| Nuvem de colinas | |
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Impressão artística da nuvem Oort e da nuvem Hills. | |
| Sobrenome | sol |
|---|---|
| Tipo espectral | G2 V |
| Magnitude aparente | -26,74 |
| Disco | |
| Modelo | Disco de Detritos |
| Características orbitais | |
| Semi-eixo maior (a) | 100-3 000-20 000-30 ua 000 ua |
| Características físicas | |
| Descoberta | |
| informação adicional | |
A nuvem Hills , também chamada de nuvem interna de Oort , nuvem interna Öpik-Oort , nuvem interna ou nuvem fóssil de Oort , é um vasto conjunto hipotético do corpo esférico da nuvem de Oort localizado entre 100 e 3.000 unidades astronômicas (borda interna) e 2− 3 × 10 4 unidades astronômicas (borda externa) do sol. Este disco está, portanto, bem além da órbita dos planetas e do cinturão de Kuiper. A nuvem (externa) de Oort, por sua vez, forma uma estrutura esferoidal além da nuvem Hills.
A Hills Cloud é uma das teorias astronômicas mais prováveis, pois muitos corpos já foram localizados. É muito mais espesso, mas menos vasto do que a Nuvem de Oort. As interações gravitacionais de estrelas próximas e os efeitos da maré galáctica deram aos cometas da Nuvem de Oort órbitas circulares, o que não deve ser o caso dos cometas da Nuvem das Colinas.
Entre 1932 e 1981, os astrônomos acreditavam que havia apenas uma nuvem: a Nuvem de Oort teorizada por Ernst Öpik e Jan Oort e que com o cinturão de Kuiper , representava a única reserva de cometas .
Em 1932 , o astrônomo estoniano Ernst Öpik formulou a hipótese de que os cometas se originaram em uma nuvem orbitando na borda externa do Sistema Solar. Em 1950 , essa ideia foi revivida de forma independente pelo astrônomo holandês Jan Oort para explicar essa aparente contradição: os cometas são destruídos após várias passagens pelo Sistema Solar Interior. Assim, se tudo tivesse existido por vários bilhões de anos (ou seja, desde o início do Sistema Solar), nada poderia ser observado hoje.
Oort selecionou para seu estudo os 46 cometas mais bem observados entre 1850 e 1952 . A distribuição dos inversos dos semi-eixos maiores revelou uma frequência máxima que sugeria a existência de um reservatório de cometas entre 40.000 e 150.000 au (ou seja, entre 0,6 e 2,5 anos-luz). Este, situado nos limites da esfera de influência gravitacional do Sol, estaria sujeito a perturbações de origem estelar, susceptíveis de expulsar os cometas da nuvem, quer para fora, quer para dentro dando origem ao aparecimento de um novo cometa.
Durante a década de 1980, os astrônomos perceberam que a nuvem principal poderia ter uma nuvem interna que começaria a cerca de 3.000 UA do Sol e continuaria até a nuvem clássica a 20.000 UA. A maioria das estimativas coloca a população da Hills Cloud em cerca de cinco a dez vezes a da nuvem externa, cerca de 20 trilhões, embora o número possa ser dez vezes isso.
O modelo principal da "nuvem interna" foi proposto em 1981 pelo astrônomo JG Hills, do Laboratório de Los Alamos, que lhe deu o nome. Ele destacou essa nuvem ao calcular que a passagem de uma estrela perto do Sistema Solar poderia ter causado extinções de espécies na Terra, desencadeando uma “chuva de cometas”. Na verdade, sua pesquisa sugeriu que a maior parte da massa total dos cometas na nuvem teria uma órbita semieixo maior de 10 4 UA, portanto, muito mais perto do Sol do que a distância mínima da Nuvem de Oort. Além disso, a influência das estrelas circundantes, bem como da " Maré Galáctica ", deveria ter esvaziado a Nuvem de Oort, expelindo os cometas para fora ou para dentro do sistema solar. Ele então focou seus estudos na possibilidade da presença de outra nuvem menor, mais massiva e também mais próxima do Sol, que iria reabastecer a nuvem externa com cometas.
Nos anos seguintes, outros astrônomos credenciaram a pesquisa de Hills e a estudaram. Este é o caso de Sidney van den Bergh, que sugeriu a mesma estrutura além da Nuvem de Oort em 1982, depois Mark E. Bailey em 1983. Em 1986, Bailey estabeleceu que a maioria dos cometas do sistema solar não estão localizados no Área da nuvem de Oort, porém mais próxima, com uma órbita tendo um semieixo de 5000ua, e segundo ele viria de uma nuvem interior. A pesquisa foi ampliada pelos estudos de Victor Clube e Bill Napier em 1987 e de RB Stothers em 1988.
No entanto, a nuvem Hills só tem sido de grande interesse desde 1991, quando os cientistas retomaram a teoria de Hills (exceto os documentos escritos por Martin Duncan, Thomas Quinn e Scott Tremaine em 1987 que adotaram a teoria de Hills e realizaram pesquisas adicionais).
Como o cinturão de Kuiper , também chamado de cinturão de Edgeworth-Kuiper em homenagem aos nomes de cientistas que estudaram o fenômeno, as nuvens cometárias receberam o nome de astrônomos que demonstraram sua existência. A nuvem Hills então leva o nome do astrônomo JG Hills, que foi o primeiro a levantar a hipótese de que era um órgão independente da nuvem principal. É alternadamente chamada de nuvem interna de Oort, em homenagem ao astrônomo holandês Jan Oort (pronuncia-se / oːʁt / em holandês), e nuvem interna de Öpik-Oort, em homenagem ao astrônomo estoniano Ernst Öpik ( / ˈøpɪk / em estoniano).
Os cometas da nuvem de Oort são constantemente perturbados por seu ambiente. Uma parte significativa sai do Sistema Solar ou vai para o sistema interno. Essa nuvem deveria, portanto, ter se exaurido há muito tempo, mas não está. A Teoria da Nuvem de Hills pode fornecer uma explicação. JG Hills e outros cientistas sugeriram que seria uma fonte que envia cometas a um halo externo da Nuvem de Oort, reabastecendo-o quando o halo externo se esgota. Portanto, é muito provável que a nuvem Hills seja a maior concentração de cometas em todo o Sistema Solar .
A nuvem Hills ocuparia uma grande área de espaço entre o limite externo do cinturão de Kuiper , cerca de 50 UA e 20.000 UA , ou mesmo 30.000 UA .
A massa da nuvem Hills não é conhecida. Alguns cientistas acreditam que ela pode ser cinco vezes mais massiva que a Nuvem de Oort. De acordo com as estimativas de Bailey, a massa da nuvem Hills seria de 13,8 massas de terra se a maioria dos corpos estivesse localizada em torno de 10.000 UA.
Se as análises dos cometas forem representativas do todo, a grande maioria dos objetos na Hills Cloud é composta de vários gelos, como água, metano, etano, monóxido de carbono e cianeto de hidrogênio. No entanto, a descoberta do objeto PW de 1996, um asteróide em uma órbita mais típica de um cometa de longo período, sugere que a nuvem também pode conter objetos rochosos.
A análise das razões de isótopos de carbono e nitrogênio em cometas das famílias da Nuvem de Oort, por um lado, e em corpos da zona de Júpiter, por outro lado, mostra pouca diferença entre os dois, apesar de suas regiões distintamente remotas. Isso sugere que ambos se originam da nuvem protoplanetária original, uma descoberta também apoiada por estudos de tamanho de partícula de cometas na nuvem e o recente estudo de impacto do cometa 9P / Tempel .
A Nuvem de Oort é um resquício do disco protoplanetário original que teria se formado em torno do Sol após o colapso da nebulosa solar , há 4,6 bilhões de anos. Para muitos cientistas, a Hills Cloud não se formou ao mesmo tempo que a nuvem externa. Teria nascido da passagem de uma estrela a 800 UA do Sol , nos primeiros 800 milhões de anos do Sistema Solar o que poderia explicar a órbita excêntrica de (90377) Sedna que não deveria estar lá, n 'não ter a influência de Júpiter nem de Netuno , nem de um efeito de maré.
Portanto, é possível que a nuvem Hills seja “mais jovem” do que a nuvem Oort . Apenas (90377) Sedna apresenta essas irregularidades, para 2000 OO 67 e 2006 SQ 372 esta teoria não parece apropriada, pois os dois corpos orbitam perto dos gigantes gasosos.
Em 1,4 milhão de anos, a Nuvem das Colinas provavelmente será perturbada novamente pela passagem de outra estrela: Gliese 710 . Portanto, a maioria dos cometas, sejam eles provenientes da nuvem de Oort ou da nuvem das Colinas, serão perturbados, alguns serão ejetados e modificarão o tamanho, mas também a aparência da nuvem das Colinas. O problema é que ele pode desviar cometas dentro do sistema solar e causar um impacto hipotético com a Terra que lembraria o impacto que destruiu os dinossauros há 65 milhões de anos, resultando em extinção em massa .
| Sobrenome | Diâmetro (km) |
Periélio (UA) |
Afélia (UA) |
Descoberta |
|---|---|---|---|---|
| V774104 | 500 a 1000 | 50 | ~ 1000 | 2015 |
| 2012 VP113 | 315 a 640 | 80,5 | 445 | 2012 |
| Sedna | 995 a 1.060 | 76,1 | 935 | 2003 |
| 2000 OO 67 | 28 a 87 | 20,8 | 1014,2 | 2000 |
| 2006 SQ 372 | 50 a 100 | 24,17 | 2.005,38 | 2006 |
Os corpos da Nuvem de Colinas são compostos principalmente de água gelada, metano e amônia. Muitos cometas são conhecidos por se originarem da nuvem Hills, como o cometa Hyakutake .
Alguns corpos muito estranhos podem fazer parte da Nuvem das Colinas. Muitos mistérios giram em torno do (528219) 2008 KV 42 , com sua órbita retrógrada: pode ser que tenha vindo da Nuvem das Colinas, ou mesmo da Nuvem de Oort . O mesmo vale para os damocolóides de origem duvidosa, como o que deu nome a esta categoria: (5335) Dâmocles .
No artigo anunciando a descoberta de Sedna, Mike Brown e seus colegas afirmaram que estavam observando o primeiro corpo da Nuvem de Oort , a nuvem hipotética de cometas que estaria entre 2.000 e 50.000 UA do Sol. Eles observaram que, ao contrário de objetos espalhados como Eris , o periélio de Sedna (76 UA) está muito distante para a influência gravitacional de Netuno desempenhar um papel durante a evolução de Sedna. Sedna estando muito mais perto do Sol do que o esperado para os objetos da nuvem de Oort e sua inclinação sendo próxima à dos planetas e do cinturão de Kuiper, os autores consideraram Sedna como um "objeto da nuvem interna de Oort" ("objeto da nuvem interna de Oort") , localizado no disco colocado entre o cinturão de Kuiper e a parte esférica da nuvem.
Os cientistas sabiam de vários cometas que vieram da mesma região que esta nuvem cometária hipotética com um afélio maior do que 1000 UA, portanto, originários de uma área mais distante do Cinturão de Kuiper, mas inferior a 10.000 UA, portanto, muito perto do sistema. Interno para ser parte da Nuvem de Oort.
Alguns cometas famosos alcançam distâncias tão grandes que podem ser sérios candidatos ao título de Hills Cloud Bodies. O cometa Lovejoy descobriu no hemisfério sul o15 de março de 2007do astrônomo australiano Terry Lovejoy por exemplo, alcançou, durante sua maior distância do Sol, uma distância de 2.850 UA. O cometa Hyakutake foi descoberto em 1996 por um astrônomo amador Yuji Hyakutake , distante até 3410 UA do sol. O cometa Machholz , descobriu o27 de agosto de 2004do astrônomo amador Donald Edward Machholz , vai ainda mais longe, até 4.787 UA.
O Cometa McNaught , descobriu o7 de agosto de 2006na Austrália por Robert H. McNaught , que se tornou um dos cometas mais brilhantes das últimas décadas, tem uma órbita de 4.100 UA. Finalmente, um dos cometas famosos mais distantes é o cometa West , descoberto pelo astrônomo dinamarquês Richard M. West no observatório La Silla, no Chile, em10 de agosto de 1975 que sobe para 13.560 UA.
Sedna foi descoberta por Michael E. Brown , Chadwick Trujillo e David L. Rabinowitz em14 de novembro de 2003. No entanto, é difícil determinar sua forma devido à sua distância. Medições espectroscópicas mostraram que a composição de sua superfície é semelhante à de outros objetos transneptunianos: é composta principalmente de uma mistura de água gelada, metano e nitrogênio com tholin . Sua superfície é uma das mais avermelhadas do Sistema Solar.
Esta é provavelmente a primeira detecção da hipotética nuvem Hills. A região desta nuvem cometária foi definida como consistindo de objetos com órbitas em média entre 2.000 e 15.000 UA .
Sedna está, no entanto, muito mais perto do sistema interno do que a distância assumida para a nuvem Hills. O planetóide, descoberto a uma distância de cerca de 13 bilhões de quilômetros (90 UA) do Sol, circula em uma órbita elíptica que o leva a cada 12.260 anos a apenas 75 UA do Sol durante sua passagem mais próxima (a próxima ocorrerá em 2076 ), e leva a mais de 987 UA em seu ponto mais distante. Ao contrário dos cometas, este corpo não foi descoberto durante uma passagem pelo sistema interno. Com um diâmetro maior do que o do planeta anão Ceres , Sedna também é maior do que os cometas normais.
Mas Sedna não pode ser considerado um objeto do Cinturão de Kuiper , pois sua trajetória não o leva para a região do Cinturão de Kuiper. É um daqueles corpos que não pertencem a nenhum modelo, que é chamado de objeto destacado . A maioria desses objetos também está em ressonância com Netuno. Sedna nunca se aproxima dentro de 75 UA e não ressoa com o planeta gasoso. Portanto, considerar Sedna como um objeto da nuvem interna de Oort pode ser uma possibilidade.
A descoberta do objeto transneptuniano 2012 VP113 anunciada em26 de março de 2014muda a visão dos objetos transneptunianos. Esta estrela com 450 km de diâmetro, ao contrário dos planetas anões , não faz parte do cinturão de Kuiper. Sua órbita muito mais distante está entre 80 e 400 UA do sol. Possui características semelhantes ao Sedna. Alessandro Morbidelli, do observatório de Nice e especialista na dinâmica dos corpos do Sistema Solar, declarou à descoberta deste corpo que “confirma o que havia sugerido o de Sedna: há um reservatório de estrelas a várias centenas de unidades astronômicas, uma espécie de nuvem fantasma de Oort ”.
Esta descoberta permitiu destacar três e não dois reservatórios de cometas: o cinturão de Kuiper, a “nuvem fóssil de Oort” e a “clássica” nuvem de Oort. Esta nuvem fóssil de Oort conteria cerca de mil corpos com cerca de 1000 km de diâmetro. Ao contrário do Cinturão de Kuiper submetido à força de Netuno e da clássica Nuvem de Oort "influenciada pelas forças das marés da Galáxia ", o fóssil da Nuvem de Oort não é submetido a nenhuma força e fica congelado para sempre.