible.
Sedna-NASA.JPG
Sedna was discovered from an image dated 2003-11-14 at coordinates 03 15 10.09 +05 38 16.5. The 3 overexposed stars are apparent magnitude 13. The "bright star" near Sedna is apmag 14.9 and about the same magnitude as Pluto. (Wikisky image of this region)
The picture shows an area of the sky equal to the area covered by a pinhead held at arm's length. Sedna is too faint to be seen by all but the most powerful amateur telescopes.
Oort cloud Sedna orbit-pl.svg
Autor: Adi, oryg. http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Oort_cloud_Sedna_orbit.svg?uselang=pl, Licencja: CC BY-SA 4.0
These four panels show the location of trans-Neptunian object 90377 Sedna, which lies in the farthest reaches of the Solar system.[1] Each panel, moving clockwise from the upper left, successively zooms out to place Sedna in context.

The first panel shows the orbits of the inner planets and Jupiter; and the asteroid belt.

In the second panel, Sedna is shown well outside the orbits of Neptune and the Kuiper belt objects.

Sedna's full orbit is illustrated in the third panel along with the object's location in 2004, nearing its closest approach to the Sun.

The final panel zooms out much farther, showing that even this large elliptical orbit falls inside what was previously thought to be the inner edge of the spherical Oort cloud: a distribution of cold, icy bodies lying at the limits of the Sun's gravitational pull. Sedna's presence suggests that the previously speculated inner disk on the ecliptic does exist.
Kuiper oort pl.jpg
Artystyczna wizja obłoku Oorta i pasa Kuipera.