Хилсов облак

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Илустрација на Ортовиот облак, Хилсовиот облак и Кајперовиот појас

Во астрономијата, Хилсов облак (наречен и како внатрешен Ортов облак или внатрешен облак [1]) е огромен претпоставен околуѕвезден диск, кој се наоѓа во Ортовиот облак, чија што надворешна граница би се наоѓала на околу 20.000 до 30.000 астрономски единици (AЕ) од Сонцето, а внатрешната граница, не е добро дефинирана, и хипотетички се наоѓа на 250-1500 АЕ, многу подалеку од орбитите на телата и планетите во Кајперовиот појас - но ова растојаниe може да биде и многу поголемо. Ако постои, Хилсовиот облак може да содржи приближно 5 пати повеќе комети од Ортовиот облак.[2]

Преглед[уреди | уреди извор]

Потребата за хипотезата за Хилсовиот облак е тесно поврзана со динамиката на Ортовиот облак: кометите во Ортовиот облак се постојано растројувани од тела во нивна близина. Голем дел од овие комети го напуштаат Сончевиот Систем, или пак одат поблиску до Сонцето каде што испаруваат, или се судираат во Сонцето или во гасовитите џинови. Следствено на тоа, во Ортовиот облак уште одамна требало да снема комети, но сепак тоа не е така.

Хипотезата за Хилсовиот облак се однесува на опстанокот на Ортовиот облак преку претпоставка за густо населено, внатрешно подрачје во Ортовиот облак - т.н „Хилсов облак“. Исфрлените тела од Хилсовиот облак најверојатно би завршиле во Ортовиот облак, потхранувајќи го на некој начин.[3] Се верува дека Хилсовиот облак ја содржи најголемата концентрација на комети во целиот Сончев Систем.

Постоењето на Хилсовиот облак е веројатно, зошто таму веќе се пронајдени многу тела. Треба да е погуст од Ортовиот облак.[4] Гравитациската интеракција со најблиските ѕвезди и плимните ефекти од галаксијата им даваат кружни орбити на кометите во Ортовиот облак, што можеби не се однесува и за кометите од Хилсовиот облак. Вкупната маса на Хилсовиот облак е непозната; некои научници мислат дека би бил неколку пати помасивен од надворешниот Ортов облак.

Историја[уреди | уреди извор]

Оригинален модел на Ортовиот облак[уреди | уреди извор]

Ернст Опик

Помеѓу 1932 и 1981 година, астрономите верувале дека Ортовиот облак (предложен од Ернст Опик и Јан Орт) и Кајперовиот појас се единствено складиште на комети во Сончевиот Систем.

Во 1932 година, естонскиот астроном Ернст Опик претпоставил дека кометите потекнуваат од облак кој орбитира близу надворешната граница на Сончевиот Систем.[5] Во 1950 година, ваквата идеја била повторно изнесена од страна на холандскиот астроном Јан Орт за да објасни една противречност: По неколку поминувања низ внатрешниот Сончев Систем кометите се уништувани (испаруваат или се судираат со планети), па ако пред неколку милијарди години (од создавањето на Сончевиот Систем) постоел некаков облак, сега веќе треба да го нема.[6]

Орт за неговата студија избрал 46 комети кои биле забележани меѓу 1850 и 1952 година. Реципрочната вредност на големиот полупречник на орбитата на кометите покажувал дека тие се најзастапени (што наведувало на постоење на резервоар од комети) на оддалеченост од 40,000 до 150,000 АЕ (0,6 и 2,4 светлосни години) од Сонцето. Овој резервоар, сместен на границите на Сончевата сфера на влијание, би бил подложен на ѕвездени растројувања (со кои најверојатно би се исфрлале комети од него).

Нов модел[уреди | уреди извор]

Џек Хилс, астрономот кој ја поставил теоријата за Хилсовиот облак

Во 1980-тите, астрономите сфатиле дека главниот облак може да има внатрешен дел кој би започнал на околу 3.000  од Сонцето и се протега сѐ до оригиналниот Ортов облак на растојание од 20.000 AЕ од Сонцето. Проценките најчесто велат дека во Хилсовиот облак има околу 20 трилиони тела (околу пет до десет пати повеќе од надворешниот Ортов облак), но овој број може да е и десет пати поголем.[7]

Моделот за „внатрешен облак“ бил предложен во 1981 година од астрономот Џек Г. Хилс, од лабораторијата во Лос Аламос, по што ова подрачје го добило името. Тој пресметал дека поминувањето на ѕвезда во близина на Сончевиот Систем можело да предизвика „дожд од комети“ кои пак од друга страна може да биде причина за масовни изумирања на животните на Земјата.

Неговото истражување наведувало дека орбитите на повеќето облачни комети имаат главен полупречник од 10.000 AЕ, многу поблиску до Сонцето од предложеното растојание на Ортовиот облак.[4] Исто така, влијанието на околните ѕвезди и силата на галактичката плима би ги испратило кометите од Ортовиот облак или поблиску до Сонцето или надвор од Сончевиот Систем. За да ги објасни овие прашања, Хилс сметал дека во Ортовиот облак има внатрешен облак, кој би имал десетици или стотици пати повеќе јадра на комети од надворешниот ореол.[4] Така, Хилсовиот облак можно е да биде извор на нови комети за пореткиот надворешен Ортов облак.

Следните години други астрономи го барале Хилсовиот облак и ги проучувале долгопериодните комети. Меѓу нив биле и Сидни ван ден Берг и Марк Е. Бејли, кои во 1982 и 1983 година ја предложиле структурата на Хилсовиот облак.[8] Во 1986 година, Бејли изјавил дека поголемиот дел од кометите во Сончевиот Систем не се наоѓаат во Ортовиот облак, туку се поблиску и во внатрешен облак, имаат орбита со главен полупречник од 5.000 AU. Истражувањето било дополнето и со студиите на Виктор Клуб и Бил Непиер (1987) и од РБ Стотерс (1988).

Во 1991 година Хилсовиот облак се здобил со голема популарност[9] кога научниците ја продолжиле теоријата на Хилс.

Карактеристики[уреди | уреди извор]

Структура и состав[уреди | уреди извор]

Внатрешен и надворешен Ортов облак

Ортовите облачни комети постојано се растројувани од поблиски и подалечни тела. Голем број од нив или го напуштаат Сончевиот Систем или одат многу поблиску до Сонцето. Затоа, Ортовиот облак веднаш требало да го снема, но тој е сè уште тука. Предлогот за Хилсовиот облак може да даде објаснување за ова; Џ. Г. Хилс и други научници наведуваат дека може да ги надополни кометите во надворешниот Ортов облак.[10]

Исто така, веројатно е дека во Хилсовиот облак се наоѓа најголемата концентрација на комети во Сончевиот Систем.[8] Хилсовиот облак треба да биде многу погуст од надворешниот Ортов облак; ако постои, би требало да е голем помеѓу 5.000 и 20.000 AЕ. За споредба, Ортовиот облак е голем помеѓу 20,000 and 50,000 AЕ (0,3 и 0,8 светлосни години).[11]

Не е позната масата на Хилсовиот облак. Некои научници сметаат дека може да биде пет пати помасивен од Ортовиот облак.[2] Марк Е. Бејли ја проценил масата на Хилсовиот облак на 13,8 Земјини маси, ако поголемиот дел од телата се наоѓаат на 10.000 AЕ.[12]

Ако примероците од анализираните комети се репрезентативни (за сите комети во Хилсовиот облак), тогаш телата во Хилсовиот облак најчесто се состојат од различни мразови, како вода, метан, етан, јаглерод моноксид и водород цијанид. Но, по откривањето на 1996 PW (астероид со орбита типична за долгопериодична комета), наведува дека во облакот може да има и карпести тела.[13]

Анализата на јаглеродот и соодносот на изотопите на азот, прво кај кометите од Ортовиот облак, а потоа кај телата околу Јупитер, покажувале дека меѓу нив има мала разлика, и покрај нивните изразито оддалечени подрачја. Ова наведува дека и двете потекнуваат од протопланетарен диск, заклучок кој е исто така поддржан од студиите за големините на облакот на кометата и неодамнешното истражување на кометата Темпел 1.[14]

Формирање[уреди | уреди извор]

Многу научници мислат дека Хилсовиот облак настанал кога Сонцето се доближило до друга ѕвезда (800 АЕ) во првите 800 милиони години од Сончевиот Систем, што ја објаснува и ексцентричната орбита на Седна, која не треба да биде таму каде што е - ниту е под влијание на Јупитер, ниту на Нептун, ниту на плимни ефекти. Затоа е можно Хилсовиот облак да е „помлад“ од Ортовиот облак. Но само Седна има такви неправилности; на 2000 OO67 и 2006 SQ372 не им е потребна оваа теорија, затоа што и двете ротираат околу гасовитите џинови во Сончевиот Систем.

Потенцијални тела во Хилсовиот облак[уреди | уреди извор]

Телата во Хилсовиот облак претежно се составени од воден мраз, метан и амонијак. Астрономите се сомневаат дека многу долгопериодични комети потекнуваат од Хилсовиот облак, како кометата Хјакутаке.

Мајк Браун и неговите колеги, во статијата во која го објавуваат откривањето на Седна, тврделе дека го набљудуваат првото тело од Ортовиот објект. Тие забележале дека, за разлика од расфрланите дисковидни тела како Ерида, перихелот на Седна (76 АЕ) бил премногу оддалечен за гравитациското влијание на Нептун да има улога во неговата еволуција.[15] Авторите ја сметале Седна како „тело од внатрешниот Ортов облак“, се наоѓала на Еклиптиката и била сместена меѓу Кајперовиот појас и крајниот посферичниот дел од Ортовиот облак.[16][17] Сепак, Седна била многу поблиску до Сонцето отколку што се очекувало за објектите од Хилсовиот облак и нејзиниот наклон е близок до оној на планетите и телата од Кајперовиот појас.

2008 KV42 е транстептунец со ретроградна орбита, поради што се претпоставува дека потекнува од Хилсовиот облак или можеби од Ортовиот облак. Истото се однесува и за дамоклоидите, за кои не се знае од каде потекнуваат, што се однесува и на типичниот претставник од оваа категорија - 5335 Дамокло.

Кометите[уреди | уреди извор]

Кометата МекНут

Астрономите се сомневаат дека неколку комети доаѓаат од ист регион како Хилсовиот облак; делумно, тие се насочени кон тела со афел поголем од 1.000 AЕ (кои се од подалечно подрачје во Кајперовиот појас), но не и за телата со афел помал од 10.000 AЕ (зошто инаку би биле преблиску до надворешниот Ортов облак).

Некои познати комети поминуваат големи растојанија и се потенцијални тела кои потекнуваат од Хилсовиот облак. На пример, кометата Лавџој, откриена на 15 Март 2007 година од австралискиот астроном Тери Лавџој, имала афел од околу 1.800 AЕ. Кометата Хјакутаке, откриена во 1996 година од аматерскиот астроном Јуџи Хјакутаке, има излезен афел од 3.500 AЕ. Комета Мекнаут, откриена на 7 Август 2006 година во Австралија од Роберт Х. Мекнаут, една од најсветлите комети во последните децении, со афел од 4.100 AЕ. Кометата Маххолц, откриена на 27 Август 2004 година од страна на аматерскиот астроном Доналд Маххолц, дошла од приближно 5.000 AЕ.

Седна, првиот кандидат[уреди | уреди извор]

Анимација на орбитата на Седна (црвено) и Хилсовиот облак (сино)

Седна е мала планета откриена од Мајкл Е. Браун, Чад Трухило и Дејвид Л. Рабиновиц на 14. ноември 2003 година. Спектроскопските мерења покажале дека нејзиниот површински состав е сличен со оној на другите заднептунски тела : претежно составен од смеса на воден мраз, метан и азот со толини. Нејзината површина е една од најцрвените во Сончевиот Систем.

Таа може да биде прво откриено тело од Хилсовиот облак, во зависност од тоа како тој се дефинира. За тела од подрачјето на Хилсовиот облак се сметаат сите објекти со орбити на растојание од 1.500 до 10.000 AЕ. 

Цртеж на Седна

Меѓутоа, Седна е многу поблиску од претпоставената оддалеченост на Хилсовиот облак. Планетоидот е откриен на растојание од околу 13 милијарди километри (87 АЕ) од Сонцето, и околу Сонцето ротира во елипсовидна орбита за 11.400 години со перихел на само 76 AЕ од Сонцето (следниот ќе се случи во 2076 година) а се движи до 936 AЕ во својата најоддалечена точка.

Сепак, Седна не се смета за тело од Кајперовиот појас, бидејќи нејзината орбита не поминува низ Кајперовиот појас на 50 AЕ. Седна е „одвоено тело“, и затоа не е во резонанца со Нептун.

2012 VP113[уреди | уреди извор]

Заднептунското тело 2012 VP113 откриено на 26 март 2014 година и има слична орбита како Седна со перихелска точка одвоена од Нептун. Неговата орбита се движи меѓу 80 и 400 АЕ од Сонцето. 

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Villemin, Gérard. „Astronomie, astéroïdes et comètes“ (француски).
  2. 2,0 2,1 Duncan, Martin J.; Quinn, Thomas; Tremaine, Scott (1987). „The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud“. The Astronomical Journal. 94: 1330. Bibcode:1987AJ.....94.1330D. doi:10.1086/114571.
  3. Fernández, Julio Ángel (1997). „The Formation of the Oort cloud and the primitive galactic environment“. Icarus. 129 (1): 106–119. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754.
  4. 4,0 4,1 4,2 Hills, Jack G. (1981). „Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud“. Astronomical Journal. 86: 1730–1740. Bibcode:1981AJ.....86.1730H. doi:10.1086/113058.
  5. Öpik, Ernst (1932). „Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits“. Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. 67 (6): 169–182. doi:10.2307/20022899. JSTOR 20022899.
  6. Oort, Jan (1950). „The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 11: 91–110. Bibcode:1950BAN....11...91O.
  7. Matson, Dave E. (May 2012). „Short-period Comets“. Young Earth Creationism (blog). Young Earth Evidence.
  8. 8,0 8,1 Bailey, Mark E.; Stagg, C. Russell (1988). „Cratering constraints on the inner Oort cloud: Steady-state models“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 235: 1–32. Bibcode:1988MNRAS.235....1B. doi:10.1093/mnras/235.1.1.
  9. Chambon, Loïc, уред. (2000-11-10). „Les autres corps du système solaire“. Astro Merveilles (loloch.free.fr) (француски).
  10. Fernández, Julio Ángel (September 1997). „The Formation of the Oort Cloud and the primitive galactic environment“. Icarus. 129: 106–119. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754.
  11. Williams, Matt (10 August 2015). „What is the Oort Cloud?“. Universe Today. Посетено на 20 February 2016.
  12. Bailey, Mark E.; Stagg, C. Russell (1988). „Cratering constraints on the inner Oort cloud: Steady-state models“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 235: 1–32. Bibcode:1988MNRAS.235....1B. doi:10.1093/mnras/235.1.1.Bailey, Mark E.; Stagg, C. Russell (1988). "Cratering constraints on the inner Oort cloud: Steady-state models". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 235: 1–32. Bibcode:1988MNRAS.235....1B. doi:10.1093/mnras/235.1.1.
  13. Weissman, Paul R.; Levison, Harold F. (October 1997). „Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?“. Astrophysical Journal Letters. 488 (2): L133–L136. Bibcode:1997ApJ...488L.133W. doi:10.1086/310940.
  14. Mumma, Michael J.; di Santi, Michael A.; Magee-Sauer, Karen P.; и др. (2005). „Parent volatiles in comet 9P/Tempel 1: Before and after impact“. 310 (5746): 270–274. Наводот journal бара |journal= (help) }}
  15. Brown, Michael E.; Rabinowitz, David L.; Trujillo, Chadwick A. (2004). „Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid“. Astrophysical Journal. 617: 645–649. arXiv:astro-ph/0404456. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095.
  16. Jewitt, David C.; Morbidelli, Alessandro; Rauer, Heike (2007). Trans-Neptunian Objects and Comets. Swiss Society for Astrophysics and Astronomy. Saas-Fee Advanced Course 35 (изд. 1.). Berlin: Springer. стр. 86. ISBN 978-3-540-71957-1. LCCN 2007934029.
  17. Lykawka, Patryk Sofia; Tadashi, Mukai (2007). „Dynamical Classification of Trans-Neptunian Objects: Probing their Origin, Evolution, and Interrelation“. Icarus. 189: 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001.