Oorten hodeia

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu
Kuiper gerrikoa eta Oorten hodeia erakusten duen irudikapen artistikoa.

Oorten hodeia (Öpik-Oorten hodeia ere deitua, Ernst Öpik eta Jan Oorten omenez) ustez eguzki-sistemaren amaieran dagoen eta transneptunotar objektuak dituen hodei esferiko bat da. Eguzkitik ia argi-urte batera kokaturik dago, hau da, guregandik hurbilen dagoen Proxima Centauri izarrera dagoen distantziaren laurden batera. Hodei hau oraindik ez da zuzenean behatua izan eta horregatik oraindik ezin izan da frogatu bere existentzia. Eguzkitik urrunen dauden objektu multzoak, hala nola, Kuiper gerrikoa, transneptunotar objektuak eta disko sakabanatua, Oorten hodeia baina ehun aldiz hurbilago daude Eguzkitik. Azkeneko estatistikek diotenez, hodei honek bilioi bat eta ehun bilioi objektu artean eduki ditzake, hau horrela bada, Lurrak duen masa halako bost izango luke hodeiak. 

Oorten hodeiak bi zonalde desberdin ditu: kanpoaldeko Oorten hodeia, forma esferikoa du eta barnealdeko Oorten hodeia, Hillsen hodeia ere deitua, disko itxurakoa. Hodeiaren barnean dauden objektuak izotz, metano eta amoniakoa bezalako substantziek osatzen dituzte, besteak beste. Objektu hauek, seguraski, Eguzkitik oso hurbil sortu ziren, eguzki-sistemaren sorreraren lehen ataletan. Objektu hauek sortu ondoren, planeta erraldoien grabitazio indarraren ondorioz, gaur egun dauden kokalekuetara iritsi ziren.[1]

Oorten hodeia oraindik ezin izan da zuzenean behatu (halako distantzian dagoen objektu bat ezin da behatu, X izpiekin erez), hala ere, astronomoek uste dute, Halley bezalako periodo luzeko kometa guztien eta agian, hainbat zentauro eta Jupiterren kometen sorlekua bertan dagoela.[2] Oorten hodeiaren kanpoaldean egon daitezkeen objektuak, seguraski, grabitazionalki ez dira oso lotuak egongo Eguzkiarekin eta beraz, inguruko izarren eta Esne Bidearen eraginez, eguzki-sistemaren barnealdera jaurtiak izaten dira.[1] Periodo motzeko kometa gehienen sorlekua disko sakabanatuan dagoen arren, astronomoek uste dute Oorten hodeian dutela bakan batzuek beraien sorlekua.[1][2] Kuiper gerrikoan eta disko sakabanatuan hainbat objektu aurkitu diren bitartean, Oorten hodeiaren kide diren bost objektu baino ez ditugu ezagutzen: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372, 2008 KV42 eta  2012 VP113[3]. Aipatutako objektu guztiak barnealdeko Oorten hodeian kokaturik daude.[4] 2015eko azaroaren 10ean Nature aldizkariak trasneptunotar objektu berri bat aurkitu zela zabaldu zuen, Oorten hodeian kokaturik egon beharko zuen objektu honek, Natureren arabera.[5] 

Lehenengo hipotesiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1932an, Ernst Öpik astronomo estoniarrak esan zuen periodo luzeko kometak eguzki-sistemaren kanpoaldean zegoen laino urrun batean sortzen zirela.[6] 1950ean, Jan Oort astronomo holandarrak teoria bat proposatu zuen periodo luzeko kometen misterioa ebazteko.[7] Kometen orbitak oso ezegonkorrak dira, hauen dinamikak erabitzen du beraz, Eguzkiarekin edo planeta batekin talka egingo duten edo ez. Eguzki-sistematik kanpora jaurtiak ere izan daitezke, planeten grabitazioaren eraginez. Gainera, kometak izotzez eta bestelako material lurrunkorrez osaturik daudenez, material hauek poliki-poliki kanporatuak izaten dira, erradiazio elektromagnetikoaren ondorioz. Azkenean, kometa zatitu egiten da, bere lurrunketa geldituko duen gainazal isolatzaile bat lortzen ez badu. Esandakoa aipatuz, Oortek erantsi zuen kometen sorlekua ezinezkoa zela gaur egun duten lekua izatea, eta horrela, ondoren Oorten hodeia deituko zen eremu bat egon beharko zuela proposatu zuen. Eremu honetan kometen biltegi erraldoi bat existitu beharko zuela ere esan zuen eta poliki-poliki lehen aipatutako indar grabitazionalen ondorioz, eguzki-sistemaren barnealdera erakarriak izan beharko zutela.[7][8][9]

Bi kometa mota existitzen dira: periodo motzekoak (kometa eliptikoak ere deituak), 10 UA baino orbita txikiagoak dituzte kometa hauek, eta periodo luzeko kometak (kometa hauek ia isotropikoak dira), hauen orbitak 1000 UA baino handiagoak izan ohi dira. Oortek ia isotropikoak ziren kometak aztertu zituen eta aurkitu zuen kometa hauetatik gehienek 20.000 UAko afelioa (objektuak Eguzkitik hurrunen dauden unea) izan ohi zutela. Azterketa honek Oorten hodeiaren teoria indartu zuen. 10.000 UA inguruko afelioa zuten kometak, une batean Eguzkitik oso hurbil pasa zirela pentsatu zuen Oortek, baina bidaia honetan, bidean aurkitu zituzten planetek beraien orbitak txikiarazi zituzten, beraien indar grabitazionalen ondorioz.[9]

Osaera eta egitura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oorten hodeiaren distantzia eguzki-sistemako gainerako objektuenekin alderatuta. 

Gaur egun uste da Oorten hodeia Eguzkitik 2000 edo 5000 UAra[9] hasten dela eta 50.000 UAra[1] amaitzen dela, hala ere, iturri batzuen arabera, 100.000 eta 200.000 UA bitartean egon beharko litzake hodei honen bukaera.[9] Lehen aipatu dugun bezala, Oorten hodeia bi eremuetan zatitu daiteke, barne Oorten hodeia (Eguzkitik 2000 UAra hasi eta 20.000 UAra amaitzen den zati esferikoa) eta kanpo Oorten hodeia (20.000 UAra hasi eta 50.000 UAra amaitzen den flotagailu itxurako zatia).

Kanpo Oorten hodeiak ez du lotura handirik Eguzkiarekin eta periodo luzeko kometa gehienen jatorria da.[1] Bestalde, barne Oorten hodeiak edo Hillsen hodeiak (Jack G. Hillsen ohorez, astronomo honek eremu honen izatea proposatu zuen 1981ean[10]) astronomoen ustetan, kanpoaldekoak baino askoz objektu gehiago eduki beharko lituzke, zehazki, dozenaka edo ehunka objektu gehiago eduki beharko lituzkeela pentsatzen dute.[10][11][12] Dirudienez, Hillsen hodeiak kanpoaldeko hodeiari kometak itzultzen dizkio, hauen indarra asko gutxitzen denean eta ezin dutenean beraien kabuz beraien hasierako lekura iritsi, hau da, kanpoaldeko Oorten hodeira. Honek, Oorten hodeiaren iraupena azalduko luke.[13]

Gaur egun uste da, Oorten hodeiak guztira 1,3 kilometroko diametroa baino handiagoa duten hainbat bilioi objektu dituela bere eremuan orbitatzen. Gainera, +10,9ko magnitude absolutua baino txikiagoa (zenbat eta magnitude txikiagoa, orduan eta distira handiagoa) duten bostehun mila milioi objektu inguru ere eduki beharko lituzke.[1][Oharra 1] Objektuen kopurua handia den arren, bakoitza dozenaka milioi kilometroko distantziek banaduko lituzkete, bataz bestean.[2][14] Oraindik Oorten hodeiaren masa ezjakina den arren, Halley kometa oinarritzat hartuta, gutxi gorabehera, 3x1025 kg-koa izan beharko luke, hau da, Lurraren masa halako bost.[1][15] Orain dela gutxi arte, hodei honen masa Lurrarena halako hirurehun eta laurogei zela pentsatzen zen[16], baina Halley bezalako periodo luzeko kometen banaketaren konpresioak baliospenak murriztu ditu. Esan dugun guztiaren gainetik geratu behar du, oraindik ez dakigula ziurtasunez zein den Oorten hodeiaren masa.

Aztertu diren kometak Oorten hodeian dauden gainerako kometen antzekoak badira, gehiengoa izotzez, metanoz, etanoz, karbono monoxidoz eta azido zianhirdikoz osaturiko egon beharko luke.[17] Horretaz gain, 1996 PW transneptunotar objektuaren aurkikuntzak erakutsi du, esan beharra dago objektu honen orbita berezia periodo luzeko kometen antzekoa dela, Oorten hodeian dauden objektu batzuk harritsuak direla.[18] Karbonozko eta nitrogenozko isotopoen azterketek erakusti dute, Oorten hodeian dauden kometak eta Jupiterren kometak deritzenak oso antzekoak direla, beraien artean dauden distantzia ikaragarrien arren. Beraz, azterketa hauek adierazten digute kometa guztiak eguzki-sistemaren sorreran zegoen hodeiean sortu zirela.[19][20] Esandakoa, Oorten hodeian dauden kometak aztertzen dituzten hainbat ikerketek eta erakundeek ere onartzen dute.[21] 9P/Tempel 1 kometaren talken inguruan egin ziren ikerketek ere ontzat hartzen dute lehen esan duguna.[22]

Jatorria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Diska protoplanetario baten irudikapen artistikoa, eguzki-sistema sortu zuenaren antzekoa. Pentsatzen da Oorten hodeia osatzen duten objektuak diska hauen barnealdean sortu zirela, (gaur egun duten posizioa baino askoz hurbilago) Jupiter bezalako gasezko erraldoiak sortzen ari ziren inguruan. Planeta erraldoi hauen grabitateak eguzki-sistemaren kanpoaldera bultzatu zituztela uste da. 

Oorten hodeia, eguzki-sistemako gainerako gorputzak bezala, diska protoplanetarioan sortu zela dirudi, duela 4600 milioi urte.[1][20] Onartuen dagoen hipotesiak dio, Oorten hodeiko objektuak Eguzkitik oso hurbil sortu zirela, gainerako planeta eta asteroide guztiak sortu ziren une berdinean. Objektu txiki hauek planeta berri gazteekin, adibidez, Jupiter eta Saturno bezlako gasezko erraldoiekin, izan zituzten topaketen erruz, objektu txiki hauek planeten grabitazio indarren bidez, eguzki-sistemaren barnealdetik kanpora bidali zituzten, orbita eliptiko eta parabolikoak egitera behartuz.[23][24][25] Oorten hodeiaren sorrerari buruzko hainbat simulazio egin dira, eta hauek erakutsi dute, hodei honek inoiz izan duen masarik handiena, sortu eta handik 800 milioi urtera lortu zuela.[1]

Julio Ángel Fernández astronomo urugiarrak egin dituen ikerketek adierazten digute, disko sakabanatua eguzki-sistemako kometa periodikoen iturri nagusia dela, eta agian, Oorten hodeian dauden objektuen iturria ere izan daiteke. Bere ikerketek diotenez, objektu sakabanatuen erdiak Oorten hodeira bidaiatzen du, laurden bat Jupiterren inguruan orbitatzen geratzen da, harrapatuta, eta beste laurdena barne eguzki-sistematik kanporatuak edo jaurtiak izaten dira, orbita parabolikoetan. Agian, disko sakabanatua oraindik Oorten hodeia elikatzen ari da, objektu berriak hara bidaliz.[26] Egin diren azkeneko kalkuluek diote, gaur egun disko sakabanatuan dauden objektuen heren bat 2500 milioi urte barru Oorten hodeira garraiatuak izango direla.[27] 

Ordenagailuekin egin diren ikerketek erakutsi dute kometen hondakinek elkarren aurka egiten dituzten talkek, uste genuena baino garrantzia handiagoa dutela. Ikerketa hauek erreparatzen baditugu, eguzki-sistemaren hasieran aipatutako hondakinen artean egon ziren milioika talkek, kometa asko suntsitu zituztela jakin dezakegu, Oorten hodeira bidean zeudela. Hau horrela bada, lehen uste genuena baino askoz masa gutxiago izango du Oorten hodeiak.[28] Kalkuluak eginez, barne eguzki-sistematik kanporatu zen masa, zehazki, Lurraren masa halako berrogeita hamar eta ehun artean, ez dago osotasunean Oorten hodeian, baizik eta zati txiki bat baino ez.[1]

Kometek gainerako izarrekin dituzten elkarrekintzek eta marea galaktikoak, beraien orbita aldatzen du, biribilagoak bihurtuz. Honek kanpoaldeko Oorten hoeiaren forma esferikoa azaldu lezake.[1] Bestalde, barnealdeko Oorten hodeiak, Eguzkiarekin harreman gehiago duenez, oraindik ez du aipatutako forma lortu. Azkeneko ikerketek erakutsi dute, Eguzkia berrehun eta laurehun izar artean zituen kumulu batean sortu zela esaten duen hipotesia eta Oorten hodeiaren sorrera bateragarriak direla. Hipotesia zuzena bada, kumuluan zeuden lehen izarrek agian Oorten hodeiaren sorreran eragingo zuten, eta beraz, hainbat perturbazio edo asaldatze eragingo zituzten izarrek.[29]

Kometak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Halley kometa, Halley motako kometen prototipoa da (periodo motzeko kometak), ustez Oorten hodeian sortu ziren kometa hauek

Gaur egun uste da kometak eguzki-sistemako bi puntu ezberdinetan sortu zirela. Periodo motzeko kometa gehienak Kuiper gerrikoan edo diska sakabanatuan sortu ziren, hau da, Plutonen orbitatik hasita (Eguzkitik 38UAra) Eguzkitik 100 UAra bitarteko gune horretan. Bestalde, periodo luzeko kometak, Hale-Bopp kometa bezalakoak, beraien orbita betetzeko milaka urte behar dituzten kometa hauek, Oorten hodeiean sortu zirela uste da. Kuiper gerrikoak bere orbita egonkorraren ondorioz kometa gutxi sortzen dituen bitartean, diska sakabanatua askoz aktiboagoa da kometak sortzeko orduan.[9] Kometak diska sakabanatutik ihes egiten dutenean, gasezko erraldoien mende geratzen dira, kometa haueri zentauro deitzen zaie.[30] Zentauro hauek poliki-poliki eguzki-sistemaren barnealdera bidaliak izaten dira , periodo motzeko kometak bihurtuz.[31]

Periodo motzeko kometak bi azpibanaketetan zatitu daitezke: Jupiterren familiakoak eta Halleyren familiakoak (Halley motako kometak bezala ere deituak). Beraien arteko ezberdintasun nagusia periodoan dago, lehenengoek hogei urte baino gutxiago behar dituzte betetzeko eta 5 UA inguruko ardatzerdi handiak dituzte. Bigarrenek aldiz, hogei urte baino gehiago behar ditutze periodo bukatzeko eta beraien ardatzerdi handia 10 UA baino handiagoa izan ohi da. Tisseranden parametroa ere erabili daiteke bi kometa familiak ezberdintzeko, hurrena da bien arteko banaketa muga: [Oharra 2], hala eta guztiz ere, parametro honen eraginkoratsuna zalantzan dago. Hortaz gain, Jupiterren familiako kometek makurdura orbital txikia eduki ohi dute, bataz betsean 10°. Halley familiako kometek aldiz, makurdura orbital oso desberdinak dituzte, hala ere gehienak handiak izan ohi dira, 41° ingurukoak. Ezberdintasun guzti hauen jatorria beraien sorreran dago: Jupiterren familiako kometa gehienak diska sakabantuan sortu ziren bitartean, Halleyren familiakoak Oorten hodeiean sortu ziren.[32] Pentsatzen da azkeneko kometa hauek garai batean periodo luzeko kometak izan zirela, baina planeten grabitatearen eraginez, eguzki-sistemaren barnealdera bidaliak izan zirela.[8]

Jan Oort konturatu zen bere ereduan ezarri zuen kometen kantitatea benetako kantitatea baino handiagoa zela, arazo hau oraindik ezin izan da konpondu. Hainbat hipotesiek diote, kometa batzuk itsasaldiaren indarren bidez deuseztatu zirela edo elkarren arteko talken ondorioz suntsitu zirela; beste batzuek aldiz, kometek zituzten material lurrunkorrak deuseztatu zirela, edo kometek beraien gainazalean lurrunkorrak ez ziren materialekin eginiko estalki bat sortu zutela irizten dute, hau horrela bada, kometa hauek ikusezinak izango ziren.[33] Egin diren behaketa batzuek adierazi dute, kanpo-planetek kometekin gertakari gehiago izaten dituztela barne-planetek baino. Seguruenik, hau jazotzearen erruduna Jupiter planeta da, bere grabitazio indarraren bidez ezkutu bat bezala jarduten duelako kometen aurrean, planeta honek kometak harrapatuko lituzke eta azkenean bere aurka talka egingo lukete. Horren adibide dugu Shoemaker-Levy 9 kometa, 1994ean bere aurka talka egin zuelako.[34]

Marea-indarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ilargiak Lurraren ozeanoetako mareetan izaten duen eragina bezala, Esne Bideak ere antzekoa egiten dio Oorten hodeiari, kasu honetan, Ilargia Esne Bidea izango zen bitartean,  Lurreko ozeanoak Oorten hodeiko objektuak izango lirateke.

Itsasaldiaren indarrak, distantzia murrizten duen objektu baten grabitatearen ondorioz gertatzen dira. Itsaldiaren indarrak edo marea-indarrak guregandik hurbil ditugu, Ilargiak horixe bera egiten baitio Lurreko ozeanoei. Itsasoak ozeano hauek igoarazi edo jatsiarazi egiten ditu berarekiko duten hurbiltsaunaren arabera.[35][36] Esne Bideak berdina egiten du Oorten hodeiarekin, bere eraginarengatik desitxuratze txikiak eragiten baitizkio, galaxiaren erdigune aldera (Oorten hodeia ez delako borobil perfektu bat). Barne eguzki-sisteman ordea, itsasaldi-indar hauek baliorik gabekoak dira, Eguzkiaren grabitatea delako indar nagusia. Hala ere, Eguzkitik urruntzen joan hala, orduan eta indar gehiago hartzen dute marea galaktiko hauek. Dirudienez, indar txiki hauek nahikoak dira Oorten hodeiko hainbat objektu aztoratzeko eta Eguzkiarengana bidaltzeko.[37][38][39]

Aditu batzuek diote, marea galaktiko hauek afelio handia duten planetesimal batzuen perihelioa (Objektu bat Eguzkitik hurbilen dagoen unea) handitzeko gai direla eta beraz, Oorten hodeia handitzen laguntzen dutela.[40] Marea galaktikoen ondorioak oso konplexuak dira eta askotan, sistema planetarioko objektu bakoitzak modu ezberdinean jokatzen du. Bestalde, orokorrean izaten diren ondorioak oso erraz jakin daitezke, gaur egun uste baita indar hauek kanporatzen dituztela Oorten hodeitik ateratzen diren kometen %90a.[41] Periodo luzeko kometen orbitetan oinarritzen diren eredu estadistikoek ideia hau babesten dute.[42] 

Iraungipen zikloak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lur planetako iraungipenak aztertzean, zientzialariak jabetu ziren denbora jakin batean behin errepikatzen zen patroi bat zegoela. 26 milioi urtetan behin gure planetan espezie kantitate handi samar bat desagertzen dela jakitea lortu zuten. Oraindik ez dakigu ziur zerk eragiten duen hau.

Marea galaktikoak ziklo errepikakor hau azaltzeko erabili daitezke. Eguzkiak, Esne Bidearen erdigunea ardatz gisa harturik, haren inguruan orbitatzen du eta nohizean behin plano galaktikotik igarotzen da. Gure astroa plano galaktikotik kanpora kokatzen denean, galaxiak eragindako marea-indarra ahulagoa da; era berdinean, plano galaktikoa zeharkatzen dabilenean, marea-indarrak indartsuen dauden unera iristen dira, Oorten hodeiean asaldatze handiagoa eraginez eta ondorioz, barne eguzki-sistemara kometa gehiago bidaliz. Eguzkia hogei eta hogeita bost milioi urtean behin igarotzen da plano galaktikotik.[43] Astrono batzuek diote ordea, mare-indarrek bakarrik ezin dutela azaldu Oorten hodeiko asaldatze hau, une honetan Eguzkia plano galaktikotik hurbil dagoela eta azkeneko iraungipena duela hamabost milioi urte gertatu zela aipatzen dute beraien hipotesia babesteko. Lehen aipatu dugun teoria ordezkatzeko, errudunak beso kiribilak direla esaten dute. Beso hauek Oorten hodeia asaldatzen duten molekula laino handiak edukitzeaz gain, erraldoi urdin batzuk ere badituzte, izar hauen bizitza oso motza da, beraien erregaia azkar agortzen dutelako eta beraz, milioi urte batzuen bueltan indar handiz lehertzen dira, supernobak sortuz.[44]

Izarren perturbazioak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Marea galaktikoaz gain, badira beste era batzuk kometak eguzki-sistemaren barnealdera bidaltzeko, hala nola, hurbil dauden izarren grabitazio eremuak eta molekula laino handiak.[34] Eguzkia galaxian zehar orbitatzen dagoen bitartean, batzuetan, beste izar sistemak guregandik hurbil igarotzen dira, Oorten hodeiean perturbazio edo asaldatzeak eraginez. Adibidez, Gliese 710 izarra hurrengo hamar milioi urteetan guregandik hurbil igaroko da (1,4 milioi urte barru Oorten hodeitik hurbil igaroko da, kometen kanporatzea %50ean handituz), izar hau da etorkizun hurbilean Oorten hodeiean eragin handiena izango duena.[45][46] Prozesu hauek objektuak plano eliptikotik kanpora sakabanatzen ditu, horregatik du hodei honek forma esferikoa.[47]

Nemesis hipotesia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: Nemesis hipotesia

1984ean, Richard A. Muller, Piet Hut eta Marc Davisek Eguzkiak bere inguruan orbitatzen zuen bidelagun bat eduki zezakeela proposatu zuten.[48] Ustezko izar honek Nemesis izena jaso zuen, izatekotan, seguruenik, Oorten hodeitik hurbil orbitatzen duen nano marroi bat izango da. Nemesisek orbita eliptiko bat izan beharko luke, 26 milioi urteetan behin hodeiaren barnetik pasako zena, barne eguzki-sistemara objektuak (kometa, asteroide, etab.) bidaliz.[49] Honek Lurrean gertatzen diren iraungipen errepikakorrak azalduko lituzke.  Handik urte batera, D. Whitmirek eta J. J. Matesek Nemesis zulo beltz txiki bat izan zitekeela esan zuten eta 2002an Matesek Bederatzigarren planetaren teoria ospetsua proposatu zuen, labur esanda, Oorten hodeiean kokatzen den planeta handi bat dagoela estan du teoria honek, kometak zein bestelako objektuak eguzki-sistemaren barnealdera bidaltzen dituena.[50]

Hala ere, momentuz ez dira teoria horiek frogatu ahal izan. Astronomo batzuek diote izar txiki bat aipatzen den distantzian Eguzkiaren inguruan orbitatzen egotea ezinezkoa dela, beste izarren perturbazioen ondorioz kanporatua izango zelako.

Oorten hodeiko objektuak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Animazio honetan Sednaren orbita erakusten da, 2004ean aurkitu zen objektu hau Hillsen hodeiko objektu bat izan daiteke.

Periodo luzeko kometak alde batera uzten baditugu, Oorten hodeian dauden bost objektu baino ez dira ezagutzen: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372, 2008 KV42 eta 2012 VP113. Lehenengo bi objektuek eta azkenak, ez dute Neptunoren inolako eraginik, planeta honetatik oso urruti daudelako. Beraz, beraien orbiten perturbazioak ezin dira gasezko erraldoien grabitazio-indarrekin azaldu.[51] Gaur egun dauden lekuetan sortu izan baziren, beraien orbitak borobilak izan beharko lukete, akrezioak ere ezin du hauen egoera azladu, planetesimalak mugitzen diren abiadura handiak objektuak minduko lituzkeelako.[52] 

Hala eta guztiz ere, badira beraien orbita eszentrikoak azaltzen saiatzen diren hainbat teoria: Eguzkia jaio zen izar-kumuluan zeuden izarren grabitateak eragin ziela esaten du teoria batek.  Hau horrela bada[3], Oorten hodeiean egon daitekeen planeta ezezagun batek ere eragin berbera egin ahalko zien.[53] Beste teoria batek dio, Neptunok, garai batean agian, eszentrikotasun handia eduki zuela eta beraz, objektu hauen orbita aldatu zuela, edo agian, garai batean egon zen transneptunotar diska batek eragin ziela orbitaren aldaketa. Badira teoriak Eguzkiak inguruan zituen izarrei lapurtutako objektuak direla aipatzen dutenak. Gaur egun, izarren perturbazioen bidez azaltzen duten teoriak dira onartuenak, baina bederatzigarren planetaren teoria indarra hartzen ari da.[3] Astrono batzuek nahiago dute Sedna eta 2000 CR105 ''diska sakabanatu luzatua'' deritzoten atalean sartu, Hillsen edo barne Oorten hodeian sartu baino.[52]

Oorten hodeiko objektuak izan litezkeenak
Zenbakia Izena Diametroa (km) Perihelioa (AU) Aphelioa (AU) Aurkikuntza data Aurkitzailea(k)
90377 Sedna 1.180-1.800 76,1 892 2003 Marroia, Trujillo, Rabinowitz
148209 (148209) 2000 CR105 ~250 44,3 397 2000 Lowell Behatokia
308933 (308933) 2006 SQ372 50-100 24,17 2005,38 2006 A. C. Becker
- 2008 KV42 58,9 20 217 71 760 2008 Kanada-Frantzia-Hawaii Teleskopioa
- 2012 VP113 1100-1800 80,5 438 2012 Scott Sheppard eta Chad Trujillo

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oharrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Magnitude absolutua objektu baten distira da, 10 parsec-era egongo balitz; itxurazko magnitudeak aldiz, Lurretik duen distira neurtzen du. Magnitude absolutuak izar guztiak distantzia berdinean jartzen dituenez, esan daiteke izar batek duen benetako distira adierazten digula. Objektu bat zenbat eta distiratsuagoa izan, orduan eta balio txikiagoa izango du magnitude absolutuari dagokionez.
  2. Hurrena da Tisseranden parametroa: '''' planetaren ardatzerdi handia da. ''a'' kometaren ardatzerdi handia da. ''i'' kometaren makurdura orbitala da. ''e'' kometaren eszentrikotasuna da.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. a b c d e f g h i j k Morbidelli, Alessandro (2005). «Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs». 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  2. a b c Emel'yanenko, V.V.; Asher, D.J. y Bailey, M.E. (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 or.
  3. a b c Europa Press (2014ko martxoaren 26). «Un nuevo planeta enano cambia el mapa del Sistema Solar». 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  4. Morbidelli, A. eta Levison H. F. (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 or.
  5. Artikulu bat
  6. Ernst Julius Öpik (1932). «Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits». Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences 67. 169-182 or.
  7. a b Oort, J. H. (1950). «The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin». Bull. Astron. Inst. Neth. 11. 91-110 or.
  8. a b Jewitt, David C. (2002). «From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». The Astronomical Journal 123 (2). 1039-1049 or.
  9. a b c d e Harold F. Levison, Luke Donnes (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». Encyclopedia of the Solar System, Second Edition. Academic Press. ISBN 0-12-088589-1.
  10. a b Hills, J. G. (1981). «Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud». Astronomical Journal 86 (Nov. 1981). 1730-1740 or.
  11. Levison, H. F.; Dones, L. y Duncan M. J. (2001). «The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud». The Astronomical Journal 121 (4). 2253-2267 or.
  12. Slotten, National Academy of Sciences (1991). Planetary Sciences: American and Soviet Research/Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences. National Academies Press. pp. 304 or. ISBN 0309043336.
  13. Fernández, Julio A. (2002). «The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment». Icarus 129 (1). 106-119 or.
  14. Paul R. Weissman (1998). «The Oort Cloud». Scientific American (ingelesez). Scientific American, Inc. 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  15. Weissman, P. R. (1983). «The mass of the Oort cloud». Astronomy and Astrophysics 118 (1). 90-94 or.
  16. Buhai, Sebastian. «On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories» (ingelesez). Utrecht University College. 2006ko irailaren 30ean originaletik artxibatua. 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  17. Gibb, E. L.; Mumma, M. J.; Russo, N. D.; Di Santi, M. A. eta Magee-Sauer, K. (2003). «Methane in Oort cloud comets». Icarus 165 (2). 391-406 or.
  18. Weissman, Paul R. eta Levison, Harold F. (1997). «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». The Astrophysical Journal Letters 488 (2). L133-L136 or.
  19. Hutsemékers, D.; Manfroid, J.; Jehin, E.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; Stüwe, J. A. eta Zucconi J. M. (2005). «Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets». Astronomy & Astrophysics 440. L21-L24 or.
  20. a b Neslušan, L. (2000). «The Oort cloud as a remnant of the protosolar nebula». Astronomy and Astrophysics 361. 369-378 or.
  21. Ootsubo, T.; Watanabe, J.; Kawakita, H.; Honda M. eta Furusho R. (2007). «Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features». Planetary and Space Science 55 (9). 1044-1049 or.
  22. Mumma, M. J.; Di Santi, M. A.; Magee-Sauer, K.; Bonev, B. P.; Villanueva, G. L.; Kawakita, H.; Russo, N.; Gibb, E. L.; Blake, G. A.; Lyke, J. E.; Campbell, R. D.; Aycock, J.; Conrad, A. eta Hill G. M. (2005). «Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact». Science 310 (5746). 270-274 or.
  23. «Oort Cloud & Sol b?» (ingelesez). Sol Company. 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  24. Levison, H.; Dones, L.; Duncan, M.; Weissman, P. (1999). «The Formation of the Oort Cloud». American Astronomical Society 31.
  25. Dones, L.; Duncan, M. J.; Levison, H. F.; Weissman, P. R. (1998). «Simulations of the Formation of the Oort Cloud of Comets». Bulletin of the American Astronomical Society 30. 1113 or.
  26. Fernández, Julio A. (2004). «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 (2). 372-381 or.
  27. Fernández, Julio A.; Gallardo, T. eta Brunini, A. (2003). «The Scattered Disk Population and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets 92 (1-4). 43-48 or.
  28. Stern, S. Alan eta Weissman, Paul R. (2001). «Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud». Nature 409 (6820). 589-591 or.
  29. Brasser, R.; Duncan, M .J. eta Levison, H. F. (2006). «Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud». Icarus 184 (1). 59-82 or.
  30. Levison, H. E. eta Dones, L. (1998). «Comet Populations and Cometary dynamics». Encyclopedia of the Solar System. 575-588 or., Academic Press. ISBN 0-12-226805-9.
  31. Horner, J., Evans, N.W.; Bailey, M.E. eta Asher D.J. (2003). «The populations of comet-like bodies in the Solar system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 343 (4). 1057-1066 or.
  32. Dutra, Martín (2017ko ekainaren 17an). «Cometas: Clasificación» (pdf). Astroplaneta. 2017ko abenduaren 8an ikuskatua.
  33. Dones, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J. (2004). «Oort Cloud Formation and Dynamics». ASP Conference Proceedings 323.
  34. a b Fernández, Julio A. (2000). «Long-Period Comets and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets 89 (1-4). 325-343 or.
  35. Butikov, Eugene I. (2002). «A dynamical picture of the oceanic tides». American Journal of Physics 70 (10). 1001-1011 or.
  36. Kapoulitsas, G. M. (1985). «On the generation of tides». Eur. J. Phys. 6 (3). 201-207 or.
  37. Breiter, S.; Dybczynski, P. A.; Elipe, A. (1996). «The action of the Galactic disk on the Oort cloud comets». Astronomy and Astrophysics 315. 618-624 or.
  38. Fouchard, M.; Froeschlé, C.; Valsecchi, G. eta Rickman, H. (2006). «Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 95 (1-4). 299-326 or.
  39. Matese, J. eta Whitmire, D. (1996). «Tidal Imprint of Distant Galactic Matter on the Oort Comet Cloud». The Astrophysical Journal Letters 472. L41-L43 or.
  40. Higuchi, A.; Kokubo, E.; Mukai, T. (2005). «Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide». Bulletin of the American Astronomical Society 37. 521 or.
  41. Nurmi, P.; Valtonen, M. J. eta Zheng, J. Q. (2001). «Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 327 (4). 1367-1376 or.
  42. Matese, J. J. eta Lissauer, J. J. (2004). «Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernable». Icarus 170 (2). 508-513 or.
  43. Szpir, Michael. «Perturbing the Oort Cloud» (ingelesez). American Scientist. 2009ko irailaren 15ean ikuskatua.
  44. Leitch, E.M. eta Vasisht, G. (1998). «Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms». New Astronomy 3 (1). 51-56 or.
  45. García-Sánchez, Joan; Preston, Robert A.; Jones, Dayton L.; Weissman, Paul R.; Lestrade, Jean-François; Latham, David W.; Stefanik, Robert P. (1999). «Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data». The Astronomical Journal 117 (2). 1042-1055 or.
  46. Molnar, L. A. eta Mutel, R. L. (1997). «Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710». Bulletin of the American Astronomical Society 29. 1315 or.
  47. Higuchi, A.; Kokubo, E. eta Mukai, T. (2006). «Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet cloud Candidates». The Astronomical Journal 131 (Otsaila). 1119-1129 or.
  48. Davis, M.; Hut, P. eta Muller, R. A. (1984). «Extinction of Species by Periodic Comet Showers». Nature 308. 715-717 or.
  49. Hills, J. G. (1984). «Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit». Nature 311 (5987). 636-638 or.
  50. Matese, J. J. eta Lissauer, J. J. (2002). «Continuing evidence of an impulsive component of Oort cloud cometary flux». Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors. 309-314 or., ISBN 92-9092-810-7.
  51. Brown, M. E.; Trujillo, C.; Rabinowitz, D. (2004). «Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid». The Astrophysical Journal 617. 645-649 or.
  52. a b Sheppard, S. S. (2005). «Small Bodies in the Outer Solar System». New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 352 (Urria). The University of Texas, Austin, Texas, USA.
  53. Gomes, R. S.; Matese, J. J. eta Lissauer, J. J. (2006). «A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects». Icarus 184 (2). 589-601 or.

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Euskaraz[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Gazteleraz[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Ingelesez[aldatu | aldatu iturburu kodea]