Núvol d'Oort: diferència entre les revisions

Contingut suprimit Contingut afegit

En línia

Revisió del 15:06, 9 abr 2013

Objectes transneptunians i similars
Objectes intraneptunians Centaures Objectes transneptunians (TNO) Objectes del cinturó de Kuiper (KBO) Cubewanos (KBO clàssics) Plutins (KBO amb ressonància 3:2) Twotinos (KBO amb ressonània 2:1) Objectes del disc dispers (SDO) Objectes del núvol d'Oort (OCO)

El núvol d'Oort, també anomenat núvol d'Öpik-Oort, és un núvol esfèric de proto-cometes (nuclis de cometes) que es creu que es troba en el límit més exterior del sistema solar, a una distància aproximada de 100.000 unitats astronòmiques del Sol. Encara que fins ara no s'ha pogut observar directament, basant-se en observacions de les òrbites dels cometes coneguts s'ha estimat que el núvol d'Oort és la font dels cometes de període llarg (els que tenen un període orbital de més de 200 anys). S'ha calculat estadísticament que pot haver-hi entre un i cent bilions (10¹²-10¹⁴) de nuclis de cometes en aquesta regió. La interacció gravitatòria de les estrelles pròximes desvia els proto-cometes de les seves òrbites i els envia cap al Sol, on el vent solar els converteix en vertaders cometes.

El núvol d'Oort, que rep el seu nom gràcies a l'astrònom holandès Jan Oort, presenta dues regions diferenciades: el núvol d'Oort exterior, de forma esfèrica, i el núvol d'Oort interior, també cridada "núvol d'Hills", en forma de disc. Els objectes del núvol estan formats per compostos com gel, metà i amoníac, entre uns altres, i es van formar molt prop del Sol quan el Sistema Solar encara estava en les seves primeres etapes de formació. Una vegada formats, van arribar a la seva posició actual en el núvol d'Oort a causa dels efectes gravitatoris dels planetes gegants.^[1]

A pesar que el Núvol d'Oort, com s'ha dit, no s'ha observat directament (un cometa en aquestes distàncies és impossible de detectar fins a en rajos X), els astrònoms creuen que és la font de tots els estels de període llarg i de tipus Halley, i d'alguns Centauros i estels de Júpiter.^[2] Els estels del núvol d'Oort exterior es troben molt poc lligats gravitacionalmente al Sol, i això fa que altres estels, i fins i tot la pròpia Via Làctica, puguin afectar als estels i provocar que surtin acomiadats cap al Sistema Solar interior.^[1] La majoria dels estels de període curt es van originar en el disc dispers, però es creu que, així i tot, existeix un gran nombre d'ells que tenen el seu origen en el núvol d'Oort.^[1]^[2] A pesar que tant el cinturó de Kuiper com el disc dispers s'han observat, estudiat, i també classificat molts dels seus components, només tenim evidència en el núvol d'Oort de quatre possibles membres: (90377) Sedna, 2000 CR₁₀₅, 2006 SQ₃₇₂, i 2008 KV₄₂, tots ells en la núvol d'Oort interior.^[3]

Primeres hipòtesis

En 1932, l'astrònom estoniano Ernst Öpik va postular que els estels de període llarg es van originar en un núvol que orbitaba en els confinis del Sistema Solar.^[4] En 1950, l'astrònom holandès Jan Oort va postular la teoria de manera independent per resoldre una paradoxa.^[5] Les òrbites dels estels són molt inestables, sent la dinàmica la que dictamina si col·lisionaran amb el Sol o amb qualsevol un altre planeta, o si sortiran acomiadats del Sistema Solar a causa de les pertorbacions dels planetes. A més, en estar formats en la seva major part per gel i altres elements volàtils, aquests es van desprenent gradualment a causa de la radiació electromagnètica fins que el cometa es divideix o adquireix una escorça aïllant que frena la desgasificación. D'aquesta manera, Oort va raonar que els estels no van poder haver-se format en la seva òrbita actual, i que devien haver romàs durant tota la seva existència en un llunyà dipòsit replet d'aquests cossos celestes, caient amb el temps cap al Sistema Solar i convertint-se en estels de període llarg.^[5]^[6]^[7]

Existeixen dos tipus d'estels: els de període curt (també cridats estels eclípticos), que presenten òrbites per sota de les 10 UA, i els de període llarg (estels gairebé isòtrops), que posseeixen òrbites de més d'1.000 UA. Oort va investigar els estels gairebé isòtrops, i va trobar que la majoria d'ells posseïen un afelio (la seva distància més llunyana al Sol) d'aproximadament 20.000 UA i semblaven provenir de totes adreces, la qual cosa enfortia la seva hipòtesi i suggeria un dipòsit de forma esfèrica. Els escassos estels que posseïen afelios de 10.000 UA van haver d'haver passat en algun moment molt prop del Sistema Solar, sent influïts per la gravetat dels planetes i per tant fent més petita la seva òrbita.^[7]

Composició i estructura

right|thumb|300px|Distancia del Núvol d'Oort respecte de la resta de cossos del Sistema Solar. Es creu que el núvol d'Oort s'estén des de 2.000 o 5.000 UA^[7] fins a 50.000 UA^[1] del Sol, encara que algunes fonts situen el seu límit entre 100.000 UA i 200.000 UA.^[7] El núvol d'Oort es pot dividir en dues regions: el núvol d'Oort exterior (20.000-50.000 UA), de forma esfèrica, i el núvol d'Oort interior (2.000-20.000 UA), que té forma toroidal.

El núvol exterior es troba molt poc lligada al Sol, i és la font de la major part dels estels de període llarg.^[1] El núvol interior també es coneix com núvol d'Hills, en honor a J. G. Hills, l'astrònom que va proposar la seva existència en 1981.^[8] Els models prediuen que el núvol interior hauria de posseir desenes o centenars de vegades més estels que el núvol exterior;^[8]^[9]^[10] sembla ser que el núvol d'Hills reabastece d'estels al núvol exterior a mesura que es van esgotant, i explica l'existència del núvol d'Oort després de milers de milions d'anys.^[11]

Es creu que el núvol d'Oort pot albergar diversos bilions d'estels de més d'1,3 quilòmetres de diàmetre i cinc-cents mil milions amb una magnitud absoluta menor a +10,9 (quant menor és el valor, major és la lluentor).^[1]^{[Nota 1]} Malgrat el nombre tan elevat d'estels, cadascun d'ells estaria separat en mitjana diverses desenes de milions de quilòmetres pel que fa al cometa més proper.^[2]^[12] La massa del núvol d'Oort no se sap amb certesa, però si es pren el cometi Halley com a prototip de cometa del núvol exterior, s'estima que la massa seria de 3x10²⁵ quilograms, unes cinc vegades la de la Terra.^[1]^[13] Anteriorment es pensava que la seva massa podria arribar a ser fins a 380 vegades la massa terrestre,^[14] però la nostra comprensió de la distribució de grandàries dels estels de període llarg ha reduït les estimacions. Actualment la massa del núvol d'Oort interior continua sent desconeguda.

Si els estels que s'han analitzat conformen una estimació dels quals es troben en el núvol d'Oort, la gran majoria estarien formats per gel, metà, etano, monòxid de carboni i àcid cianhídrico.^[15] No obstant això, el descobriment del asteroide "1996 PW", que posseeix una òrbita més característica d'un cometa de període llarg, suggereix que el núvol també alberga objectes rocosos.^[16] Les anàlisis dels isòtops de carboni i nitrogen revelen que amb prou feines existeixen diferències entre els estels del núvol d'Oort i els estels de Júpiter, malgrat les enormes distàncies que els separen. Aquest fet suggereix que tots ells es van formar en el núvol protosolar, durant la formació del Sistema Solar.^[17]^[18] Aquestes conclusions són també acceptades pels estudis de la grandària granular en els estels del núvol d'Oort,^[19] així com també per l'estudi dels impactes del cometa 9P/Tempel 1.^[20]

Formació

Es creu que el núvol d'Oort és el que queda de la nebulosa original que va col·lapsar per a formar el Sol i els planetes fa 5.000 milions d'anys. La hipòtesis més acceptada sobre la seva formació considera que els objectes del núvol d'Oort inicialment es van formar molt més a prop del Sol, com a part del mateix procés que va formar els planetes i els asteroides. La interacció gravitacional amb els gegants gasosos com Júpiter els va expulsar cap a l'exterior del sistema solar en òrbites extremadament el·líptiques o parabòliques.^[21]^[22]^[23] Aquest mateix procés també va dispersar els objectes fora del pla de l'eclíptica, explicant així la forma esfèrica del núvol. Amb el temps, i mentre es trobaven en la regió més allunyada del Sol, la interacció gravitatòria amb les estrelles properes va modificar encara més les seves òrbites fent-les més circulars.

Els models realitzats per l'astrònom uruguaià Julio Ángel Fernández suggereixen que el disc dispers, que és la principal font d'estels periòdics del Sistema Solar, podria ser també la principal font dels objectes del núvol d'Oort. D'acord amb els seus models, la meitat dels objectes dispersats viatja cap al núvol d'Oort, una cambra queda atrapat orbitando a Júpiter, i una altra cambra surt expulsat en òrbites parabòliques. El disc dispers encara podria seguir alimentant al núvol d'Oort, proporcionant-li nou material.^[24] S'ha calculat que, al cap de 2,5 milers de milions d'anys, un terç dels objectes del disc dispers acabaran en el núvol d'Oort.^[25].

Els models computacionals suggereixen que les col·lisions dels enderrocs dels estels ocorreguts durant el període de formació exerceixen un rol molt més important del que anteriorment es creia. D'acord amb aquests models, durant les fases més primerenques del Sistema Solar van succeir tal quantitat de col·lisions, que molts estels van ser destruïts abans d'aconseguir el núvol d'Oort. Així doncs, la massa acumulada en l'actualitat en el núvol d'Oort és molt menor del que es pensava.^[26] Es calcula que la massa del núvol d'Oort és només una petita part de les 50-100 masses terrestres de material expulsat.^[1]

La interacció gravitatòria d'altres estels i la marea galàctica modifica les òrbites dels estels, fent-les més circulars. Això podria explicar la forma esfèrica del núvol d'Oort exterior.^[1] D'altra banda, el núvol interior, que es troba més lligada gravitacionalmente al Sol, encara no ha adquirit aquesta forma. Estudis recents mostren que la formació del núvol d'Oort és compatible amb la hipòtesi que el Sistema Solar es va formar com a part d'un cúmul d'entre 200 i 400 estels. Si la hipòtesi és correcta, els primers estels del cúmul que es van formar podrien haver afectat en gran mesura a la formació del núvol d'Oort, donant lloc a freqüents pertorbacions.^[27]

Formulació de la teoria

L'existència del núvol d'Oort va ser inicialment postulada per l'astrònom estonià Ernst Öpik el 1932, qui va proposar que els cometes de període llarg provenien d'un núvol extens de material en les fronteres del sistema solar. El 1950 aquesta idea va ser represa per l'astrònom holandès Jan Hendrik Oort per a explicar una aparent paradoxa: sabem que els cometes són destruïts després de diversos passos pròxims al Sol, si els cometes que avui observem haguessin existit des dels orígens del sistema solar, a hores d'ara ja haurien d'haver estat tots destruïts. Oort va estudiar les òrbites de 19 cometes, va esbrinar d'on procedien i va descobrir tres característiques notables:

No s'ha observat cap cometa amb una òrbita que indiqui que prové de fora del sistema solar (és a dir, de l'espai interestel·lar),
La màxima distància al Sol (afeli) dels cometes de període llarg sol ser d'unes 50.000 UA i,
Els cometes poden provenir de qualsevol direcció (no hi ha cap direcció preferent).

Això va portar a Oort a postular l'existència d'un núvol de proto-cometes en els límits del sistema solar, a una distància d'entre 50.000 i 150.000 UA. Això és aproximadament entre 1.000 i 4.000 vegades la distància entre Plutó i el Sol, entre 1 i 2,5 anys llum o entre 1/4 i 1/2 de la distància entre el Sol i Pròxima Centauri, l'estrella més propera al Sol. El límit interior del núvol estaria a 25.000 UA, on la interacció de les estrelles pròximes és massa dèbil per haver circularitzat les òrbites dels proto-cometes. El límit exterior vindria donat per la màxima distància on l'atracció gravitatòria del Sol pot mantenir els objectes lligats a ell sense perdre'ls degut a l'atracció de les estrelles pròximes, unes 200.000 UA.

Encara que, segons Oort, el nombre d'objectes del núvol seria d'uns 10¹¹, les estimacions actuals donen un nombre força més elevat: al voltant dels 10¹³ objectes, que es mantenen estables perquè la radiació solar és molt dèbil a aquelles distàncies. Quan una estrella passa relativament a prop del núvol, el camp gravitatori de l'estrella modifica les òrbites d'alguns objectes i els llança cap a l'interior del sistema solar. Així, el núvol proporciona una font contínua de material cometari que reemplaça als cometes destruïts. Actualment, s'estima que la massa total de cometes en el núvol d'Oort podria ser d'unes 40 vegades la massa de la Terra.

Cal remarcar que el núvol d'Oort només seria la font dels cometes de període llarg (P > 200 anys). Es creu que la font dels cometes de període curt (P < 200 anys) seria el cinturó de Kuiper.

Estels

Es creu que els cometis s'han originat en dos punts ben diferenciats del Sistema Solar. Els estels de període curt es van generar en la seva major part en el cinturó de Kuiper o en el disc dispers, que comencen a partir de l'òrbita de Plutó (38 UA del Sol) i s'estenen fins a les 100 UA. Els de període llarg, com el cometa Hali-Bopp, que triguen milers d'anys a completar una òrbita, es van originar tots en el núvol d'Oort. El cinturó de Kuiper genera pocs estels a causa de la seva òrbita estable, al contrari que el disc dispers, que és dinàmicament molt actiu.^[28] Els estels escapen del disc dispers i cauen sota els dominis gravitatoris dels planetes exteriors, convertint-se en el que es coneix com centauros.^[29] Aquests centauros, amb el temps, són enviats més endins del Sistema Solar i es converteixen en estels de període curt.^[30]

[[Arxiu:Lspn comet halley.jpg|thumb|250px|right|Cometi Halley, és el prototip dels cometis tipus Halley (període curt), que es creu que es van originar en el núvol d'Oort.]] Els estels de període curt poden dividir-se en dos tipus: els de la família Júpiter i els de la família Halley (també cridats cometis tipus Halley). La seva principal diferència radica en el període; els primers triguen menys de vint anys a completar-ho i tenen semieixos majors entorn de 5 UA, i els segons triguen més de vint anys i el seu semieix major sol ser de més de 10 UA. També es pot utilitzar el paràmetre de Tisserand per diferenciar-los,^{[Nota 2]} sent " ${T_{p}}=2$ " la frontera de separació entre tots dos, encara que la seva efectivitat està disputada. A més, els estels de la família Júpiter tenen inclinacions orbitals baixes, uns 10º de mitjana, mentre que els de tipus Halley tenen inclinacions orbitals molt desiguals, encara que generalment molt pronunciades, d'uns 41º de mitjana. Totes aquestes diferències tenen lloc a causa del seu origen: els estels de la família Júpiter es van formar en la seva major part en el disc dispers, mentre que els de la família Halley es van originar en el núvol d'Oort.^[31] Es creu que aquests últims van ser estels de període llarg que van ser capturats per la gravetat dels planetes gegants i enviats al Sistema Solar interior.^[6]

Jan Oort es percató que el nombre d'estels era menor que el predit pel seu model, i encara en l'actualitat el problema està sense resoldre. Les hipòtesis apunten a la destrucció dels estels per impacte o a la seva disgregació per forces de marea; també se suggereix la pèrdua de tots els compostos volàtils o la formació d'una capa no volàtil en la seva superfície, la qual cosa faria invisible al cometa.^[32] S'ha observat també que la incidència dels estels als planetes exteriors és molt major que en els interiors. El més probable és que es degui a l'atracció gravitatòria de Júpiter, que actuaria a manera de barrera, atrapant els estels i fent que col·lisionessin amb ell, de la mateixa manera que va succeir amb el cometi Shoemaker-Levy 9 en 1994.^[33]

Forces de marea

[[Arxiu:Força de marea.svg|thumb|200px|right|Igual que la Lluna exerceix marees sobre els oceans de la Terra, el núvol d'Oort també sofreix aquestes forces de marea; seguint el símil la Lluna seria la Via Làctica, i els oceans els objectes del núvol d'Oort.]] Les forces de marea es produeixen a causa que la gravetat que exerceix un cos decreix amb la distància. L'efecte més quotidià són les marees que la Lluna provoca sobre els oceàs terrestres, causant que aquests pugin o baixin segons la seva proximitat al satèl·lit.^[34]^[35] De la mateixa manera, la Via Làctica exerceix aquestes forces de marea sobre el núvol d'Oort, deformant-la lleugerament cap al centre de la galàxia (pel que el núvol d'Oort no és una esfera perfecta). En el Sistema Solar interior aquesta marea galàctica és ínfima, ja que la gravetat solar predomina, però com més gran és la llunyania al Sol aquella es torna cada vegada més perceptible. Aquesta petita força és suficient per pertorbar el moviment d'alguns membres del núvol, i una part d'ells són enviats cap al Sol.^[36]^[37]^[38]

Alguns experts creuen que la marea galàctica va poder haver augmentat els perihelios (distància més propera al Sol) d'alguns planetesimalés amb grans afelios, contribuint així a la formació del núvol d'Oort.^[39] Els efectes de la marea galàctica són molt complexos, i depenen en gran mesura del comportament de cadascun dels objectes del sistema planetari. Per contra, a nivell global els efectes són més que evidents: es creu que prop d'un 90% dels estels que expulsa el núvol d'Oort es deuen a ella.^[40] Els models estadístics basats en les òrbites dels estels de període llarg recolzen aquesta idea.^[41]

Cicles d'extinció

En estudiar les extincions en la Terra els científics van advertir un patró que es repeteix cada cert temps. Van observar que aproximadament cada 26 milions d'anys al nostre planeta desapareix un percentatge d'espècies considerable, encara que encara no se sap amb certesa quina ho causa.

La marea galàctica podria explicar aquests cicles d'extincions. El Sol gira al voltant del centre de la Via Làctica, i en la seva òrbita entorn d'ell passa pel plànol galàctic amb certa regularitat. Quan el nostre astre està situat fora del plànol galàctic la força de marea provocada per la galàxia és més feble; de la mateixa manera, quan creua el plànol galàctic la intensitat d'aquesta força arriba al seu màxim, resultant en un increment de la pertorbació del núvol d'Oort, i per tant de l'enviament d'estels cap al Sistema Solar interior fins a un factor de quatre. Es calcula que el Sol passa a través del plànol galàctic cada 20-25 milions d'anys.^[42] No obstant això, alguns astrònoms creuen que el pas del Sol pel plànol galàctic no pot explicar per si solament l'augment de l'enviament d'estels, argumentant que actualment el Sol està situat molt prop del plànol galàctic i no obstant això l'últim esdeveniment d'extinció va succeir fa amb prou feines 15 milions d'anys. En lloc d'això proposen com a causa el pas del Sol pels braços espirals de la galàxia, els quals, a part d'albergar a multitud de núvols moleculars que pertorben el núvol d'Oort, també acullen a nombroses gegants blaus, el temps dels quals de vida és molt curt en consumir més ràpidament el seu combustible nuclear i en qüestió d'uns pocs milions d'anys fan explotar violentament originant supernovas.^[43]

Pertorbacions estel·lars

A part de la marea galàctica, existeixen altres mecanismes capaços d'enviar estels cap al Sistema Solar interior, com els camps gravitatoris dels estels propers o de les grans núvols moleculars.^[33] En ocasions, durant l'òrbita que segueix el Sol a través de la galàxia s'aproxima a altres sistemes estel·lars. Per exemple, s'ha calculat que durant els propers 10 milions d'anys l'estel conegut amb majors possibilitats d'afectar al núvol d'Oort és Gliese 710 (de fet, es calcula que dins d'uns 1,4 milions d'anys transitarà pel núvol d'Oort, augmentant fins a en un 50% la taxa d'expulsió d'estels).^[44]^[45] Aquest procés també dispersa els objectes fos del plànol eclíptico, explicant la distribució esfèrica del núvol.^[46]

Hipòtesi de Némesis

En 1984, Richard A. Muller, Piet Hut i Mark Davis, van suggerir la possibilitat que el Sol pogués tenir una companya estel·lar que li orbitara.^[47] Aquest objecte hipotètic va rebre el nom de Némesis, que seria probablement una nana marró i orbitaría molt prop d'on creiem que es troba el núvol d'Oort. Némesis posseiria una òrbita el·líptica, per la qual cosa cada 26 milions d'anys passaria a través del núvol, bombardejant estels al Sistema Solar interior,^[48] el que explicaria la periodicitat de les extincions en la Terra. Un any més tard, D. Whitmire i J. J. Matese van suggerir la possibilitat que Némesis pogués tractar-se d'un petit forat negre, i en el 2002 aquest últim va proposar l'existència d'un planeta gegant molt distant que seria el causant que una gran part dels estels que arriben al Sistema Solar interior provinguin d'una regió concreta del núvol d'Oort.^[49]

No obstant això, no s'han trobat proves definitives de la seva existència, i molts científics argumenten que una companya estel·lar a una distància tan enorme del Sol no podria tenir una òrbita estable, ja que seria expulsada per les pertorbacions de les altres estels.

Objectes del núvol d'Oort

^[50]

Els objectes del núvol d'Oort són tan llunyans que de moment tan sols s'ha descobert un possible candidat a formar-ne part: és l'objecte transneptunià (90377) Sedna, descobert el novembre del 2003 des de l'Observatori del Mont Palomar a Califòrnia. Sedna posseeix una òrbita el·líptica molt excèntrica que el porta de 76 a 902 UA del Sol, molt més a prop del que s'esperaria d'un objecte del núvol d'Oort però massa lluny per a ser considerat objecte del cinturó de Kuiper o del disc dispers.^[51]

Per a explicar l'òrbita de Sedna, els seus descobridors han proposat la hipòtesi de què el núvol d'Oort s'estén fins a una distància molt més propera al Sol del que es pensava fins ara. Aquest "núvol d'Oort intern" estaria situat al mateix pla que el cinturó de Kuiper i s'estendria fins a tan sols uns pocs centenars d'unitats astronòmiques del Sol.^[52] De ser certa, aquesta hipòtesi implicaria que, durant la seva formació, el Sol no era una estrella aïllada sinó que formava part d'un cúmul d'estrelles properes entre sí. Durant la formació del núvol d'Oort, els objectes que eren expulsats pels gegants gasosos cap a l'exterior del sistema solar, com per exemple Sedna, s'haurien vist afectats per la interacció gravitatòria amb aquestes estrelles tan pròximes i les seves òrbites s'haurien estabilitzat a una distància molt més propera al Sol del que prediu la teoria actual.

**Possibles Objectes del Núvol d'Oort**
Nombre	Nom	Diàmetre equatorial (km)	Perihelio (ua)	Afelio (ua)	Any de descobriment	Descobridor
90377	Sedna	1.180 ? 1.800 km	76,1	892	2003	Brown, Trujillo, Rabinowitz
148209	2000 CR₁₀₅	250 km	44,3	397	2000	Observatori Lowell
-	2006 SQ₃₇₂	50 ? 100 km	24,17	2.005,38	2006	Sloan Digital Sky Survey
-	2008 KV₄₂	58,9	20.217	71.760	2008	Canada-France-Hawaii Telescope

Notes

↑ La magnitud absoluta és la mesura de la lluentor d'un objecte celeste si es trobés a 10 pcs (Pársecs); per contra, la magnitud aparent mesura la lluentor que s'observa des de la Terra. Com la magnitud absoluta part que tots els cossos es troben a la mateixa distància, es tracta d'una mesura de la lluentor real d'un objecte. Com més brillant sigui un objecte, menor serà el valor de la seva magnitud absoluta.
↑ El paràmetre Tisserand ve dau per:
$T_{p}={\frac {a_{p}}{a}}+2\cdot \cos(i)\cdot {\sqrt {{\frac {a}{a_{p}}}\cdot (1-i^{2})}}$
On:
" $a_{p}$ " és el semieix major del planeta.

"a" és el semieix major del cometa.

"i" és la inclinació orbital del cometa.

"i" és la excentricitat del cometa.

Referències

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 ^1,4 ^1,5 ^1,6 ^1,7 ^1,8 Error en el títol o la url.Morbidelli, Alessandro. «». [Consulta: 2 setembre].
↑ ^2,0 ^2,1 ^2,2 Emel'yanenko, V.V.; Asher, D.J. i Bailey, M.I. «The fonamental role of the Oort cloud in determining the flux of comets through the planetary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 381, 2007.
↑ Morbidelli, A. i Levison H. F. «Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR₁₀₅ and 2003 VB₁₂ (Sedna)». The Astronomical Journal, 128, 2004.
↑ Ernst Julius Öpik «Noti on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits». Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences, 67, 1932.
↑ ^5,0 ^5,1 Oort, J. H. «The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin». Bull. Astron. Inst. Neth., 11, 1950.
↑ ^6,0 ^6,1 Jewitt, David C. «From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». The Astronomical Journal, 123, 2002.
↑ ^7,0 ^7,1 ^7,2 ^7,3 Plantilla:Cita lliuro
↑ ^8,0 ^8,1 Hills, J. G. «Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud». Astronomical Journal, 86, 1981.
↑ Levison, H. F.; Dons, L. i Duncan M. J. «The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud». The Astronomical Journal, 121, 2001.
↑ Plantilla:Cita lliuro
↑ Fernández, Julio A. «The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment». Icarus, 129, 2002.
↑ Error en el títol o la url.Paul R. Weissman. «» (en anglès). Scientific American. [Consulta: 1 setembre].
↑ Weissman, P. R. «The mass of the Oort cloud». Astronomy and Astrophysics, 118, 1983.
↑ Error en el títol o la url.Buhai, Sebastian. «» (en anglès). [Consulta: 1 setembre].
↑ Gibb, I. L.; Mumma, M. J.; Russo, N. D.; Vaig donar Santi, M. A. i Magee-Sauer, K. «Methane in Oort cloud comets». Icarus, 165, 2003.
↑ Weissman, Paul R. i Levison, Harold F. «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». The Astrophysical Journal Letters, 488, 1997.
↑ Hutsemékers, D.; Manfroid, J.; Jehin, I.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; Stüwe, J. A. i Zucconi J. M. «Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets». Astronomy & Astrophysics, 440, 2005.
↑ Neslu?an, L. «The Oort cloud as a remnant of the protosolar nebula». Astronomy and Astrophysics, 361, 2000.
↑ Ootsubo, T.; Watanabe, J.; Kawakita, H.; Profunda M. i Furusho R. «Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features». Planetary and Space Science, 55, 2007.
↑ Mumma, M. J.; Vaig donar Santi, M. A.; Magee-Sauer, K.; Bonev, B. P.; Villanueva, G. L.; Kawakita, H.; Russo, N.; Gibb, I. L.; Blake, G. A.; Lyke, J. I.; Campbell, R. D.; Aycock, J.; Conrad, A. i Hill G. M. «Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact». Science, 310, 2005.
↑ «Oort Cloud & Sol b?» (en inglés). [Consulta: 2 septiembre].
↑ Levison, H.; Dones, L.; Duncan, M.; Weissman, P. «The Formation of the Oort Cloud». American Astronomical Society, 31, 1999.
↑ Dones, L.; Duncan, M. J.; Levison, H. F.; Weissman, P. R. «Simulations of the Formation of the Oort Cloud of Comets». Bulletin of the American Astronomical Society, 30, 1998. p. 1113.
↑ Fernández, Julio A. «The scattered disk population as a source of Oort cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort cloud». Icarus, 172, 2004.
↑ Fernández, Julio A.; Gallardo, T. i Brunini, A. «The Scattered Disk Population and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets, 92, 2003.
↑ Stern, S. Alan i Weissman, Paul R. «Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud». Nature, 409, 2001.
↑ Brasser, R.; Duncan, M .J. i Levison, H. F. «Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud». Icarus, 184, 2006.
↑ Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenades ref name=
↑ Plantilla:Cita lliuro
↑ Horner, J., Evans, N.W.; Bailey, M.I. i Asher D.J. «The populations of comet-like bodies in the Solar system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 343, 2003.
↑ Error en el títol o la url.«» (pdf) (en espanyol). [Consulta: 4 setembre].
↑ Dons, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J. «Oort Cloud Formation and Dynamics». ASP Conference Proceedings, 323, 2004.
↑ ^33,0 ^33,1 Fernández, Julio A. «Long-Period Comets and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets, 89, 2000.
↑ Butikov, Eugene I. «A dynamical picture of the oceanic tides». American Journal of Physics, 70, 2002.
↑ Kapoulitsas, G. M. «On the generation of tides». Eur. J. Phys., 6, 1985.
↑ Breiter, S.; Dybczynski, P. A.; Elipe, A. «The action of the Galactic disk on the Oort cloud comets». Astronomy and Astrophysics, 315, 1996.
↑ Fouchard, M.; Froeschlé, C.; Valsecchi, G. i Rickman, H. «Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 95, 2006.
↑ Matese, J. i Whitmire, D. «Tidal Imprint of Distant Galactic Matter on the Oort Comet Cloud». The Astrophysical Journal Letters, 472, 1996.
↑ Higuchi, A.; Kokubo, I.; Mukai, T. «Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide». Bulletin of the American Astronomical Society, 37, 2005.
↑ Nurmi, P.; Valtonen, M. J. i Zheng, J. Q. «Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 327, 2001.
↑ Matese, J. J. i Lissauer, J. J. «Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernable». Icarus, 170, 2004.
↑ Error en el títol o la url.«» (en anglès). [Consulta: 15 setembre].
↑ Leitch, I.M. i Vasisht, G. «Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms». New Astronomy, 3, 1998.
↑ García-Sánchez, Joan; Preston, Robert A.; Jones, Dayton L.; Weissman, Paul R.; Lestrade, Jean-François; Latham, David W.; Stefanik, Robert P. «Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data». The Astronomical Journal, 117, 1999.
↑ Molnar, L. A. i Mutel, R. L. «Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710». Bulletin of the American Astronomical Society, 29, 1997.
↑ Higuchi, A.; Kokubo, I. i Mukai, T. «Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet cloud Candidates». The Astronomical Journal, 131, 2006.
↑ Davis, M.; Hut, P. i Muller, R. A. «Extinction of Species by Periodic Comet Showers». Nature, 308, 1984.
↑ Hills, J. G. «Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit». Nature, 311, 1984.
↑ Matese, J. J. i Lissauer, J. J. «Continuing evidence of an impulsive component of Oort cloud cometary flux». Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors, 2002.
↑ Brown, M. E.; Trujillo, C.; Rabinowitz, D. «Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid». The Astrophysical Journal, 617, 2004. p. 645-649.
↑ Sheppard, S. S. «Small Bodies in the Outer Solar System». New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium, 352, Octubre, 2005. The University of Texas, Austin, Texas, USA.
↑ Gomes, R. S.; Matese, J. J. y Lissauer, J. J. «A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects». Icarus, 184, 2, 2006. p. 589-601.

Oort, J. H., The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin, Bull. Astron. Inst. Neth., vol. 11, p. 91-110 (1950) Article en pdf

Vegeu també

Portal: Astronomia

Portal: Espai

Objecte transneptunià
Cometa
Cometa Hale-Bopp, cometa de període llarg
Cometa Ikeya-Seki, cometa de període llarg
Gran cometa de 1811, cometa de període llarg

Enllaços externs

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Núvol d'Oort

(castellà) Astrogea: el núvol d'Oort
(castellà) Descobriment de Sedna
(castellà) "Núvol d'Oort" en Astromia
(castellà) Educared (amb il·lustració)
(castellà) "Cometes", en Planetaris
(castellà) Article "Núvol d'Oort: el límit solar" en Observatori.
(anglès) Nineplanets: The Kuiper Belt and the Oort Cloud
(anglès) Solarviews: The Oort Cloud
(anglès) Representació del núvol d'Oort
(anglès) Pàgina de Mike Brown sobre (90377) Sedna

Plantilla:Enllaç AB Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD

[12] La magnitud absoluta és la mesura de la lluentor d'un objecte celeste si es trobés a 10 pcs (Pársecs); per contra, la magnitud aparent mesura la lluentor que s'observa des de la Terra. Com la magnitud absoluta part que tots els cossos es troben a la mateixa distància, es tracta d'una mesura de la lluentor real d'un objecte. Com més brillant sigui un objecte, menor serà el valor de la seva magnitud absoluta.

[32] El paràmetre Tisserand ve dau per:
$T_{p}={\frac {a_{p}}{a}}+2\cdot \cos(i)\cdot {\sqrt {{\frac {a}{a_{p}}}\cdot (1-i^{2})}}$
On:
" $a_{p}$ " és el semieix major del planeta.

"a" és el semieix major del cometa.

"i" és la inclinació orbital del cometa.

"i" és la excentricitat del cometa.

[Morbidelli2005-1] 1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 ^1,4 ^1,5 ^1,6 ^1,7 ^1,8 Error en el títol o la url.Morbidelli, Alessandro. «». [Consulta: 2 setembre].

[Emelyanenko2007-2] 2,0 ^2,1 ^2,2 Emel'yanenko, V.V.; Asher, D.J. i Bailey, M.I. «The fonamental role of the Oort cloud in determining the flux of comets through the planetary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 381, 2007.

[Morbidelli2004-3] Morbidelli, A. i Levison H. F. «Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR₁₀₅ and 2003 VB₁₂ (Sedna)». The Astronomical Journal, 128, 2004.

[Opik1932-4] Ernst Julius Öpik «Noti on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits». Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences, 67, 1932.

[Oort1950-5] 5,0 ^5,1 Oort, J. H. «The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin». Bull. Astron. Inst. Neth., 11, 1950.

[Jewitt2002-6] 6,0 ^6,1 Jewitt, David C. «From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». The Astronomical Journal, 123, 2002.

[Enciclopèdia-7] 7,0 ^7,1 ^7,2 ^7,3 Plantilla:Cita lliuro

[Hills1981-8] 8,0 ^8,1 Hills, J. G. «Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud». Astronomical Journal, 86, 1981.

[Levison2001-9] Levison, H. F.; Dons, L. i Duncan M. J. «The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud». The Astronomical Journal, 121, 2001.

[NAS1991-10] Plantilla:Cita lliuro

[Fernandez2002-11] Fernández, Julio A. «The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment». Icarus, 129, 2002.

[SciAmerican-13] Error en el títol o la url.Paul R. Weissman. «» (en anglès). Scientific American. [Consulta: 1 setembre].

[Weissman1983-14] Weissman, P. R. «The mass of the Oort cloud». Astronomy and Astrophysics, 118, 1983.

[Buhai-15] Error en el títol o la url.Buhai, Sebastian. «» (en anglès). [Consulta: 1 setembre].

[Gibb2003-16] Gibb, I. L.; Mumma, M. J.; Russo, N. D.; Vaig donar Santi, M. A. i Magee-Sauer, K. «Methane in Oort cloud comets». Icarus, 165, 2003.

[Weissman1997-17] Weissman, Paul R. i Levison, Harold F. «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». The Astrophysical Journal Letters, 488, 1997.

[Hutsemekers2005-18] Hutsemékers, D.; Manfroid, J.; Jehin, I.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; Stüwe, J. A. i Zucconi J. M. «Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets». Astronomy & Astrophysics, 440, 2005.

[Neslusan2000-19] Neslu?an, L. «The Oort cloud as a remnant of the protosolar nebula». Astronomy and Astrophysics, 361, 2000.

[Ootsubo2007-20] Ootsubo, T.; Watanabe, J.; Kawakita, H.; Profunda M. i Furusho R. «Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features». Planetary and Space Science, 55, 2007.

[Mumma2005-21] Mumma, M. J.; Vaig donar Santi, M. A.; Magee-Sauer, K.; Bonev, B. P.; Villanueva, G. L.; Kawakita, H.; Russo, N.; Gibb, I. L.; Blake, G. A.; Lyke, J. I.; Campbell, R. D.; Aycock, J.; Conrad, A. i Hill G. M. «Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact». Science, 310, 2005.

[Sol-22] «Oort Cloud & Sol b?» (en inglés). [Consulta: 2 septiembre].

[Levison1999-23] Levison, H.; Dones, L.; Duncan, M.; Weissman, P. «The Formation of the Oort Cloud». American Astronomical Society, 31, 1999.

[Dones1998-24] Dones, L.; Duncan, M. J.; Levison, H. F.; Weissman, P. R. «Simulations of the Formation of the Oort Cloud of Comets». Bulletin of the American Astronomical Society, 30, 1998. p. 1113.

[Fernandez2004-25] Fernández, Julio A. «The scattered disk population as a source of Oort cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort cloud». Icarus, 172, 2004.

[Fernandez2003-26] Fernández, Julio A.; Gallardo, T. i Brunini, A. «The Scattered Disk Population and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets, 92, 2003.

[Stern2001-27] Stern, S. Alan i Weissman, Paul R. «Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud». Nature, 409, 2001.

[Brasser2006-28] Brasser, R.; Duncan, M .J. i Levison, H. F. «Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud». Icarus, 184, 2006.

[ref_name=-29] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenades ref name=

[30] Plantilla:Cita lliuro

[Horner2003-31] Horner, J., Evans, N.W.; Bailey, M.I. i Asher D.J. «The populations of comet-like bodies in the Solar system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 343, 2003.

[Estels-33] Error en el títol o la url.«» (pdf) (en espanyol). [Consulta: 4 setembre].

[Dons2004-34] Dons, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J. «Oort Cloud Formation and Dynamics». ASP Conference Proceedings, 323, 2004.

[Fernandez2000-35] 33,0 ^33,1 Fernández, Julio A. «Long-Period Comets and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets, 89, 2000.

[Butikov2002-36] Butikov, Eugene I. «A dynamical picture of the oceanic tides». American Journal of Physics, 70, 2002.

[Kapoulitsas1985-37] Kapoulitsas, G. M. «On the generation of tides». Eur. J. Phys., 6, 1985.

[Breiter1996-38] Breiter, S.; Dybczynski, P. A.; Elipe, A. «The action of the Galactic disk on the Oort cloud comets». Astronomy and Astrophysics, 315, 1996.

[Fouchard2006-39] Fouchard, M.; Froeschlé, C.; Valsecchi, G. i Rickman, H. «Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 95, 2006.

[Matese1996-40] Matese, J. i Whitmire, D. «Tidal Imprint of Distant Galactic Matter on the Oort Comet Cloud». The Astrophysical Journal Letters, 472, 1996.

[Higuchi2005-41] Higuchi, A.; Kokubo, I.; Mukai, T. «Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide». Bulletin of the American Astronomical Society, 37, 2005.

[Nurmi2001-42] Nurmi, P.; Valtonen, M. J. i Zheng, J. Q. «Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 327, 2001.

[Matese2004-43] Matese, J. J. i Lissauer, J. J. «Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernable». Icarus, 170, 2004.

[Szpir-44] Error en el títol o la url.«» (en anglès). [Consulta: 15 setembre].

[Leitch1998-45] Leitch, I.M. i Vasisht, G. «Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms». New Astronomy, 3, 1998.

[Sanchez1999-46] García-Sánchez, Joan; Preston, Robert A.; Jones, Dayton L.; Weissman, Paul R.; Lestrade, Jean-François; Latham, David W.; Stefanik, Robert P. «Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data». The Astronomical Journal, 117, 1999.

[Molnar1997-47] Molnar, L. A. i Mutel, R. L. «Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710». Bulletin of the American Astronomical Society, 29, 1997.

[Higuchi2006-48] Higuchi, A.; Kokubo, I. i Mukai, T. «Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet cloud Candidates». The Astronomical Journal, 131, 2006.

[Davis1984-49] Davis, M.; Hut, P. i Muller, R. A. «Extinction of Species by Periodic Comet Showers». Nature, 308, 1984.

[Hills1984-50] Hills, J. G. «Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit». Nature, 311, 1984.

[Matese2002-51] Matese, J. J. i Lissauer, J. J. «Continuing evidence of an impulsive component of Oort cloud cometary flux». Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors, 2002.

[Brown2004-52] Brown, M. E.; Trujillo, C.; Rabinowitz, D. «Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid». The Astrophysical Journal, 617, 2004. p. 645-649.

[Sheppard2005-53] Sheppard, S. S. «Small Bodies in the Outer Solar System». New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium, 352, Octubre, 2005. The University of Texas, Austin, Texas, USA.

[Gomes2006-54] Gomes, R. S.; Matese, J. J. y Lissauer, J. J. «A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects». Icarus, 184, 2, 2006. p. 589-601.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[Nota 1]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[Nota 2]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

Sistema solar

el Sol · Mercuri · Venus · la Terra · Mart · Ceres · Júpiter · Saturn · Urà · Neptú · Plutó · Haumea · Makemake · Eris
Satèl·lits (Terrestre · Satèl·lits de Mart · Satèl·lits de Júpiter · Satèl·lits de Saturn · Satèl·lits d'Urà · Satèl·lits de Neptú · Satèl·lits de Plutó · Satèl·lits d'Haumea · Satèl·lit d'Eris) · Anells (Anells de Júpiter · Anells de Saturn · Anells d'Urà · Anells de Neptú)
Meteoroides · Planetes menors (Asteroides (Cinturó d'asteroides) · Centaures · OTNs (Cinturó de Kuiper · Disc dispers) ) · Cometes (Núvol d'Oort)
Articles relacionats: Cronologia de l'astronomia del sistema solar · Cronologia del descobriment dels planetes del sistema solar i dels seus satèl·lits naturals · Descobriment i exploració del Sistema Solar · Cronologia de l'exploració del Sistema Solar · Llista d'asteroides · Portal del sistema solar · Portal d'astronomia