„Oort-felhő” változatai közötti eltérés

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Laptörténet interaktív böngészése
[nem ellenőrzött változat][ellenőrzött változat]
← Régebbi szerkesztésÚjabb szerkesztés →
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
VizuálisWikiszöveges
Peter89x (vitalap | szerkesztései)
26 szerkesztés
Nincs szerkesztési összefoglaló
Címke: HTML-sortörés
Peter89x (vitalap | szerkesztései)
26 szerkesztés
Nincs szerkesztési összefoglaló
9. sor: 9. sor:
{{cite web|url=http://www.centauri-dreams.org/?p=12909|title=Oort Finding: Many Comets From Other Stars|date=2010-06-11|publisher=[http://centauri-dreams.org/ Centauri Dreams]|language=angol|accessdate=2010-06-15}}</ref>
{{cite web|url=http://www.centauri-dreams.org/?p=12909|title=Oort Finding: Many Comets From Other Stars|date=2010-06-11|publisher=[http://centauri-dreams.org/ Centauri Dreams]|language=angol|accessdate=2010-06-15}}</ref>


A [[Kuiper-öv]] és a [[szórt korong]], a másik két Neptunuszon túli objektumcsoport kevesebb, mint egy ezredrészére van az Oort-felhő távolságának. Az Oort-felhő külső kiterjedése meghatározza Naprendszerünk [[gravitáció]]s határát.
A [[Kuiper-öv]] és a [[szórt korong]], a másik két Neptunuszon túli objektumcsoport kevesebb, mint egy ezredrészére van az Oort-felhő távolságának. Az Oort-felhő külső kiterjedése meghatározza Naprendszerünk [[gravitáció]]s határát.<ref name="NASA_SSE_oort">{{cite web
|title=Oort Cloud
|author="NASA Solar System Exploration"
|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=OortCloud&Display=OverviewLong
|accessdate=2008-12-02
}}</ref>


Az Oort-felhő két különálló régióra bontható: egy gömb alakú külső Oort-felhő és egy korong alakú belső Oort- vagy Hills-felhő. Az Oort-felhőt felépítő tárgyak javarészt [[víz]]-, [[ammónia]]- és [[metán]]jégből állnak. A csillagászok úgy vélik, hogy az Oort-felhőt felépítő anyagok a Naphoz közel alakultak ki, majd az óriásbolygók gravitációs hatására szétszóródtak a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában.
Az Oort-felhő két különálló régióra bontható: egy gömb alakú külső Oort-felhő és egy korong alakú belső Oort- vagy Hills-felhő. Az Oort-felhőt felépítő tárgyak javarészt [[víz]]-, [[ammónia]]- és [[metán]]jégből állnak. A csillagászok úgy vélik, hogy az Oort-felhőt felépítő anyagok a Naphoz közel alakultak ki, majd az óriásbolygók gravitációs hatására szétszóródtak a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában.


Bár nincsenek célzott megfigyelések az Oort-felhővel kapcsolatban, a csillagászok úgy vélik, hogy ez a forrása az összes hosszú periódusú és a Halley-típusú üstökösnek, melyek a Naprendszerbe lépnek, és sok Kentaur- és Jupiter-családú üstökösnek is. A külső Oort-felhő csak lazán kötődik a Naprendszerhez, és így könnyen fejti ki rá hatását az elhaladó csillagok gravitációs vonzása és a [[Tejútrendszer]] maga is. Ezek az erők esetenként elmozdíthatják az üstökösöket a felhőben lévő pályájukról, és a belső Naprendszer felé küldhetik. Pályájuk alapján a legtöbb rövid periódusú üstökös a szórt korongról érkezik, de néhány az Oort-felhőből eredeztethető. Bár a Kuiper-öv és a távolabbi szórt korong megfigyelt és feltérképezett, csak négy jelenleg ismert Neptunuszon túli objektum &mdash;[[90377 Sedna]], [[2000 CR105|2000 CR<sub>105</sub>]], [[2006_SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]], és [[2008_KV42|2008 KV<sub>42</sub>]]&mdash; tekinthető a belső Oort-felhő lehetséges tagjának.
Bár nincsenek célzott megfigyelések az Oort-felhővel kapcsolatban, a csillagászok úgy vélik, hogy ez a forrása az összes hosszú periódusú és a Halley-típusú üstökösnek, melyek a Naprendszerbe lépnek, és sok Kentaur- és Jupiter-családú üstökösnek is.<ref name="emel2007">{{cite journal|title=The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system|author=V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey|url=http://www.blackwell-synergy.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x|year=2007|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=381 |issue=2 |pages=779&ndash;789|publisher=Royal Astronomical Society|accessdate=2008-03-31|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x }}</ref> A külső Oort-felhő csak lazán kötődik a Naprendszerhez, és így könnyen fejti ki rá hatását az elhaladó csillagok gravitációs vonzása és a [[Tejútrendszer]] maga is. Ezek az erők esetenként elmozdíthatják az üstökösöket a felhőben lévő pályájukról, és a belső Naprendszer felé küldhetik. Pályájuk alapján a legtöbb rövid periódusú üstökös a szórt korongról érkezik, de néhány az Oort-felhőből eredeztethető. Bár a Kuiper-öv és a távolabbi szórt korong megfigyelt és feltérképezett, csak négy jelenleg ismert Neptunuszon túli objektum &mdash;[[90377 Sedna]], [[2000 CR105|2000 CR<sub>105</sub>]], [[2006_SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]], és [[2008_KV42|2008 KV<sub>42</sub>]]&mdash; tekinthető a belső Oort-felhő lehetséges tagjának.<ref name="herzberg2008">{{cite journal |journal=NRC Herzberg Institute of Astrophysics|year=2008|title=International Team of Astronomers Finds Missing Link|url=http://www.nrc-cnrc.gc.ca/eng/news/hia/2008/09/04/asteroid-2008kv42.html|accessdate=2008-09-05}}</ref>



==Hipotézis==
==Hipotézis==
1932-ben az [[Észtország|észt]] csillagász [[Ernst Öpik]] feltételezte, hogy a hosszú periódusú üstökösök egy, a Naprendszer legszélén keringő felhőből származnak. Ezt az elképzelést egy holland csillagász, [[Jan Hendrik Oort]] 1950-ben újraélesztette, egy paradoxon megoldásának eszközeként: a Naprendszer létezése óta az üstökösök pályája változó; mígnem a [[dinamika]] szabályai szerint az üstökösnek össze kell ütköznie a Nappal vagy egy bolygóval, vagy a Naprendszerben található égitestek [[perturbáció]]jának köszönhetően kirepülne. Sőt, az üstökösök illékony összetétele azt jelenti, hogy azok újra és újra a megközelítik a Napot, és a [[sugárzás]] fokozatosan felforralja az alkotóelemeket, amíg az üstökös fel nem bomlik vagy egy szigetelő burkolat nem alakul ki rajta, amely megakadályozza a további kipárolgásokat. Így indokolta Oort, hogy egy üstökös nem alakulhat ki jelenlegi pályáján, és létezésének szinte egész ideje alatt egy külső területen kell tartózkodnia.
1932-ben az [[Észtország|észt]] csillagász [[Ernst Öpik]] feltételezte, hogy a hosszú periódusú üstökösök egy, a Naprendszer legszélén keringő felhőből származnak. Ezt az elképzelést egy holland csillagász, [[Jan Hendrik Oort]] 1950-ben újraélesztette, egy paradoxon<ref name=Oort>{{cite journal|author=Jan Oort|title=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin|work= Bull. Astron. Inst. Neth.|volume=11|pages=91–110|year=1950|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1950BAN....11...91O&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf}}</ref> megoldásának eszközeként: a Naprendszer létezése óta az üstökösök pályája változó; mígnem a [[dinamika]] szabályai szerint az üstökösnek össze kell ütköznie a Nappal vagy egy bolygóval, vagy a Naprendszerben található égitestek [[perturbáció]]jának köszönhetően kirepülne. Sőt, az üstökösök illékony összetétele azt jelenti, hogy azok újra és újra a megközelítik a Napot, és a [[sugárzás]] fokozatosan felforralja az alkotóelemeket, amíg az üstökös fel nem bomlik vagy egy szigetelő burkolat nem alakul ki rajta, amely megakadályozza a további kipárolgásokat. Így indokolta Oort, hogy egy üstökös nem alakulhat ki jelenlegi pályáján, és létezésének szinte egész ideje alatt egy külső területen kell tartózkodnia.<ref name=dave>{{cite web|title=From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter|author=David C. Jewitt |url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/338692|work=University of Chicago|year=2001|accessdate=2007-06-26}}</ref><ref name=book>{{cite book | title=Encyclopedia of the Solar System | chapter=Comet Populations and Cometary Dynamics | author=Harold F. Levison, Luke Donnes | publisher=Academic Press | year=2007 | editor=Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson | edition=2<sup>nd</sup> | publication-place=Amsterdam; Boston | isbn=0120885891 | pages=575&ndash;588 }}</ref>


Az üstökösöknek két fő osztálya van: rövid periódusú üstökösök (más néven [[Ekliptika|ekliptikus]] üstökösök) és hosszú periódusú üstökösök (más néven közel [[Izotrópia|izotróp]] üstökösök). Az ekliptikus üstökösök viszonylag kis pályájúak (10 AU alattiak), és követik az [[Plane_of_the_ecliptic|ekliptikus síkot]], amelyen a bolygók is keringenek. Szinte az összes izotróp üstökös pályája igen nagy, több ezer AU-s, és az ég bármely irányából feltűnhetnek. Oort megállapította, hogy van egy kiugrás a közel izotróp üstökösök számában amelyek [[apszispont]]ja-a Naptól távolabb eső pontja- mintegy 20.000 AU, amely feltételezte, hogy van egy gömb alakú tározó ebben a távolságban, izotróp eloszlással. E viszonylag ritka üstökösök körülbelül 10.000 AU pályával valószínűleg metszik a Naprendszer bolygóinak pályáját, és a bolygók [[Gravitáció |gravitációs ereje]] hatással van saját pályájukra.
Az üstökösöknek két fő osztálya van: rövid periódusú üstökösök (más néven [[Ekliptika|ekliptikus]] üstökösök) és hosszú periódusú üstökösök (más néven közel [[Izotrópia|izotróp]] üstökösök). Az ekliptikus üstökösök viszonylag kis pályájúak (10 AU alattiak), és követik az [[Ekliptika|ekliptikus]] síkot, amelyen a bolygók is keringenek. Szinte az összes izotróp üstökös pályája igen nagy, több ezer AU-s, és az ég bármely irányából feltűnhetnek. Oort megállapította, hogy van egy kiugrás a közel izotróp üstökösök számában amelyek [[apszispont]]ja-a Naptól távolabb eső pontja- mintegy 20 000 AU, amely feltételezte, hogy van egy gömb alakú tározó ebben a távolságban, izotróp eloszlással. E viszonylag ritka üstökösök körülbelül 10 000 AU pályával valószínűleg metszik a Naprendszer bolygóinak pályáját, és a bolygók [[Gravitáció |gravitációs ereje]] hatással van saját pályájukra.


==Felépítése és összetétele==
==Felépítése és összetétele==
Az Oort-felhőig terjedő üres tér 2.000 és 5.000 AU-tól (0,03 és 0,08 fé), 50.000 AU-ig (0,79 fé) tart a Naptól számítva. Egyes becslések a külső peremét 100.000 és 200.000 AU (1,58 és 3,16 fé) közé teszik. A régió felosztható a gömb alakú külső Oort-felhőre 20.000-50.000 AU-ig (0,32-0,79 fé), és egy fánk alakú belső Oort-felhőre 2.000-20.000 AU-ig (0,03-0,32 fé). A külső felhőre csak gyengén hat a Nap gravitációja, és innen szakadnak el a hosszú periódusú (és esetleg a Halley-típusú) üstökösök a [[Neptunusz]] pályáján belülre. A belső Oort-felhő Hills-felhő néven is ismert, J. G. Hills után elnevezve, aki 1981-ben felfedezte a létezését. Modellek szerint a belső felhőben tízszer vagy százszor annyi üstökös mag van, mint a külső halo-ban; úgy fest ez egy lehetséges forrása a viszonylag vékony külső felhő utánpótlásának, minthogy az utóbbiban található üstökösök száma fokozatosan csökken. A Hills-felhő magyarázatot nyújt az Oort-felhő több milliárd éves létezésére.
Az Oort-felhőig terjedő üres tér 2 000 és 5 000 AU-tól (0,03 és 0,08 [[Fényév|fé]]), 50 000 AU-ig (0,79 fé) tart a Naptól számítva. Egyes becslések a külső peremét 100 000 és 200 000 AU (1,58 és 3,16 fé) közé teszik. A régió felosztható a gömb alakú külső Oort-felhőre 20 000-50 000 AU-ig (0,32-0,79 fé), és egy fánk alakú belső Oort-felhőre 2 000-20 000 AU-ig (0,03-0,32 fé). A külső felhőre csak gyengén hat a Nap gravitációja, és innen szakadnak el a hosszú periódusú (és esetleg a Halley-típusú) üstökösök a [[Neptunusz]] pályáján belülre. A belső Oort-felhő Hills-felhő néven is ismert, J. G. Hills után elnevezve, aki 1981-ben felfedezte a létezését. Modellek szerint a belső felhőben tízszer vagy százszor annyi üstökös mag van, mint a külső halo-ban<ref name="hills1981">{{cite journal
|author=Jack G. Hills
|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1981AJ.....86.1730H&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44b52c369025824
|title=Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud
|journal=The Astronomical Journal |volume=86
|month=November |year=1981 |pages=1730&ndash;1740
|doi=10.1086/113058}}
</ref><ref name="levison2001">
{{cite journal
|doi=10.1086/319943
|title=The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud
|author=Harold F. Levison, Luke Dones, Martin J. Duncan
|bibcode=2001AJ....121.2253L
|journal=Astronomical Journal
|volume=121
|pages=2253–2267
|year=2001
}}</ref><ref name="Donahue1991">{{cite book
| editor = Thomas M. Donahue
| others = Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson
| title = Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences
| publisher = National Academy Press
| year = 1991 | pages = 251
| link = http://books.nap.edu/openbook.php?record_id=1790&page=R1
| accessdate = 2008-03-18 | isbn = 0-309-04333-6}}</ref>; úgy fest ez egy lehetséges forrása a viszonylag vékony külső felhő utánpótlásának, minthogy az utóbbiban található üstökösök száma fokozatosan csökken. A Hills-felhő magyarázatot nyújt az Oort-felhő több milliárd éves létezésére.<ref name="Julio1997">{{cite journal
|title=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment
|author=Julio A. Fernéndez |journal=Icarus
|issue=219 |publisher=Elsevier |pages=106&ndash;119
|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/oort.pdf
|date=1997-04-07 |accessdate=2008-03-18}}</ref>


A külső Oort-felhő elméletileg több billió objektumot tartalmaz, amely nagyobb mint 1 km (0,62 mérföld) (sok milliárd [[abszolút fényesség]]e nagyobb, mint 11-ami megközelítőleg 20 km (12 mérföld) átmérőt jelent), a szomszédos objektumok általában több tíz millió kilométerre találhatók egymástól. A teljes tömege nem ismert, de feltételezve, hogy a Halley-üstökös alkalmas prototípusnak, az Oort-felhőben található összes üstökös becsült együttes tömege 3x10<sup>25</sup> (megközelítőleg a Föld tömegének ötszöröse). Korábban azt gondolták, hogy nagyobb tömegű (akár a Föld tömegének 380-szorosa), de a hosszú periódusú östökösök méret szerinti eloszlásának jobb megismerése után a becslések jóval kisebbek lettek. A belső Oort-felhő tömege jelenleg nem ismert.
A külső Oort-felhő elméletileg több billió objektumot tartalmaz, amely nagyobb mint 1 km (0,62 mérföld) (sok milliárd [[abszolút fényesség]]e nagyobb, mint 11-ami megközelítőleg 20 km (12 mérföld) átmérőt jelent), a szomszédos objektumok általában több tíz millió kilométerre találhatók egymástól.<ref name=emel2007/><ref>{{cite web
|title=The Oort Cloud |author=Paul R. Weissman
|work=Scientific American
|url=http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ISSUEID_CHAR=8DB2FB44-6B4B-47AF-B46B-791A911764D&ARTICLEID_CHAR=B294C211-98B8-4374-92AB-158C4866AB1
|year=1998 |accessdate=2007-05-26
|publisher=Scientific American, Inc.}}</ref> A teljes tömege nem ismert, de feltételezve, hogy a Halley-üstökös alkalmas prototípusnak, az Oort-felhőben található összes üstökös becsült együttes tömege 3x10<sup>25</sup> (megközelítőleg a Föld tömegének ötszöröse)<ref>
{{cite journal
|author=Paul R. Weissman
|title=The mass of the Oort Cloud
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=118 |issue=1 |pages=90&ndash;94
|bibcode=1983A&A...118...90W
|date=1983-02-01 |accessdate=2008-03-31
|publisher=American Astronomical Society}}</ref>. Korábban azt gondolták, hogy nagyobb tömegű (akár a Föld tömegének 380-szorosa)<ref>{{cite web
|title=On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories
|url=http://66.102.1.104/scholar?hl=en&lr=&safe=off&q=cache:oco9aJ2k6UoJ:www.tinbergen.nl/~buhai/pictures/UCU/Physics_AppliedMathematics/Astrophysics/long_period_comets.pdf+380+mass+earth+oort-cloud
|author=Sebastian Buhai |publisher=Utrecht University College
|accessdate=2008-03-29}}</ref>, de a hosszú periódusú üstökösök méret szerinti eloszlásának jobb megismerése után a becslések jóval kisebbek lettek. A belső Oort-felhő tömege jelenleg nem ismert.


Ha az üstökösök felépítését nézzük, az Oort-felhőt alkotó tárgyak különféle jégből állnak, úgy mint a [[víz]], [[metán]], [[etán]], [[szén-monoxid]] és [[hidrogén-cianid]] jege. Azonban a 1996 PW nevű objektum felfedezése, amely tipikus hosszú periódusú üstökös-pályán mozog, arra utal, hogy a felhő tartalmaz kőből felépülő tárgyakat is. A [[szén]] és [[nitrogén]] [[izotóp]] aránya az Oort-felhőből származó, és a Jupiter-családú üstökösök között kis különbséget mutat, annak ellenére, hogy származásuk helye jelentősen különbözik. Ez arra enged következtetni, hogy mindkét típus az eredeti protoszoláris felhőből származik; a következtetést az Oort-felhőből származó üstökösök szemcséinek vizsgálata is alátámasztja, valamint a legutóbbi tanulmány a Jupiter-családú üstökösről, a Tempel 1-ről.
Ha az üstökösök felépítését nézzük, az Oort-felhőt alkotó tárgyak különféle jégből állnak, úgy mint a [[víz]], [[metán]], [[etán]], [[szén-monoxid]] és [[hidrogén-cianid]]<ref>{{cite journal
|title=Methane in Oort Cloud comets
|author=E. L. Gibb, M. J. Mumma, N. Dello Russo, M. A. DiSanti and K. Magee-Sauer
|work=Icarus |volume=165 |issue=2
|pages=391&ndash;406 |month=October | year=2003
|url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-49H6Y7T-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=15835488b797048e6387a553b257695b
|accessdate=2008-03-31 |publisher=Elselvier
|doi=10.1016/S0019-1035(03)00201-X
|journal=Icarus }}</ref> jege. Azonban a 1996 PW nevű objektum felfedezése, amely tipikus hosszú periódusú üstökös-pályán mozog, arra utal, hogy a felhő tartalmaz kőből felépülő tárgyakat is. A [[szén]] és [[nitrogén]] [[izotóp]] aránya az Oort-felhőből származó, és a Jupiter-családú üstökösök között kis különbséget mutat, annak ellenére, hogy származásuk helye jelentősen különbözik. Ez arra enged következtetni, hogy mindkét típus az eredeti protoszoláris felhőből származik; a következtetést az Oort-felhőből származó üstökösök szemcséinek vizsgálata is alátámasztja, valamint a legutóbbi tanulmány a Jupiter-családú üstökösről, a [[Tempel_1|Tempel 1]]-ről<ref>{{cite journal
|journal=Science Express
|date=2005-09-15
|volume=310
|issue=5746 |pages=270&ndash;274 |doi=10.1126/science.1119337
|title=Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact
|author=Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al.
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/310/5746/270 |accessdate=2008-03-22
|publisher=Nature Publishing Group
|pmid=16166477}}</ref>.


==Eredete==
==Eredete==
32. sor: 101. sor:
Julio Ángel Fernández modelljei arra utalnak, hogy a szétszórt lemez, amely a fő forrása a Naprendszerben található időszakos üstökösöknek, egyben az elsődleges forrása lehet az Oort-felhő objektumainak is. A modellek szerint mintegy a tárgyak fele az Oort-felhő felé szóródik, míg egynegyede a Jupiter pályájára tolódik, a maradék negyed pedig hiperbolikus pályákra kerül.
Julio Ángel Fernández modelljei arra utalnak, hogy a szétszórt lemez, amely a fő forrása a Naprendszerben található időszakos üstökösöknek, egyben az elsődleges forrása lehet az Oort-felhő objektumainak is. A modellek szerint mintegy a tárgyak fele az Oort-felhő felé szóródik, míg egynegyede a Jupiter pályájára tolódik, a maradék negyed pedig hiperbolikus pályákra kerül.


Számítógépes modellek azt sugallják, hogy az üstökös-törmelékek ütközése a kialakulás időszakában sokkal nagyobb szerepet játszik, mint korábban gondolták. E modellek alapján, az ütközések száma a Naprendszer korai időszakában oly nagy volt, hogy a legtöbb üstökös elpusztult, mielőtt elérte volna az Oort-felhőt. Ezért gyaníthatóan az Oort-felhő jelenlegi együttes tömege sokkal kisebb, mint egykor lehetett. A felhő becsült tömege csak egy kis része az 50-100 Föld tömegű kilökődött anyagnak.
Számítógépes modellek azt sugallják, hogy az üstökös-törmelékek ütközése a kialakulás időszakában sokkal nagyobb szerepet játszik, mint korábban gondolták. E modellek alapján, az ütközések száma a Naprendszer korai időszakában oly nagy volt, hogy a legtöbb üstökös elpusztult, mielőtt elérte volna az Oort-felhőt. Ezért gyaníthatóan az Oort-felhő jelenlegi együttes tömege sokkal kisebb, mint egykor lehetett.<ref>{{cite journal
|title=Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort Cloud
|work=Nature |date=2001-02-01 |volume=409
|issue=6820 |pages=589&ndash;591
|author=S. Alan Stern, Paul R. Weissman
|bibcode=2001Natur.409..589S
|accessdate=2008-03-31 |publisher=Nature Publishing Group
|doi=10.1038/35054508
|journal=Nature
|pmid=11214311}}</ref> A felhő becsült tömege csak egy kis része az 50-100 Föld tömegű kilökődött anyagnak.


A közeli csillagok gravitációs kölcsönhatása és a galaktikus árapály még inkább kör alakúra módosította az üstökösök pályáját. Ez magyarázza a közel gömb alakú külső Oort-felhőt. Másrészt, a Hills-felhő, mely erősebben kötődik a Naphoz, méginkább gömb alakú. A legújabb tanulmányok kimutatták, hogy a belső Oort-felhő alakja nagyjából összeegyeztethető azzal a feltételezéssel, hogy a Naprendszer része egy 200-400 csillagot magában hordozó halmaznak. Ezek a korai csillagok valószínűleg szerepet játszottak a felhő kialakulásában, mivel a közeli csillagáthaladások a halmazon belül jóval nagyobbak voltak a mainál, ami sokkal gyakoribb zavarokat okozott.
A közeli csillagok gravitációs kölcsönhatása és a galaktikus árapály még inkább kör alakúra módosította az üstökösök pályáját. Ez magyarázza a közel gömb alakú külső Oort-felhőt. Másrészt, a Hills-felhő, mely erősebben kötődik a Naphoz, méginkább gömb alakú. A legújabb tanulmányok kimutatták, hogy a belső Oort-felhő alakja nagyjából összeegyeztethető azzal a feltételezéssel, hogy a Naprendszer része egy 200-400 csillagot magában hordozó halmaznak. Ezek a korai csillagok valószínűleg szerepet játszottak a felhő kialakulásában, mivel a közeli csillagáthaladások a halmazon belül jóval nagyobbak voltak a mainál, ami sokkal gyakoribb zavarokat okozott.


2010 júniusában Harold F. Levison és mások úgy vélték a megerősített számítógépes szimulációk alapján, hogy a Nap "más csillagoktól szerzett üstökösöket míg a születő halmazban volt." Eredményeik arra utalnak, hogy "az Oort-felhő üstököseinek jelentős hányada, talán több mint 90%-a más csillagok protoplanetáris lemezéből származik."
2010 júniusában Harold F. Levison és mások úgy vélték a megerősített számítógépes szimulációk alapján, hogy a Nap "más csillagoktól szerzett üstökösöket míg a születő halmazban volt." Eredményeik arra utalnak, hogy "az Oort-felhő üstököseinek jelentős hányada, talán több mint 90%-a más csillagok protoplanetáris lemezéből származik."<ref>Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010)</ref>


==Üstökösök==
==Üstökösök==
[[Image:Comet Hale-Bopp.jpg|thumb|150px|A Hale-Bopp üstökös, egy archetipikus Oort-felhőből származó üstökös]]
[[Image:Comet Hale-Bopp.jpg|thumb|150px|A Hale-Bopp üstökös, egy archetipikus Oort-felhőből származó üstökös.]]
Az üstökösök hihetőleg a naprendszer két külön pontjáról származnak. A rövid időszakú üstökösök (amelyek pályája legfeljebb 200 év) általánosan elfogadottan a [[Kuiper-öv]]ből vagy a szórt lemezből származnak, ami két egymással összefüggő sík lemez jeges törmelékből túl a Neptunusz pályáján 30-100 AU távolságra a Naptól. A hosszú időszakú üstökösök, mint a [[Hale-Bopp-üstökös]], amelyeknek a pályája évezredekig is tarthat, az Oort-felhőből eredeteztethetőek. A Kuiper-övben található pályák viszonylag stabilak, és kevés üstökös származását feltételezik innen. A szórt korong azonban dinamikusan aktív, és sokkal valószínűbb, hogy ez az üstökösök származási helye. A szórt korongból a külső bolygók tartományaiba lépő üstökösök az úgynevezett [[Kentaur_típusú_objektum|kentaurok]]. A kentaurok visszatérésükkor rövid időszakú üstökösökké válnak.
Az üstökösök hihetőleg a naprendszer két külön pontjáról származnak. A rövid időszakú üstökösök (amelyek pályája legfeljebb 200 év) általánosan elfogadottan a [[Kuiper-öv]]ből vagy a szórt lemezből származnak, ami két egymással összefüggő sík lemez jeges törmelékből túl a Neptunusz pályáján 30-100 AU távolságra a Naptól. A hosszú időszakú üstökösök, mint a [[Hale-Bopp-üstökös]], amelyeknek a pályája évezredekig is tarthat, az Oort-felhőből eredeteztethetőek. A Kuiper-övben található pályák viszonylag stabilak, és kevés üstökös származását feltételezik innen. A szórt korong azonban dinamikusan aktív, és sokkal valószínűbb, hogy ez az üstökösök származási helye. A szórt korongból a külső bolygók tartományaiba lépő üstökösök az úgynevezett [[Kentaur_típusú_objektum|kentaurok]]<ref>{{cite journal|doi=10.1016/B978-012088589-3/50035-9|title=Comet Populations and Cometary dynamics|journal=Encyclopedia of the Solar System|year=2007|pages=575–588|author=Harold E. Levison and Luke Dones}}</ref>. A kentaurok visszatérésükkor rövid időszakú üstökösökké válnak.<ref>{{cite web|title=The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System|author=J Horner, NW Evans, ME Bailey, DJ Asher|url=http://star.arm.ac.uk/preprints/396.pdf|year=2003|accessdate=2007-06-29}}</ref>


A rövid periódusú üstökösöknek két fő változata van: a Jupiter-családú üstökösök (azok, amelyek [[Fél_nagytengely|fél nagytengelye]] kevesebb, mint 5 AU) és a Halley- családú üstökösök. A Halley- családú üstökösök a prototípusuk, a Halley-üstökös után lettek elnevezve; ezek szokatlanok, mert míg rövid periódusú üstökösök, forrásuk vélhetőleg az Oort-felhőben található, és nem a szórt lemezből. Pályájukat alapul véve úgy vélik, ezek hosszú periódusú üstökösök, melyeket az óriásbolygók gravitációja csapdába ejtett, és a belső Naprendszerbe küldött. Ez a folyamat hozhatta létre a jelenlegi pályáját a Jupiter-családú üstökösök nagy részének, noha ezen üstökösök java részének forrásának a szórt lemezt vélik.
A rövid periódusú üstökösöknek két fő változata van: a Jupiter-családú üstökösök (azok, amelyek [[Fél_nagytengely|fél nagytengelye]] kevesebb, mint 5 AU) és a Halley- családú üstökösök. A Halley- családú üstökösök a prototípusuk, a Halley-üstökös után lettek elnevezve; ezek szokatlanok, mert míg rövid periódusú üstökösök, forrásuk vélhetőleg az Oort-felhőben található, és nem a szórt lemezből. Pályájukat alapul véve úgy vélik, ezek hosszú periódusú üstökösök, melyeket az óriásbolygók gravitációja csapdába ejtett, és a belső Naprendszerbe küldött. Ez a folyamat hozhatta létre a jelenlegi pályáját a Jupiter-családú üstökösök nagy részének, noha ezen üstökösök java részének forrásának a szórt lemezt vélik.


Oort felismerte, hogy visszatérő üstökösök száma sokkal kisebb, mint azt a modellje előre jelezte, és ez a probléma, az úgynevezett "üstökösvesztés" ("cometary fading"), még megoldandó. Nincs ismert, dinamikus folyamat amely megmagyarázná a megfigyelt üstökösök fogyását. Feltételezik, hogy ezt az eltérést az üstökösök megsemmisülése okozza, amelyet a galaktikus árapály, ütközés vagy túlhevülés válthat ki. Az Oort-felhő üstököseinek dinamikai vizsgálata megmutatta, hogy előfordulásuk a [[Naprendszer#K.C3.BCls.C5.91_Naprendszer|külső naprendszerben]] nagyobb, mint a [[Naprendszer#Bels.C5.91_Naprendszer|belső naprendszerben]]. Az eltérést a [[Jupiter]] gravitációs hatása okozhatja, ami egyfajta korlátot állít, csapdába ejtve az érkező üstökösöket, mintegy magába ütköztetve őket, ahogy azt tette a [[Shoemaker–Levy_9|Shoemaker-Levy 9]] üstökössel is, 1994-ben.
Oort felismerte, hogy visszatérő üstökösök száma sokkal kisebb, mint azt a modellje előre jelezte, és ez a probléma, az úgynevezett "üstökösvesztés" ("cometary fading"), még megoldandó. Nincs ismert, dinamikus folyamat amely megmagyarázná a megfigyelt üstökösök fogyását. Feltételezik, hogy ezt az eltérést az üstökösök megsemmisülése okozza, amelyet a galaktikus árapály, ütközés vagy túlhevülés válthat ki. Az Oort-felhő üstököseinek dinamikai vizsgálata megmutatta, hogy előfordulásuk a [[Naprendszer#K.C3.BCls.C5.91_Naprendszer|külső naprendszerben]] nagyobb, mint a [[Naprendszer#Bels.C5.91_Naprendszer|belső naprendszerben]]. Az eltérést a [[Jupiter]] gravitációs hatása okozhatja, ami egyfajta korlátot állít, csapdába ejtve az érkező üstökösöket, mintegy magába ütköztetve őket, ahogy azt tette a [[Shoemaker–Levy_9|Shoemaker-Levy 9]] üstökössel is, 1994-ben.<ref name=julio>{{cite journal
|title=Long-Period Comets and the Oort Cloud
|author=Julio A. Fernández
|journal=Earth, Moon, and Planets
|month=October | year=2000
|issue=1&ndash;4
|volume=89
|url=http://www.springerlink.com/content/t45273004183469h/
|accessdate=2008-03-25
|pages=325&ndash;343
|publisher=Springer Netherlands
|doi=10.1023/A:1021571108658}}</ref>


==Árapály hatások==
==Árapály hatások==
{{Main|Árapály-csóva}}
{{Main|Árapály-csóva}}
A legtöbb, Naphoz közel látott üstökösről úgy gondolják, hogy helyzetük elérése közben áthaladtak az Oort-felhő gravitációs torzításán, melyet a Tejút-galaxis árapály ereje váltott ki. Ahogy a Hold árapály-ereje hajlítja és deformálja a Föld óceánjait, ami az árapály emelkedését és bukását okozza, így a galaktikus dagály is meghajlítja és torzítja a testek pályáját a külső naprendszerben, közelebb húzva a galaktikus központhoz. A Naprendszer belső, feltérképezett régióiban ezek a hatások elhanyagolhatóak a Nap gravitációja miatt. A Naprendszer külső régióiban azonban a Nap gravitációja gyengébb, és a Tejútrendszer gravitációs mezejének gradiense tölt be sokkal észrevehetőbb szerepet. A gradiens miatt, a galaktikus árapály deformálja az egyébként gömb alakú Oort-felhőt, elnyújtván a felhőt a galaktikus központ irányába, és tömöríti a másik két tengely mentén. Ezek a kis galaktikus perturbációk is elégnek bizonyulnak ahhoz, hogy az Oort-felhő tagjait eltávolítsák pályájukról, a Nap felé küldvén őket. Azt a pontot, ahol a Nap gravitációja már nem kompenzálja teljesen a galaktikus árapály hatását, csonkítatlan árapály sugárnak nevezik. A sugár 100.000-200.000 AU, és az Oort-felhő külső határa között húzódik.
A legtöbb, Naphoz közel látott üstökösről úgy gondolják, hogy helyzetük elérése közben áthaladtak az Oort-felhő gravitációs torzításán, melyet a Tejút-galaxis árapály ereje váltott ki. Ahogy a Hold árapály-ereje hajlítja és deformálja a Föld óceánjait, ami az árapály emelkedését és bukását okozza, így a galaktikus dagály is meghajlítja és torzítja a testek pályáját a külső naprendszerben, közelebb húzva a galaktikus központhoz. A Naprendszer belső, feltérképezett régióiban ezek a hatások elhanyagolhatóak a Nap gravitációja miatt. A Naprendszer külső régióiban azonban a Nap gravitációja gyengébb, és a Tejútrendszer gravitációs mezejének gradiense tölt be sokkal észrevehetőbb szerepet. A gradiens miatt, a galaktikus árapály deformálja az egyébként gömb alakú Oort-felhőt, elnyújtván a felhőt a galaktikus központ irányába, és tömöríti a másik két tengely mentén. Ezek a kis galaktikus perturbációk is elégnek bizonyulnak ahhoz, hogy az Oort-felhő tagjait eltávolítsák pályájukról, a Nap felé terelvén őket.<ref>{{cite journal
|title=Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics
|author=Marc Fouchard, Christiane Froeschlé, Giovanni Valsecchi, Hans Rickman
|journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
|volume=95
|issue=1&ndash;4
|pages=299&ndash;326
|year=2006
|bibcode=2006CeMDA..95..299F
|publisher=Springer
|doi=10.1007/s10569-006-9027-8}}</ref> Azt a pontot, ahol a Nap gravitációja már nem kompenzálja teljesen a galaktikus árapály hatását, csonkítatlan árapály sugárnak nevezik. A sugár 100 000-200 000 AU, és az Oort-felhő külső határa között húzódik.


Egyes kutatók feltételezik, hogy a galaktikus dagály is hozzájárult az Oort-felhő alakulásához, növelve a benne lévő tárgyak Naphoz legközelebbi távolságát. A galaktikus dagály hatása meglehetősen bonyolult, és erősen függ a bolygórendszer elemeinek viselkedésétől. Összességében azonban a hatás igen jelentős: az Oort-felhőből származó üstökösök 90%-át a galaktikus árapálynak köszönhetjük. A megfigyelt pályájú hosszú periódusú üstökösök statisztikai modelljei megerősítik, hogy a galaktikus árapály az elsődleges okozója a pályájuk zavarainak a belső naprendszer felé tartó úton.
Egyes kutatók feltételezik, hogy a galaktikus dagály is hozzájárult az Oort-felhő alakulásához, növelve a benne lévő tárgyak Naphoz legközelebbi távolságát. A galaktikus dagály hatása meglehetősen bonyolult, és erősen függ a bolygórendszer elemeinek viselkedésétől. Összességében azonban a hatás igen jelentős: az Oort-felhőből származó üstökösök 90%-át a galaktikus árapálynak köszönhetjük. A megfigyelt pályájú hosszú periódusú üstökösök statisztikai modelljei megerősítik, hogy a galaktikus árapály az elsődleges okozója a pályájuk zavarainak a belső naprendszer felé tartó úton.


==Zavaró csillagok és csillagtársulások elmélete==
==Zavaró csillagok és csillagtársulások elmélete==
A galaktikus dagály mellett a fő kiváltó oka az üstökösök belső naprendszerbe kerülésének a kölcsönhatása a Nap Oort-felhője, és a közeli csillagok vagy óriás molekula-felhők közötti gravitációs mezőnek. A Nap pályája a Tejút-galaxis síkjában olykor viszonylag közeli szomszédságba kerül más csillagrendszerekkel. Például: a következő 10 millió évben a legnagyobb eséllyel a Gliese 710 néven ismert csillag zavarhatja meg az Oort-felhőt. Ez a folyamat továbbá szétszórja a tárgyakat az ekliptika síkján, és valószínűleg értelmezi a felhő gömb alakú eloszlását.
A galaktikus dagály mellett a fő kiváltó oka az üstökösök belső naprendszerbe kerülésének a kölcsönhatása a Nap Oort-felhője, és a közeli csillagok vagy óriás molekula-felhők közötti gravitációs mezőnek. A Nap pályája a Tejút-galaxis síkjában olykor viszonylag közeli szomszédságba kerül más csillagrendszerekkel. Például: a következő 10 millió évben a legnagyobb eséllyel a Gliese 710 néven ismert csillag zavarhatja meg az Oort-felhőt. Ez a folyamat továbbá szétszórja a tárgyakat az ekliptika síkján, és valószínűleg értelmezi a felhő gömb alakú eloszlását.<ref name=algol>{{cite conference
|author = L. A. Molnar, R. L. Mutel
|title = Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710
|publisher = The American Astronomcial Society
|date = 1998-01-09
|conference = American Astronomcial Society 191st meeting
|url = http://www.aas.org/publications/baas/v29n5/aas191/abs/S069006.html
|accessdate = 2008-03-31}}</ref><ref>{{cite journal
|title=Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates
|author=A. Higuchi, E. Kokubo and T. Mukai
|work=The Astronomical Journal
|url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/131/2/1119/204756.text.html
|month=February | year=2006
|volume=131
|pages=1119&ndash;1129
|accessdate=2007-05-27
|publisher=The American Astronomical Society}}</ref>


1984-ben Richard A. Muller [[fizikus]] feltételezte, hogy a [[Nap]] rendelkezik egy eddig észrevétlen társsal, amely vagy egy [[barna törpe]] csillag, vagy halvány [[vörös törpe]] csillag, vagy gáz óriásbolygó, az Oort-felhőn belüli elliptikus pályával. Ez az objektum, az úgynevezett [[Nemezis_(csillag) |Nemezis]], a feltételezések szerint minden 26milliomodik évben áthalad az Oort-felhő egy részén, a belső naprendszert üstökösökkel bombázván. Azonban nincs közvetlen bizonyíték a Nemezis létezésére. Egy csillagvizsgáló parallaxismérésekkel határozza meg a csillagok távolságát, és a [[WISE]] küldetés, amely ennek a részét képezi, segít bebizonyítani vagy megcáfolni a Nemezis-elméletet. A felmérés elemzése várhatóan 2013-ban fejeződik be. Két másik csillagászati misszió, a [[Pan-STARRS]] és a még tervezési fázisban lévő [[Large_Synoptic_Survey_Telescope |LSST]] ugyancsak segít felderíteni a létezését vagy nem-létezését Napunk Nemezis nevű társcsillagának.
1984-ben Richard A. Muller [[fizikus]] feltételezte, hogy a [[Nap]] rendelkezik egy eddig észrevétlen társsal, amely vagy egy [[barna törpe]] csillag, vagy halvány [[vörös törpe]] csillag, vagy gáz óriásbolygó, az Oort-felhőn belüli elliptikus pályával. Ez az objektum, az úgynevezett [[Nemezis_(csillag) |Nemezis]], a feltételezések szerint minden 26milliomodik évben áthalad az Oort-felhő egy részén, a belső naprendszert üstökösökkel bombázván. Azonban nincs közvetlen bizonyíték a Nemezis létezésére. Egy csillagvizsgáló parallaxismérésekkel határozza meg a csillagok távolságát, és a [[WISE]] küldetés, amely ennek a részét képezi, segít bebizonyítani vagy megcáfolni a Nemezis-elméletet. A felmérés elemzése várhatóan 2013-ban fejeződik be. Két másik csillagászati misszió, a [[Pan-STARRS]] és a még tervezési fázisban lévő [[Large_Synoptic_Survey_Telescope |LSST]] ugyancsak segít felderíteni a létezését vagy nem-létezését Napunk Nemezis nevű társcsillagának.<ref>{{cite web|title=Nemesis|publisher=Universe Today|url=http://www.universetoday.com/tag/binary-star/|accessdate=2010-04-01}}</ref>


Hasonló elméletet fejlesztett John J. Matese, a Louisianai Egyetem csillagásza 2002-ben. Azt állítja, hogy több üstökös érkezik a belső Naprendszerbe az Oort-felhő egy bizonyos régiójából, ami nem magyarázható csak a galaktikus dagállyal vagy a csillagközi zavarokkal, hanem egy Jupiter-tömegű tárgynak köszönhető, ami egy távoli pályán mozog.
Hasonló elméletet fejlesztett John J. Matese, a Louisianai Egyetem csillagásza 2002-ben. Azt állítja, hogy több üstökös érkezik a belső Naprendszerbe az Oort-felhő egy bizonyos régiójából, ami nem magyarázható csak a galaktikus dagállyal vagy a csillagközi zavarokkal, hanem egy Jupiter-tömegű tárgynak köszönhető, ami egy távoli pályán mozog.<ref>{{cite web
|title=Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux
|author=John J. Matese and Jack J. Lissauer
|work=1University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center
|url=http://www.ucs.louisiana.edu/~jjm9638/acm2002/acm2002_05_06.pdf
|date=2002-05-06
|accessdate=2008-03-21}}</ref>


==Az Oort-felhő objektumai (OCOs)==
==Az Oort-felhő objektumai (OCOs)==
[[Image:Sedna-NASA.JPG|thumb|275px|A Sedna, egy lehetséges Oort-felhőn belüli tárgy 2003-ban lett felfedezve]]
[[Image:Sedna-NASA.JPG|thumb|275px|A Sedna, egy lehetséges Oort-felhőn belüli tárgy 2003-ban lett felfedezve.]]
Eltekintve a hosszú periódusú üstökösöktől, csak négy ismert objektum kering, amelyekről feltételezik, hogy az Oort-felhő tagjai: 90377 Sedna, 2000 CR<sub>105</sub>, 2006 SQ<sub>372</sub> és 2008 KV<sub>42</sub>. Az első kettő, szemben szórt korong objektumaival, rendelkeznek Neptunuszon kívüli perihelia-val, és így a pályájuk nem magyarázható a gázóriás bolygók által előidézett perturbációkkal. Ha jelenlegi helyükön alakultak ki, a pályájuk eredetileg is körkörös kellett hogy legyen, különben az akkréció (kisebb testek egyesülése egy nagyobbá) nem lett volna lehetséges, mert a nagy relatív sebesség a tárgyak között túl zavaró lett volna. Jelenlegi elliptikus pályájuk több feltételezéssel magyarázható:
Eltekintve a hosszú periódusú üstökösöktől, csak négy ismert objektum kering, amelyekről feltételezik, hogy az Oort-felhő tagjai: 90377 Sedna, 2000 CR<sub>105</sub>, 2006 SQ<sub>372</sub> és 2008 KV<sub>42</sub>. Az első kettő, szemben szórt korong objektumaival, rendelkeznek Neptunuszon kívüli perihelia-val, és így a pályájuk nem magyarázható a gázóriás bolygók által előidézett perturbációkkal.<ref>{{cite journal|title=Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid|author=Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz|journal=The Astrophysical Journal|volume= 617|pages=645–649|date= December 10, 2004|url=http://64.233.179.104/scholar?hl=en&lr=&safe=off&q=cache:VGo9PER564YJ:www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/sedna.pdf+
|accessdate=2008-04-02|doi=10.1086/422095}}</ref> Ha jelenlegi helyükön alakultak ki, a pályájuk eredetileg is körkörös kellett hogy legyen, különben az akkréció (kisebb testek egyesülése egy nagyobbá) nem lett volna lehetséges, mert a nagy relatív sebesség a tárgyak között túl zavaró lett volna.<ref name=scattered>{{cite web
# A tárgyak saját pályáját és apszistávolságukat, "megemelte" egy közelben elhaladó csillag, míg a Nap még a születő csillaghalmazba volt ágyazva.
|title=Small Bodies in the Outer Solar System
# A pályájukat megszüntette egy egyelőre ismeretlen, bolygó méretű test az Oort-felhőn belül.
|author=Scott S. Sheppard
|coauthors=D. Jewitt
|year=2005
|url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06smallbodies.pdf
|work=Frank N. Bash Symposium
|accessdate=2008-03-25
|publisher=The University of Texas at Austin}}</ref> Jelenlegi elliptikus pályájuk több feltételezéssel magyarázható:
# A tárgyak saját pályáját és apszistávolságukat, "megemelte" egy közelben elhaladó csillag, míg a Nap még a születő csillaghalmazba volt ágyazva. <ref name=morbidelli04>
{{cite journal
|bibcode=2004AJ....128.2564M
|title=Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna)
|author=Alessandro Morbidelli
|coauthors= Harold Levison
|journal=The Astronomical Journal
|volume=128
|issue=5
|year=2004
|pages=2564&ndash;2576
|publisher=University of Chicago Press
|doi=10.1086/424617}}</ref>
# A pályájukat megszüntette egy egyelőre ismeretlen, bolygó méretű test az Oort-felhőn belül.<ref name="Gomez 2006">{{cite journal
|bibcode=2006Icar..184..589G
|title=A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects
|author=Rodney S. Gomes
|coauthors= John J. Matese, Jack J. Lissauer
|journal=Icarus
|volume=184
|issue=2
|year=2006
|pages=589&ndash;601
|publisher=Elsevier
|doi=10.1016/j.icarus.2006.05.026}}</ref>
# Szétszórta őket a Neptunusz időszakos nagy excentricitása, vagy a gravitációja egy még nagyobb, őseredeti transz-Neptuni korongnak.
# Szétszórta őket a Neptunusz időszakos nagy excentricitása, vagy a gravitációja egy még nagyobb, őseredeti transz-Neptuni korongnak.
# Kisebb áthaladó csillagoktól lettek elragadva.
# Kisebb áthaladó csillagoktól lettek elragadva.
128. sor: 281. sor:
|}
|}


{{Fordítás|en|Oort cloud}}


== Lásd még ==
== Lásd még ==
141. sor: 295. sor:


{{Naprendszer}}
{{Naprendszer}}
{{csonk-dátum|csonk-csillag|2007 decemberéből}}


{{Portál|Csillagászat}}
{{Portál|Csillagászat}}

A lap 2011. február 5., 23:18-kori változata

Az Oort-felhő és a Kuiper-öv művészi ábrázolása.
A Naprendszert alkotó égitestek méretarányos ábrázolása (fent balról jobbra, majd lent jobbról balra kell haladni).

Az Oort-felhő a Naprendszer legkülső tartományában, a Naptól mintegy 50-100 000 csillagászati egységre található üstököszóna, amelyben milliárdnyi üstökösmag kering. Elsőként Jan Hendrik Oort holland csillagász (1900. április 28., Franeker – 1992. november 5., Leiden) tételezte fel a létezését.

Ha valamilyen külső hatás (például egy szomszédos csillag közelsége) megzavarja az Oort-felhőt, akkor egyes üstökösök megszökhetnek, mások pedig olyan pályára térhetnek, amelyen a Nap közelébe érve, a felmelegedés következtében gázburkot (kómát) bocsátanak ki, melyből csóva is keletkezhet. Az üstökös ilyenkor válik igazán látványossá.

A Naprendszer keletkezésekor a bolygókká alakuló protoplanetáris korong anyagának maradékából alakultak ki az Oort-felhőt alkotó üstökösmagok, de a keletkező Nap körüli nyílthalmaz közelben elhaladó többi csillagával kölcsönhatást folytatott a felhő, a benne keringő égitestek egy része más csillagok körül alakult ki.[1]

A Kuiper-öv és a szórt korong, a másik két Neptunuszon túli objektumcsoport kevesebb, mint egy ezredrészére van az Oort-felhő távolságának. Az Oort-felhő külső kiterjedése meghatározza Naprendszerünk gravitációs határát.[2]

Az Oort-felhő két különálló régióra bontható: egy gömb alakú külső Oort-felhő és egy korong alakú belső Oort- vagy Hills-felhő. Az Oort-felhőt felépítő tárgyak javarészt víz-, ammónia- és metánjégből állnak. A csillagászok úgy vélik, hogy az Oort-felhőt felépítő anyagok a Naphoz közel alakultak ki, majd az óriásbolygók gravitációs hatására szétszóródtak a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában.

Bár nincsenek célzott megfigyelések az Oort-felhővel kapcsolatban, a csillagászok úgy vélik, hogy ez a forrása az összes hosszú periódusú és a Halley-típusú üstökösnek, melyek a Naprendszerbe lépnek, és sok Kentaur- és Jupiter-családú üstökösnek is.[3] A külső Oort-felhő csak lazán kötődik a Naprendszerhez, és így könnyen fejti ki rá hatását az elhaladó csillagok gravitációs vonzása és a Tejútrendszer maga is. Ezek az erők esetenként elmozdíthatják az üstökösöket a felhőben lévő pályájukról, és a belső Naprendszer felé küldhetik. Pályájuk alapján a legtöbb rövid periódusú üstökös a szórt korongról érkezik, de néhány az Oort-felhőből eredeztethető. Bár a Kuiper-öv és a távolabbi szórt korong megfigyelt és feltérképezett, csak négy jelenleg ismert Neptunuszon túli objektum —90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372, és 2008 KV42— tekinthető a belső Oort-felhő lehetséges tagjának.[4]


Hipotézis

1932-ben az észt csillagász Ernst Öpik feltételezte, hogy a hosszú periódusú üstökösök egy, a Naprendszer legszélén keringő felhőből származnak. Ezt az elképzelést egy holland csillagász, Jan Hendrik Oort 1950-ben újraélesztette, egy paradoxon[5] megoldásának eszközeként: a Naprendszer létezése óta az üstökösök pályája változó; mígnem a dinamika szabályai szerint az üstökösnek össze kell ütköznie a Nappal vagy egy bolygóval, vagy a Naprendszerben található égitestek perturbációjának köszönhetően kirepülne. Sőt, az üstökösök illékony összetétele azt jelenti, hogy azok újra és újra a megközelítik a Napot, és a sugárzás fokozatosan felforralja az alkotóelemeket, amíg az üstökös fel nem bomlik vagy egy szigetelő burkolat nem alakul ki rajta, amely megakadályozza a további kipárolgásokat. Így indokolta Oort, hogy egy üstökös nem alakulhat ki jelenlegi pályáján, és létezésének szinte egész ideje alatt egy külső területen kell tartózkodnia.[6][7]

Az üstökösöknek két fő osztálya van: rövid periódusú üstökösök (más néven ekliptikus üstökösök) és hosszú periódusú üstökösök (más néven közel izotróp üstökösök). Az ekliptikus üstökösök viszonylag kis pályájúak (10 AU alattiak), és követik az ekliptikus síkot, amelyen a bolygók is keringenek. Szinte az összes izotróp üstökös pályája igen nagy, több ezer AU-s, és az ég bármely irányából feltűnhetnek. Oort megállapította, hogy van egy kiugrás a közel izotróp üstökösök számában amelyek apszispontja-a Naptól távolabb eső pontja- mintegy 20 000 AU, amely feltételezte, hogy van egy gömb alakú tározó ebben a távolságban, izotróp eloszlással. E viszonylag ritka üstökösök körülbelül 10 000 AU pályával valószínűleg metszik a Naprendszer bolygóinak pályáját, és a bolygók gravitációs ereje hatással van saját pályájukra.

Felépítése és összetétele

Az Oort-felhőig terjedő üres tér 2 000 és 5 000 AU-tól (0,03 és 0,08 fé), 50 000 AU-ig (0,79 fé) tart a Naptól számítva. Egyes becslések a külső peremét 100 000 és 200 000 AU (1,58 és 3,16 fé) közé teszik. A régió felosztható a gömb alakú külső Oort-felhőre 20 000-50 000 AU-ig (0,32-0,79 fé), és egy fánk alakú belső Oort-felhőre 2 000-20 000 AU-ig (0,03-0,32 fé). A külső felhőre csak gyengén hat a Nap gravitációja, és innen szakadnak el a hosszú periódusú (és esetleg a Halley-típusú) üstökösök a Neptunusz pályáján belülre. A belső Oort-felhő Hills-felhő néven is ismert, J. G. Hills után elnevezve, aki 1981-ben felfedezte a létezését. Modellek szerint a belső felhőben tízszer vagy százszor annyi üstökös mag van, mint a külső halo-ban[8][9][10]; úgy fest ez egy lehetséges forrása a viszonylag vékony külső felhő utánpótlásának, minthogy az utóbbiban található üstökösök száma fokozatosan csökken. A Hills-felhő magyarázatot nyújt az Oort-felhő több milliárd éves létezésére.[11]

A külső Oort-felhő elméletileg több billió objektumot tartalmaz, amely nagyobb mint 1 km (0,62 mérföld) (sok milliárd abszolút fényessége nagyobb, mint 11-ami megközelítőleg 20 km (12 mérföld) átmérőt jelent), a szomszédos objektumok általában több tíz millió kilométerre találhatók egymástól.[3][12] A teljes tömege nem ismert, de feltételezve, hogy a Halley-üstökös alkalmas prototípusnak, az Oort-felhőben található összes üstökös becsült együttes tömege 3x1025 (megközelítőleg a Föld tömegének ötszöröse)[13]. Korábban azt gondolták, hogy nagyobb tömegű (akár a Föld tömegének 380-szorosa)[14], de a hosszú periódusú üstökösök méret szerinti eloszlásának jobb megismerése után a becslések jóval kisebbek lettek. A belső Oort-felhő tömege jelenleg nem ismert.

Ha az üstökösök felépítését nézzük, az Oort-felhőt alkotó tárgyak különféle jégből állnak, úgy mint a víz, metán, etán, szén-monoxid és hidrogén-cianid[15] jege. Azonban a 1996 PW nevű objektum felfedezése, amely tipikus hosszú periódusú üstökös-pályán mozog, arra utal, hogy a felhő tartalmaz kőből felépülő tárgyakat is. A szén és nitrogén izotóp aránya az Oort-felhőből származó, és a Jupiter-családú üstökösök között kis különbséget mutat, annak ellenére, hogy származásuk helye jelentősen különbözik. Ez arra enged következtetni, hogy mindkét típus az eredeti protoszoláris felhőből származik; a következtetést az Oort-felhőből származó üstökösök szemcséinek vizsgálata is alátámasztja, valamint a legutóbbi tanulmány a Jupiter-családú üstökösről, a Tempel 1-ről[16].

Eredete

Az Oort-felhő feltételezhetőleg az eredeti protoplanetáris korong maradványa, amely a Nap körül alakult ki mintegy 4,6 milliárd évvel ezelőtt. A legszélesebb körben elfogadott elmélet, hogy az Oort-felhő objektumai eredetileg a Naphoz sokkal közelebb alakultak ki, ugyanazon folyamat részeként, amelyben a bolygók és az aszteroidák is, de a gravitációs kölcsönhatás a fiatal gázóriás bolygókkal, mint például a Jupiter, a tárgyakat rendkívül hosszú elliptikus vagy parabolikus pályákra vetette. Az Oort-felhő fejlődésének szimulációja a Naprendszer kialakulásától napjainkig arra mutat rá, hogy a felhő tömege kialakulása után megközelítőleg 800 millió évvel tetőzött, majd a növekedés és ütközések sebessége lelassult, és a kimerülés mértéke kezdte meghaladni a felhő anyagkészletét.

Julio Ángel Fernández modelljei arra utalnak, hogy a szétszórt lemez, amely a fő forrása a Naprendszerben található időszakos üstökösöknek, egyben az elsődleges forrása lehet az Oort-felhő objektumainak is. A modellek szerint mintegy a tárgyak fele az Oort-felhő felé szóródik, míg egynegyede a Jupiter pályájára tolódik, a maradék negyed pedig hiperbolikus pályákra kerül.

Számítógépes modellek azt sugallják, hogy az üstökös-törmelékek ütközése a kialakulás időszakában sokkal nagyobb szerepet játszik, mint korábban gondolták. E modellek alapján, az ütközések száma a Naprendszer korai időszakában oly nagy volt, hogy a legtöbb üstökös elpusztult, mielőtt elérte volna az Oort-felhőt. Ezért gyaníthatóan az Oort-felhő jelenlegi együttes tömege sokkal kisebb, mint egykor lehetett.[17] A felhő becsült tömege csak egy kis része az 50-100 Föld tömegű kilökődött anyagnak.

A közeli csillagok gravitációs kölcsönhatása és a galaktikus árapály még inkább kör alakúra módosította az üstökösök pályáját. Ez magyarázza a közel gömb alakú külső Oort-felhőt. Másrészt, a Hills-felhő, mely erősebben kötődik a Naphoz, méginkább gömb alakú. A legújabb tanulmányok kimutatták, hogy a belső Oort-felhő alakja nagyjából összeegyeztethető azzal a feltételezéssel, hogy a Naprendszer része egy 200-400 csillagot magában hordozó halmaznak. Ezek a korai csillagok valószínűleg szerepet játszottak a felhő kialakulásában, mivel a közeli csillagáthaladások a halmazon belül jóval nagyobbak voltak a mainál, ami sokkal gyakoribb zavarokat okozott.

2010 júniusában Harold F. Levison és mások úgy vélték a megerősített számítógépes szimulációk alapján, hogy a Nap "más csillagoktól szerzett üstökösöket míg a születő halmazban volt." Eredményeik arra utalnak, hogy "az Oort-felhő üstököseinek jelentős hányada, talán több mint 90%-a más csillagok protoplanetáris lemezéből származik."[18]

Üstökösök

A Hale-Bopp üstökös, egy archetipikus Oort-felhőből származó üstökös.

Az üstökösök hihetőleg a naprendszer két külön pontjáról származnak. A rövid időszakú üstökösök (amelyek pályája legfeljebb 200 év) általánosan elfogadottan a Kuiper-övből vagy a szórt lemezből származnak, ami két egymással összefüggő sík lemez jeges törmelékből túl a Neptunusz pályáján 30-100 AU távolságra a Naptól. A hosszú időszakú üstökösök, mint a Hale-Bopp-üstökös, amelyeknek a pályája évezredekig is tarthat, az Oort-felhőből eredeteztethetőek. A Kuiper-övben található pályák viszonylag stabilak, és kevés üstökös származását feltételezik innen. A szórt korong azonban dinamikusan aktív, és sokkal valószínűbb, hogy ez az üstökösök származási helye. A szórt korongból a külső bolygók tartományaiba lépő üstökösök az úgynevezett kentaurok[19]. A kentaurok visszatérésükkor rövid időszakú üstökösökké válnak.[20]

A rövid periódusú üstökösöknek két fő változata van: a Jupiter-családú üstökösök (azok, amelyek fél nagytengelye kevesebb, mint 5 AU) és a Halley- családú üstökösök. A Halley- családú üstökösök a prototípusuk, a Halley-üstökös után lettek elnevezve; ezek szokatlanok, mert míg rövid periódusú üstökösök, forrásuk vélhetőleg az Oort-felhőben található, és nem a szórt lemezből. Pályájukat alapul véve úgy vélik, ezek hosszú periódusú üstökösök, melyeket az óriásbolygók gravitációja csapdába ejtett, és a belső Naprendszerbe küldött. Ez a folyamat hozhatta létre a jelenlegi pályáját a Jupiter-családú üstökösök nagy részének, noha ezen üstökösök java részének forrásának a szórt lemezt vélik.

Oort felismerte, hogy visszatérő üstökösök száma sokkal kisebb, mint azt a modellje előre jelezte, és ez a probléma, az úgynevezett "üstökösvesztés" ("cometary fading"), még megoldandó. Nincs ismert, dinamikus folyamat amely megmagyarázná a megfigyelt üstökösök fogyását. Feltételezik, hogy ezt az eltérést az üstökösök megsemmisülése okozza, amelyet a galaktikus árapály, ütközés vagy túlhevülés válthat ki. Az Oort-felhő üstököseinek dinamikai vizsgálata megmutatta, hogy előfordulásuk a külső naprendszerben nagyobb, mint a belső naprendszerben. Az eltérést a Jupiter gravitációs hatása okozhatja, ami egyfajta korlátot állít, csapdába ejtve az érkező üstökösöket, mintegy magába ütköztetve őket, ahogy azt tette a Shoemaker-Levy 9 üstökössel is, 1994-ben.[21]

Árapály hatások

Bővebben: Árapály-csóva

A legtöbb, Naphoz közel látott üstökösről úgy gondolják, hogy helyzetük elérése közben áthaladtak az Oort-felhő gravitációs torzításán, melyet a Tejút-galaxis árapály ereje váltott ki. Ahogy a Hold árapály-ereje hajlítja és deformálja a Föld óceánjait, ami az árapály emelkedését és bukását okozza, így a galaktikus dagály is meghajlítja és torzítja a testek pályáját a külső naprendszerben, közelebb húzva a galaktikus központhoz. A Naprendszer belső, feltérképezett régióiban ezek a hatások elhanyagolhatóak a Nap gravitációja miatt. A Naprendszer külső régióiban azonban a Nap gravitációja gyengébb, és a Tejútrendszer gravitációs mezejének gradiense tölt be sokkal észrevehetőbb szerepet. A gradiens miatt, a galaktikus árapály deformálja az egyébként gömb alakú Oort-felhőt, elnyújtván a felhőt a galaktikus központ irányába, és tömöríti a másik két tengely mentén. Ezek a kis galaktikus perturbációk is elégnek bizonyulnak ahhoz, hogy az Oort-felhő tagjait eltávolítsák pályájukról, a Nap felé terelvén őket.[22] Azt a pontot, ahol a Nap gravitációja már nem kompenzálja teljesen a galaktikus árapály hatását, csonkítatlan árapály sugárnak nevezik. A sugár 100 000-200 000 AU, és az Oort-felhő külső határa között húzódik.

Egyes kutatók feltételezik, hogy a galaktikus dagály is hozzájárult az Oort-felhő alakulásához, növelve a benne lévő tárgyak Naphoz legközelebbi távolságát. A galaktikus dagály hatása meglehetősen bonyolult, és erősen függ a bolygórendszer elemeinek viselkedésétől. Összességében azonban a hatás igen jelentős: az Oort-felhőből származó üstökösök 90%-át a galaktikus árapálynak köszönhetjük. A megfigyelt pályájú hosszú periódusú üstökösök statisztikai modelljei megerősítik, hogy a galaktikus árapály az elsődleges okozója a pályájuk zavarainak a belső naprendszer felé tartó úton.

Zavaró csillagok és csillagtársulások elmélete

A galaktikus dagály mellett a fő kiváltó oka az üstökösök belső naprendszerbe kerülésének a kölcsönhatása a Nap Oort-felhője, és a közeli csillagok vagy óriás molekula-felhők közötti gravitációs mezőnek. A Nap pályája a Tejút-galaxis síkjában olykor viszonylag közeli szomszédságba kerül más csillagrendszerekkel. Például: a következő 10 millió évben a legnagyobb eséllyel a Gliese 710 néven ismert csillag zavarhatja meg az Oort-felhőt. Ez a folyamat továbbá szétszórja a tárgyakat az ekliptika síkján, és valószínűleg értelmezi a felhő gömb alakú eloszlását.[23][24]

1984-ben Richard A. Muller fizikus feltételezte, hogy a Nap rendelkezik egy eddig észrevétlen társsal, amely vagy egy barna törpe csillag, vagy halvány vörös törpe csillag, vagy gáz óriásbolygó, az Oort-felhőn belüli elliptikus pályával. Ez az objektum, az úgynevezett Nemezis, a feltételezések szerint minden 26milliomodik évben áthalad az Oort-felhő egy részén, a belső naprendszert üstökösökkel bombázván. Azonban nincs közvetlen bizonyíték a Nemezis létezésére. Egy csillagvizsgáló parallaxismérésekkel határozza meg a csillagok távolságát, és a WISE küldetés, amely ennek a részét képezi, segít bebizonyítani vagy megcáfolni a Nemezis-elméletet. A felmérés elemzése várhatóan 2013-ban fejeződik be. Két másik csillagászati misszió, a Pan-STARRS és a még tervezési fázisban lévő LSST ugyancsak segít felderíteni a létezését vagy nem-létezését Napunk Nemezis nevű társcsillagának.[25]

Hasonló elméletet fejlesztett John J. Matese, a Louisianai Egyetem csillagásza 2002-ben. Azt állítja, hogy több üstökös érkezik a belső Naprendszerbe az Oort-felhő egy bizonyos régiójából, ami nem magyarázható csak a galaktikus dagállyal vagy a csillagközi zavarokkal, hanem egy Jupiter-tömegű tárgynak köszönhető, ami egy távoli pályán mozog.[26]

Az Oort-felhő objektumai (OCOs)

A Sedna, egy lehetséges Oort-felhőn belüli tárgy 2003-ban lett felfedezve.

Eltekintve a hosszú periódusú üstökösöktől, csak négy ismert objektum kering, amelyekről feltételezik, hogy az Oort-felhő tagjai: 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 és 2008 KV42. Az első kettő, szemben szórt korong objektumaival, rendelkeznek Neptunuszon kívüli perihelia-val, és így a pályájuk nem magyarázható a gázóriás bolygók által előidézett perturbációkkal.[27] Ha jelenlegi helyükön alakultak ki, a pályájuk eredetileg is körkörös kellett hogy legyen, különben az akkréció (kisebb testek egyesülése egy nagyobbá) nem lett volna lehetséges, mert a nagy relatív sebesség a tárgyak között túl zavaró lett volna.[28] Jelenlegi elliptikus pályájuk több feltételezéssel magyarázható:

  1. A tárgyak saját pályáját és apszistávolságukat, "megemelte" egy közelben elhaladó csillag, míg a Nap még a születő csillaghalmazba volt ágyazva. [29]
  2. A pályájukat megszüntette egy egyelőre ismeretlen, bolygó méretű test az Oort-felhőn belül.[30]
  3. Szétszórta őket a Neptunusz időszakos nagy excentricitása, vagy a gravitációja egy még nagyobb, őseredeti transz-Neptuni korongnak.
  4. Kisebb áthaladó csillagoktól lettek elragadva.

Ezek közül a csillag zavarok és az "emelő" elméletet fogadják el leginkább az obszervatóriumokban. Egyes csillagászok inkább ahhoz ragaszkodnak, hogy a Sedna és a 2000 CR105, a "kiterjesztett szétszóródott lemez"-hez tartoznak, nem pedig a belső Oort-felhőhöz.

Jelölt Oort-felhő objektumok
Szám Név Egyenlítői átmérő
(km) 		Perihelion (AU) Aphelion (AU) Felfedezés éve Felfedező Mérésmódszer
90377 Sedna 1,180–1,800 km 76.1 892 2003 Brown, Trujillo, Rabinowitz termikusl[31]
148209 2000 CR105 ~250 km 44.3 397 2000 Lowell Observatory feltételezett[32]
- 2006 SQ372 50–100 km 24.17 2,005.38 2006 SDSS feltételezett [33]
- 2008 KV42 58.9 km[34] 20.217 71.760 2008 Canada-France-Hawaii Telescope feltételezett

Ez a szócikk részben vagy egészben az Oort cloud című angol Wikipédia-szócikk fordításán alapul. Az eredeti cikk szerkesztőit annak laptörténete sorolja fel. Ez a jelzés csupán a megfogalmazás eredetét és a szerzői jogokat jelzi, nem szolgál a cikkben szereplő információk forrásmegjelöléseként.

Lásd még

Külső hivatkozások

Commons:Category:Oort cloud
A Wikimédia Commons tartalmaz Oort-felhő témájú médiaállományokat.

Lábjegyzetek

  1. ↑ Oort Finding: Many Comets From Other Stars (angol nyelven). Centauri Dreams, 2010. június 11. (Hozzáférés: 2010. június 15.)
  2. ↑ "NASA Solar System Exploration": Oort Cloud. (Hozzáférés: 2008. december 2.)
  3. ↑ a b V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey (2007). „The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 381 (2), 779–789. o, Kiadó: Royal Astronomical Society. DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. (Hozzáférés: 2008. március 31.)  
  4. ↑ (2008) „International Team of Astronomers Finds Missing Link”. NRC Herzberg Institute of Astrophysics. (Hozzáférés: 2008. szeptember 5.)  
  5. ↑ Jan Oort (1950). „The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin” 11, 91–110. o.  
  6. ↑ David C. Jewitt: From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. University of Chicago, 2001. (Hozzáférés: 2007. június 26.)
  7. ↑ Harold F. Levison, Luke Donnes.szerk.: Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson: Comet Populations and Cometary Dynamics, Encyclopedia of the Solar System, 2nd, Academic Press, 575–588. o. (2007). ISBN 0120885891 
  8. ↑ Jack G. Hills (1981. November). „Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud”. The Astronomical Journal 86, 1730–1740. o. DOI:10.1086/113058.  
  9. ↑ Harold F. Levison, Luke Dones, Martin J. Duncan (2001). „The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud”. Astronomical Journal 121, 2253–2267. o. DOI:10.1086/319943.  
  10. ↑ szerk.: Thomas M. Donahue: Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences, Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson, National Academy Press, 251. o. (1991). ISBN 0-309-04333-6. Hozzáférés ideje: 2008. március 18. 
  11. ↑ Julio A. Fernéndez (1997. április 7.). „The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment”. Icarus (219), 106–119. o, Kiadó: Elsevier. (Hozzáférés: 2008. március 18.)  
  12. ↑ Paul R. Weissman: The Oort Cloud. Scientific American. Scientific American, Inc., 1998. (Hozzáférés: 2007. május 26.)
  13. ↑ Paul R. Weissman (1983. február 1.). „The mass of the Oort Cloud”. Astronomy and Astrophysics 118 (1), 90–94. o, Kiadó: American Astronomical Society. (Hozzáférés: 2008. március 31.)  
  14. ↑ Sebastian Buhai: On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories. Utrecht University College. (Hozzáférés: 2008. március 29.)
  15. ↑ E. L. Gibb, M. J. Mumma, N. Dello Russo, M. A. DiSanti and K. Magee-Sauer (2003. October). „Methane in Oort Cloud comets”. Icarus 165 (2), 391–406. o, Kiadó: Elselvier. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00201-X. (Hozzáférés: 2008. március 31.)  
  16. ↑ Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al. (2005. szeptember 15.). „Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact”. Science Express 310 (5746), 270–274. o, Kiadó: Nature Publishing Group. DOI:10.1126/science.1119337. PMID 16166477. (Hozzáférés: 2008. március 22.)  
  17. ↑ S. Alan Stern, Paul R. Weissman (2001. február 1.). „Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort Cloud”. Nature 409 (6820), 589–591. o, Kiadó: Nature Publishing Group. DOI:10.1038/35054508. PMID 11214311. (Hozzáférés: 2008. március 31.)  
  18. ↑ Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010)
  19. ↑ Harold E. Levison and Luke Dones (2007). „Comet Populations and Cometary dynamics”. Encyclopedia of the Solar System, 575–588. o. DOI:10.1016/B978-012088589-3/50035-9.  
  20. ↑ J Horner, NW Evans, ME Bailey, DJ Asher: The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System, 2003. (Hozzáférés: 2007. június 29.)
  21. ↑ Julio A. Fernández (2000. October). „Long-Period Comets and the Oort Cloud”. Earth, Moon, and Planets 89 (1–4), 325–343. o, Kiadó: Springer Netherlands. DOI:10.1023/A:1021571108658. (Hozzáférés: 2008. március 25.)  
  22. ↑ Marc Fouchard, Christiane Froeschlé, Giovanni Valsecchi, Hans Rickman (2006). „Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 95 (1–4), 299–326. o, Kiadó: Springer. DOI:10.1007/s10569-006-9027-8.  
  23. ↑ L. A. Molnar, R. L. Mutel (1998. január 9.). „Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710”. American Astronomcial Society 191st meeting, The American Astronomcial Society. Hozzáférés: 2008. március 31. 
  24. ↑ A. Higuchi, E. Kokubo and T. Mukai (2006. February). „Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates” 131, 1119–1129. o, Kiadó: The American Astronomical Society. (Hozzáférés: 2007. május 27.)  
  25. ↑ Nemesis. Universe Today. (Hozzáférés: 2010. április 1.)
  26. ↑ John J. Matese and Jack J. Lissauer: Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux. 1University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center, 2002. május 6. (Hozzáférés: 2008. március 21.)
  27. ↑ Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz (2004. december 10.). „Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid”. The Astrophysical Journal 617, 645–649. o. DOI:10.1086/422095. (Hozzáférés: 2008. április 2.)  
  28. ↑ Scott S. Sheppard; D. Jewitt: Small Bodies in the Outer Solar System. Frank N. Bash Symposium. The University of Texas at Austin, 2005. (Hozzáférés: 2008. március 25.)
  29. ↑ Alessandro Morbidelli, Harold Levison (2004). „Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna)”. The Astronomical Journal 128 (5), 2564–2576. o, Kiadó: University of Chicago Press. DOI:10.1086/424617.  
  30. ↑ Rodney S. Gomes, John J. Matese, Jack J. Lissauer (2006). „A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects”. Icarus 184 (2), 589–601. o, Kiadó: Elsevier. DOI:10.1016/j.icarus.2006.05.026.  
  31. ↑ W.M. Grundy, K.S. Noll and D.C. Stephens (2005. July). „Diverse albedos of small trans-Neptunian objects”. Icarus 176 (1), 184–191. o, Kiadó: Elsevier. DOI:10.1016/j.icarus.2005.01.007. (Hozzáférés: 2008. március 22.)   (arxiv.org)
  32. ↑ E. L. Schaller and M. E. Brown (2007). „Volatile loss and retention on Kuiper belt objects”. Astrophysical Journal 659, I.61–I.64. o. DOI:10.1086/516709. (Hozzáférés: 2008. április 2.)   (PDF)
  33. ↑ (2008) „Solar System's newest member points to inner Oort Cloud”. Astronomy Now. (Hozzáférés: 2008. augusztus 19.)  
  34. ↑ http://www.hohmanntransfer.com/mn/08/08198_0716.htm
A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/w/index.php?title=Oort-felhő&oldid=9230366”