Хмара Оорта — гіпотетична область Сонячної системи, що є джерелом комет з довгим періодом обертання. Безпосередніми спостереженнями існування хмари Оорта не підтверджено, однак численні непрямі факти вказують на її існування.
Уперше ідею існування такої хмари висунув естонський астроном Ернст Епік у 1932 році; надалі її теоретично розробляв нідерландський астрофізик Ян Оорт у 1950-х роках, на честь якого її й було названо.
Очікувана відстань від Сонця до зовнішньої межі хмари Оорта становить 50—100 тис. астрономічних одиниць — приблизно світловий рік. Це становить майже чверть відстані до Проксими Центавра — найближчої до Сонця зорі. Пояс Койпера та розсіяний диск, дві інші відомі області транснептунових об'єктів, у тисячу разів менші за хмару Оорта. Зовнішня межа хмари Оорта визначає гравітаційний кордон Сонячної системи — сферу Гілла, яка розраховується для Сонячної системи у два світлових роки.
Хмара Оорта, як припускають, поділяється на дві окремі області: зовнішню (сферичну) хмару Оорта і внутрішню хмару Оорта в формі диска. Об'єкти в хмарі Оорта значною мірою складаються з водяних, аміачних і метанових льодів. Астрономи вважають, що об'єкти хмари Оорта сформувалися ближче до Сонця і були розсіяні далеко в космос під гравітаційним впливом планет-гігантів на ранньому етапі розвитку Сонячної системи.
Хоча прямих спостережень хмари Оорта не було, астрономи вважають її джерелом усіх довгоперіодичних комет і комет галлеївського типу, що прилітають у Сонячну систему, а також багатьох кентаврів і комет сімейства Юпітера DOI: 10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. Зовнішня частина хмари Оорта є приблизною межею Сонячної системи, і легко може піддаватися впливу гравітаційних сил як зірок, що проходять неподалік, так і самої Галактики. Ці сили іноді змушують комети прямувати до центральної частини Сонячної системи. Короткоперіодичні комети, судячи з їхніх орбіт, можуть походити не лише з розсіяного диска, а й з хмари Оорта. Хоча об'єкти з поясу Койпера та більш віддаленого розсіяного диска спостерігалися і вимірювалися, об'єктами хмари Оорта на теперішній час можна вважати лише чотири: Седну, , 2006 SQ372 і DOI: 10.1086/424617 .
Розвиток теорії На початку XX століття астрономи виділили два основні типи комет: короткоперіодичні (також звані екліптичними) та довгоперіодичні (або майже ізотропні). Екліптичні комети мають відносно невеликі орбіти, близькі до площини екліптики, і зазвичай не віддаляються далі за край пояса Койпера, що становить приблизно 50 а. о. від Сонця (середня відстань орбіти Нептуна становить близько 30 а. о., а афелій комети — близько 48 а. о.). Довгоперіодичні комети, навпаки, рухаються по дуже великих орбітах, що сягають тисяч астрономічних одиниць, і розподілені ізотропно, тобто можуть з'являтися на небі з будь-якого напрямку — як над, так і під площиною екліптики.
У 1907 році показав, що тривалість спостережень залежить від форми орбіти: короткі інтервали спостережень відповідають параболічним орбітам, комети з еліптичними спостерігаються довше. Лейшнер припустив, що точніша статистика покаже: більшість комет має еліптичні орбіти і є постійними об'єктами Сонячної системи, які повертаються у внутрішні її області після довгих періодів невидимості для земних спостерігачів. У 1932 році естонський астроном Ернст Епік висунув ідею про існування резервуара довгоперіодичних комет у вигляді хмари на крайніх межах Сонячної системи. Нідерландський астроном Ян Оорт у 1950 році розвинув цю ідею, щоб пояснити парадокс походження комет. Річ у тім, що деякі факти важко узгодити з сильно витягнутими орбітами довгоперіодичних комет:
Протягом мільйонів і мільярдів років орбіти комет хмари Оорта є нестійкими: гравітаційна динаміка призводить до того, що комета зрештою або захоплюється пролітаючою зорею, або стикається із Сонцем чи планетою, або взагалі викидається із Сонячної системи через збурення планет.
Леткий склад комет означає, що при багаторазових зближеннях із Сонцем ці речовини поступово випаровуються під дією випромінювання, що з часом призводить до руйнування комети або утворення ізолювальної кірки, яка перешкоджає подальшому виділенню газів.
Оорт зробив висновок, що комети, орбіти яких наближають їх до Сонця, не могли перебувати на таких орбітах від часу формування протопланетного диска понад 4,5 мільярда років тому. Отже, довгоперіодичні комети не могли сформуватися на тих орбітах, на яких їх спостерігають, і більшу частину свого існування вони мають проводити в далекому зовнішньому резервуарі.
Оорт також проаналізував ефемериди довгоперіодичних комет і виявив, що їхні афелії мають тенденцію групуватися поблизу відстані близько 20 000 а. о. Це вказувало на існування резервуара на такій відстані з майже сферичним, ізотропним розподілом. Він також припустив, що відносно рідкісні комети з орбітами порядку 10 000 а. о. вже здійснили один або кілька обертів через внутрішню частину Сонячної системи, де їхні орбіти були змінені гравітаційним впливом планет.
Структура і склад
Вважається, що хмара Оорта займає величезну область простору на відстані приблизно від 2000–5000 а. о. (0,03–0,08 св. р.) від Сонця до 50 000 а. о. (0,79 св. р.), а за деякими оцінками — навіть до 100 000—200 000 а. о. (1,58–3,16 св. р.). Цю область поділяють на сферичну зовнішню хмару Оорта з радіусом близько 20 000–50 000 а. о. (0,32–0,79 св. р.) та внутрішню хмару Оорта у формі тора з радіусом 2000–20 000 а. о. (0,03–0,32 св. р.).
Внутрішню хмару Оорта часто називають хмарою Гіллса — на честь , який запропонував її існування в 1981 році DOI: 10.1086/113058. Моделі передбачають, що вона є значно щільнішою за зовнішню, містячи в десятки або навіть сотні разів більше кометних ядер DOI: 10.1086/319943. Існування хмари Гіллса вважається необхідним для пояснення тривалого збереження хмари Оорта протягом мільярдів років .
Оскільки зовнішня хмара Оорта розташована на межі між областями гравітаційного впливу Сонячної системи та Галактики, її об'єкти лише слабо гравітаційно зв'язані із Сонцем. Унаслідок цього навіть незначні гравітаційні збурення з боку близьких зір або Чумацького Шляху можуть змінювати їхні орбіти й спрямовувати довгоперіодичні (а іноді й комети типу Галлея) всередину Сонячної системи, зокрема в область орбіти Нептуна. Такий процес мав би поступово виснажити розріджену зовнішню хмару, однак довгоперіодичні комети з орбітами, сильно нахиленими до екліптики, продовжують спостерігатися. Це свідчить про те, що хмара Гіллса слугує додатковим резервуаром кометних ядер, який поповнює зовнішню хмару в міру втрат її об'єктів у внутрішню частину Сонячної системи. За оцінками, зовнішня хмара Оорта може містити трильйони тіл розміром понад 1 км і мільярди об'єктів із діаметрами близько 20 км, що відповідає абсолютній зоряній величині більш ніж 11. Середня відстань між сусідніми об'єктами становить значну частку 1 а. о., тобто десятки мільйонів кілометрів. Загальна маса зовнішньої хмари точно не відома, однак якщо вважати комету Галлея типовим представником її об'єктів, сумарна маса може становити приблизно 3·1025 кг (близько п'яти мас Землі). Раніше припускалося, що вона може досягати 380 мас Землі, однак уточнення розподілу розмірів довгоперіодичних комет привело до значного зменшення цих оцінок. Станом на 2023 рік надійних оцінок маси внутрішньої хмари Оорта не існує.
Якщо вважати результати досліджень комет репрезентативними для всієї хмари, більшість її об'єктів складається з летких речовин — водяного льоду, метану, етану, чадного газу та ціановодню. Водночас відкриття об'єкта 1996 PW, який за своїми властивостями подібний до астероїда типу D, але має орбіту, характерну для довгоперіодичної комети, дало підстави припускати, що приблизно 1–2 % об'єктів хмари Оорта можуть бути астероїдного походження.
Аналіз ізотопного складу вуглецю та азоту в довгоперіодичних кометах і кометах сімейства Юпітера показує незначні відмінності між ними, попри значну віддаленість їхніх областей формування. Це свідчить про спільне походження обох популяцій із первісної протозоряної молекулярної хмари — висновок, який також підтверджується дослідженнями розмірів пилових частинок у кометах хмари Оорта та результатами місії Deep Impact, що досліджувала комету Темпеля 1 DOI: 10.1051/0004-6361:200500160 DOI: 10.1016/j.pss.2006.11.012 DOI: 10.1126/science.1119337.
Походження
Вважається, що хмара Оорта є залишком початкового протопланетного диска, сформованого навколо Сонця приблизно 4,6 мільярда років тому. Згідно з поширеною гіпотезою, об'єкти хмари Оорта спочатку формувалися набагато ближче до Сонця в тому ж процесі, у якому утворилися й планети, й астероїди, але гравітаційна взаємодія з молодими планетами-гігантами, такими, як Юпітер, відкинула об'єкти на надзвичайно витягнуті еліптичні або параболічні орбіти. Моделювання розвитку хмари Оорта, від витоків виникнення Сонячної системи до поточного періоду, показує, що маса хмари досягла максимуму приблизно через 800 мільйонів років після початку її формування, оскільки темп акреції та зіткнень сповільнилися і швидкість виснаження хмари перевищила швидкість її поповнення.
Модель Хуліо Анхеля Фернандеса передбачає, що розсіяний диск, який є головним джерелом короткоперіодичних комет у Сонячній системі, також міг бути джерелом об'єктів хмари Оорта. Згідно з моделлю, приблизно половина об'єктів розсіяного диска переміщена назовні в хмару Оорта, у той час як чверть — зрушена всередину орбіти Юпітера й чверть — викинута на гіперболічні орбіти. Розсіяний диск, можливо, все ще постачає хмару Оорта речовиною DOI: 10.1016/j.icarus.2004.07.023. У результаті, одна третина поточних об'єктів розсіяного диска, ймовірно, потрапить до хмари Оорта через 2,5 мільярди років.
Комп'ютерні моделі показують, що зіткнення кометного матеріалу під час періоду формування відігравали набагато більшу роль, ніж вважалося раніше. Згідно з цими моделями, кількість зіткнень у ранній історії Сонячної системи була настільки великою, що більшість комет руйнувалися перш ніж досягали хмари Оорта. Тому, поточна сукупна маса хмари Оорта набагато менша, ніж колись вважали DOI: 10.1038/35054508 і становить, як передбачається, лише малу частину викинутого матеріалу 50—100 мас Землі.
Гравітаційна взаємодія із сусідніми зорями та галактичні припливні сили змінили кометні орбіти, зробивши їх більш круглими. Це пояснює майже сферичну форму зовнішньої хмари Оорта. І хмара Гіллса, сильніше пов'язана з Сонцем, у підсумку все ж має набути сферичної форми. Нещодавні дослідження показали, що формування хмари Оорта сумісне з гіпотезою формування Сонячної системи, як частини зоряного скупчення з 200—400 зір. Ці ранні найближчі зорі, ймовірно, відігравали значну роль у формуванні хмари, оскільки в скупченні зближення зір траплялися набагато частіше, ніж тепер (коли скупчення розпалося) DOI: 10.1016/j.icarus.2006.04.010.
У червні 2010 року Гарольд Ф. Левісон та інші науковці на основі вдосконалених комп'ютерних моделювань висунули гіпотезу, що Сонце «захопило комети інших зір, коли перебувало у скупченні, де й утворилося». Їхні результати свідчать про те, що «значна частина комет хмари Оорта, можливо, понад 90 %, походить із протопланетних дисків інших зір». У липні 2020 року Амір Сірадж та Аві Лоеб виявили, що гіпотеза про утворення хмари Оорта шляхом захоплення в скупченні, де зародилося Сонце, може вирішити теоретичну суперечність у поясненні спостережуваного співвідношення об'єктів зовнішньої хмари Оорта до об'єктів розсіяного диска, а також може збільшити ймовірність існування захопленої Дев'ятої планети.
Комети
Вважається, що комети мають два основні регіони походження в Сонячній системі. Короткоперіодичні комети (з періодами до 200 років), за загальноприйнятою теорією, походять із поясу Койпера або розсіяного диска — двох пов'язаних пласких структур із крижаного матеріалу, що починаються поблизу орбіти Плутона на відстані близько 38 а. о. від Сонця і простягаються приблизно до 100 а. о.