سحابة أورت

📅 آخر تحديث: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 6 صور
الموسوعة الحرة

تُقاس المسافة من سحابة أورت إلى باطن النظام الشمسي، وإلى نجمين من أقرب النجوم، بالوحدات الفلكية . المقياس لوغاريتمي : كل مسافة مُشار إليها تُمثل عشرة أضعاف المسافة السابقة. يُشير السهم الأحمر إلى الموقع المُتوقع لمسبار الفضاء فوياجر 1 ، في الفترة ما بين 2025 و2027 ، والذي قد يصل إلى سحابة أورت بعد حوالي 300 عام.
تصور فني لسحابة أورت وحزام كويبر (في الإطار الداخلي)؛ تم تكبير أحجام الأشياء لزيادة وضوحها.

سحابة أورت (تُلفظ / ɔːrt / ORT أو / ʊərt / OORT )، [ 1 ] والتي تُسمى أحيانًا سحابة أوبيك-أورت ، [2] يُفترض أنها سحابة من مليارات الكويكبات الجليدية تُحيط بالشمس على مسافات تتراوح بين 2000 و200000 وحدة فلكية (0.03 إلى 3.2 سنة ضوئية ). [ 3 ] [ 4 ] اقترح وجودها عام 1950 الفلكي الهولندي يان أورت ، الذي سُميت الفكرة لاحقًا تكريمًا له. [ 5 ] [ 6 ] اقترح أورت أن الأجرام في هذه السحابة تُجدد وتُحافظ على عدد ثابت من المذنبات طويلة الدورة التي تدخل النظام الشمسي الداخلي ، حيث تُستهلك وتُدمر في نهاية المطاف أثناء اقترابها من الشمس. [ 7 ]

يُعتقد أن السحابة تضم منطقتين: سحابة أورت الداخلية القرصية الشكل، والمحاذية تقريبًا لمستوى مسار الشمس (وتُسمى أيضًا سحابة هيلز )، وسحابة أورت الخارجية الكروية . يقع الجزء الداخلي من سحابة أورت على بُعد يزيد عن ألف ضعف بُعد حزام كايبر والقرص المتناثر والأجسام المنفصلة عن الشمس - وهي ثلاث مناطق أقرب لتخزين الأجسام العابرة لنبتون . [ 8 ] تقع كلتا المنطقتين خارج الغلاف الشمسي ، وهو أحد الحدين اللذين اختارهما علماء الكواكب عند نهاية النظام الشمسي. [ 9 ] : 21

تمتد سحابة أورت إلى حدود مجال جاذبية الشمس، وهو الحد الآخر الذي اختاره علماء الكواكب لنهاية النظام الشمسي. [ 9 ] : 21 تُحدد هذه المنطقة بواسطة مجال هيل الشمسي ، وبالتالي تقع على الحد الفاصل بين مجال جاذبية الشمس ومجال جاذبية المجرة. [ 10 ] ترتبط سحابة أورت الخارجية بالشمس ارتباطًا ضعيفًا، وتتأثر مكوناتها بسهولة بجاذبية النجوم العابرة ، ومجرة درب التبانة نفسها، وانعدام الجاذبية الذاتي للسحابة. [ 11 ] ساهمت هذه القوى في تعديل مدارات المادة شديدة الانحراف، وجعلها أكثر دائرية، بعد أن كانت شديدة الانحراف، والتي قُذفت من النظام الشمسي الداخلي خلال مراحله الأولى من التطور . ويعود الفضل في المدارات الدائرية للمادة في قرص أورت إلى حد كبير إلى هذا الالتواء الجاذبي للمجرة. [ 12 ] [ 13 ] وبالمثل، فإن التداخل المجري في حركة أجرام أورت يُؤدي أحيانًا إلى إزاحة المذنبات من مداراتها داخل السحابة، وإرسالها إلى النظام الشمسي الداخلي. [ 4 ] وبناءً على مداراتها، يبدو أن معظم المذنبات قصيرة الدورة ، وليس جميعها ، قد أتت من قرص أورت. وقد تكون مذنبات أخرى قصيرة الدورة قد نشأت من السحابة الكروية الأكبر حجمًا. [ 4 ] [ 14 ]

يفترض علماء الفلك أن المادة الموجودة حاليًا في سحابة أورت تشكلت بالقرب من الشمس، في القرص الكوكبي الأولي ، ثم تشتتت في الفضاء بفعل جاذبية الكواكب العملاقة . [ 4 ] لا يمكن رصد سحابة أورت مباشرةً باستخدام تقنيات التصوير الحالية. [ 15 ] ومع ذلك، يُعتقد أن السحابة هي المصدر الذي يغذي معظم المذنبات طويلة الدورة ومذنبات هالي ، التي تُستهلك في النهاية بسبب اقترابها الشديد من الشمس بعد دخولها النظام الشمسي الداخلي. وقد تؤدي السحابة الوظيفة نفسها للعديد من المذنبات القنطورية ومذنبات عائلة المشتري . [ 14 ]

تطوير النظرية

بحلول أوائل القرن العشرين، حدد علماء الفلك نوعين رئيسيين من المذنبات: المذنبات قصيرة الدورة (وتُسمى أيضًا المذنبات الكسوفية ) والمذنبات طويلة الدورة (وتُسمى أيضًا المذنبات شبه متساوية الخواص ). [ 16 ] تتميز المذنبات الكسوفية بمدارات صغيرة نسبيًا تقع بالقرب من مستوى مسار الشمس، ولا توجد على مسافة أبعد بكثير من منحدر كايبر، الذي يبعد حوالي 50 وحدة فلكية عن الشمس (يبلغ متوسط ​​مدار نبتون حوالي 30 وحدة فلكية، ويقع أوج المذنب 177P/Barnard عند حوالي 48 وحدة فلكية). أما المذنبات طويلة الدورة، فتتحرك في مدارات كبيرة جدًا تبعد آلاف الوحدات الفلكية عن الشمس، وتتوزع بشكل متساوي الخواص. وهذا يعني أن المذنبات طويلة الدورة تظهر من جميع الاتجاهات في السماء، فوق مستوى مسار الشمس وتحته. [ 9 ]

في عام 1907، أثبت أرمين أوتو لوشنر أن مسارات المذنبات مرتبطة بفترة الرصد: فالفترات القصيرة تشير إلى مسارات مكافئة ، بينما تشير الفترات الأطول إلى مدارات إهليلجية . افترض لوشنر أن إحصاءات أدق ستُظهر أن للمذنبات مدارات إهليلجية، وأنها أعضاء دائمة في النظام الشمسي، تعود إلى النظام الشمسي الداخلي بعد فترات طويلة تكون خلالها غير مرئية لعلم الفلك الأرضي. [ 17 ] في عام 1932، اقترح الفلكي الإستوني إرنست أوبيك وجود خزان للمذنبات طويلة الدورة على شكل سحابة مدارية على الحافة الخارجية للنظام الشمسي . [ 18 ] أعاد الفلكي الهولندي يان أورت إحياء هذه الفكرة في عام 1950 لحل مفارقة حول أصل المذنبات. لا يمكن التوفيق بسهولة بين الحقائق التالية والمدارات الإهليلجية الشديدة التي تُوجد فيها المذنبات طويلة الدورة دائمًا:

  • على مدى ملايين ومليارات السنين، تبقى مدارات مذنبات سحابة أورت غير مستقرة. وتفرض ديناميكيات الأجرام السماوية أن المذنب سينجذب في نهاية المطاف بعيدًا بفعل نجم عابر، أو يصطدم بالشمس أو كوكب، أو يُقذف خارج النظام الشمسي نتيجة اضطرابات كوكبية .
  • علاوة على ذلك، فإن التركيب المتطاير للمذنبات يعني أنه مع اقترابها المتكرر من الشمس، يتبخر الإشعاع تدريجياً هذه المواد المتطايرة حتى ينقسم المذنب أو تتكون عليه قشرة عازلة تمنع المزيد من انبعاث الغازات . [ 19 ]

استنتج أورت أن المذنبات ذات المدارات القريبة من الشمس لا يمكن أن تكون قد فعلت ذلك منذ تكثف القرص الكوكبي الأولي، أي قبل أكثر من 4.5 مليار سنة. وبالتالي، لا يمكن أن تكون المذنبات طويلة الدورة قد تشكلت في المدارات الحالية التي تُكتشف فيها دائمًا، ولا بد أنها كانت محتجزة في خزان خارجي طوال فترة وجودها تقريبًا. [ 19 ] [ 20 ] [ 9 ]

درس أورت أيضًا جداول مدارات المذنبات طويلة الدورة، واكتشف وجود تجمع غريب للمذنبات طويلة الدورة التي تتباعد عن الشمس (أوجها ) عند حوالي 20,000  وحدة فلكية. يشير هذا إلى وجود خزان على تلك المسافة بتوزيع كروي متجانس . كما اقترح أن المذنبات النادرة نسبيًا ذات المدارات التي تبلغ حوالي 10,000  وحدة فلكية ربما مرت بدورة أو أكثر داخل النظام الشمسي الداخلي، حيث انجذبت مداراتها نحو الداخل بفعل جاذبية الكواكب. [ 9 ]

البنية والتركيب

المسافة المفترضة لسحابة أورت مقارنة ببقية النظام الشمسي

يُعتقد أن سحابة أورت تشغل مساحة شاسعة تتراوح بين 2000 و5000 وحدة فلكية (0.03 و0.08 سنة ضوئية) [ 9 ] من الشمس، وقد تمتد إلى مسافة تصل إلى 50000 وحدة فلكية (0.79 سنة ضوئية) ، أو حتى 100000 إلى 200000 وحدة فلكية (1.58 إلى 3.16 سنة ضوئية) . [ 4 ] [ 9 ] ويمكن تقسيم هذه المنطقة إلى سحابة أورت خارجية كروية الشكل بنصف قطر يتراوح بين 20000 و50000 وحدة فلكية (0.32 إلى 0.79 سنة ضوئية) ، وسحابة أورت داخلية حلقية الشكل بنصف قطر يتراوح بين 2000 و20000 وحدة فلكية (0.03 إلى 0.32 سنة ضوئية) .          

تُعرف سحابة أورت الداخلية أحيانًا باسم سحابة هيلز ، نسبةً إلى جاك جي. هيلز ، الذي اقترح وجودها عام ١٩٨١. [ ٢١ ] تتوقع النماذج أن تكون السحابة الداخلية أكثر كثافةً بكثير من السحابة الخارجية، إذ تحتوي على عشرات أو مئات المرات من نوى المذنبات. [ ٢١ ] [ ٢٢ ] [ ٢٣ ] يُعتقد أن سحابة هيلز ضرورية لتفسير استمرار وجود سحابة أورت بعد مليارات السنين. [ ٢٤ ]

نظرًا لوقوعها عند الحد الفاصل بين جاذبية الشمس وجاذبية المجرة، فإن الأجسام المكونة لسحابة أورت الخارجية ترتبط بالشمس ارتباطًا ضعيفًا. وهذا بدوره يسمح بتأثيرات طفيفة من النجوم القريبة أو من مجرة ​​درب التبانة نفسها، مما يؤدي إلى دخول مذنبات طويلة الدورة (وربما من نوع هالي ) إلى مدار نبتون . [ 4 ] كان من المفترض أن تؤدي هذه العملية إلى استنزاف السحابة الخارجية الأقل كثافة، ومع ذلك لا تزال تُلاحظ مذنبات طويلة الدورة ذات مدارات أعلى أو أسفل مستوى مسار الشمس. يُعتقد أن سحابة هيلز تُشكل خزانًا ثانويًا لنوى المذنبات ومصدرًا لتجديد السحابة الخارجية الرقيقة، حيث يتناقص عددها تدريجيًا نتيجة فقدانها إلى النظام الشمسي الداخلي. [ 25 ]

قد تحتوي سحابة أورت الخارجية على تريليونات من الأجسام التي يزيد قطرها عن كيلومتر واحد (0.6 ميل) ، [ 4 ] ومليارات الأجسام التي يبلغ قطرها 20 كيلومترًا (12 ميلًا) . وهذا يُعادل قدرًا مطلقًا يزيد عن 11. [ 26 ] وبناءً على هذا التحليل، فإن الأجسام "المتجاورة" في السحابة الخارجية تفصلها مسافة كبيرة تبلغ جزءًا كبيرًا من وحدة فلكية واحدة، أي عشرات الملايين من الكيلومترات. [ 14 ] [ 27 ] الكتلة الإجمالية للسحابة الخارجية غير معروفة، ولكن بافتراض أن مذنب هالي يُعدّ مؤشرًا مناسبًا للنوى المكونة لسحابة أورت الخارجية، فإن كتلتها المُجتمعة ستكون تقريبًا 3 × 10²⁵ كيلوغرام (6.6 × 10²⁵ رطل ) ، أو ما يُعادل خمسة أضعاف كتلة الأرض. [ 4 ] [ 28 ] كان يُعتقد سابقًا أن السحابة الخارجية أكبر حجمًا بمقدار مئتي ضعف، إذ تحتوي على ما يصل إلى 380 ضعف كتلة الأرض، [ 29 ] ولكن تحسن معرفتنا بتوزيع أحجام المذنبات طويلة الدورة أدى إلى تقديرات أقل. ولم تُنشر أي تقديرات لكتلة سحابة أورت الداخلية حتى عام 2023.    

إذا كانت تحليلات المذنبات تمثل المجموعة الكلية، فإن الغالبية العظمى من أجسام سحابة أورت تتكون من جليد مثل الماء والميثان والإيثان وأول أكسيد الكربون وسيانيد الهيدروجين . [ 30 ] ومع ذلك، فإن اكتشاف الجسم 1996 PW ، وهو جسم يتوافق مظهره مع كويكب من النوع D [ 31 ] [ 32 ] في مدار نموذجي لمذنب طويل الدورة، حفز أبحاثًا نظرية تشير إلى أن سحابة أورت تتكون من حوالي واحد إلى اثنين بالمائة من الكويكبات. [ 33 ] يُظهر تحليل نسب نظائر الكربون والنيتروجين في كل من المذنبات طويلة الدورة ومذنبات عائلة المشتري اختلافًا طفيفًا بينهما، على الرغم من مناطق نشأتهما المنفصلة على الأرجح. يشير هذا إلى أن كليهما نشأ من السحابة الشمسية الأولية الأصلية، [ 34 ] وهو استنتاج تدعمه أيضًا دراسات حجم الحبيبات في مذنبات سحابة أورت [ 35 ] ودراسة التأثير الحديثة لمذنب تمبل 1 من عائلة المشتري . [ 36 ]

أصل

يُعتقد أن سحابة أورت قد تشكلت بعد تكوين الكواكب من القرص الكوكبي الأولي قبل حوالي 4.6  مليار سنة. [ 4 ] الفرضية الأكثر قبولًا هي أن أجسام سحابة أورت تجمعت في البداية بالقرب من الشمس كجزء من نفس العملية التي شكلت الكواكب والكويكبات . بعد التكوين، أدت التفاعلات الجاذبية القوية مع الكواكب الغازية العملاقة الفتية، مثل المشتري، إلى تشتيت الأجسام في مدارات إهليلجية أو مكافئة واسعة للغاية، والتي عُدّلت لاحقًا بفعل اضطرابات من النجوم العابرة والسحب الجزيئية العملاقة إلى مدارات طويلة الأمد منفصلة عن منطقة الكواكب الغازية العملاقة. [ 4 ] [ 37 ]

مع ذلك، يبدو أن سحابة أورت تحتوي على عدد من الأجسام يفوق ما يتوقعه النموذج الأساسي. تشير المحاكاة إلى احتمال استحواذها على أجسام إضافية من الأقراص الكوكبية الأولية للنجوم القريبة قبل أن تبتعد. [ 38 ] وتشير محاكاة تطور سحابة أورت منذ بدايات النظام الشمسي وحتى الوقت الحاضر إلى أن كتلة السحابة بلغت ذروتها  بعد حوالي 800 مليون سنة من تشكلها، مع تباطؤ وتيرة التراكم والاصطدام وبدء النضوب في تجاوز العرض. [ 4 ]

يُعد القرص المتناثر مصدرًا آخر ، وهو المصدر الرئيسي للمذنبات الدورية في النظام الشمسي. ووفقًا للنماذج، فإن حوالي نصف الأجسام المتناثرة تتجه نحو سحابة أورت، بينما ينزاح ربعها نحو مدار المشتري، ويُقذف الربع المتبقي في مدارات زائدية . وقد يستمر القرص المتناثر في تزويد سحابة أورت بالمواد. [ 39 ] [ 40 ] ومن المرجح أن ينتهي المطاف بثلث الأجسام الموجودة في القرص المتناثر في سحابة أورت بعد 2.5  مليار سنة. [ 41 ]

تشير النماذج الحاسوبية إلى أن اصطدامات حطام المذنبات خلال فترة تكوينها تلعب دورًا أكبر بكثير مما كان يُعتقد سابقًا. ووفقًا لهذه النماذج، كان عدد الاصطدامات في المراحل المبكرة من تاريخ النظام الشمسي هائلًا لدرجة أن معظم المذنبات دُمِّرت قبل وصولها إلى سحابة أورت. ولذلك، فإن الكتلة التراكمية الحالية لسحابة أورت أقل بكثير مما كان يُعتقد سابقًا. [ 42 ] ولا تمثل الكتلة المُقدَّرة للسحابة سوى جزء صغير من كتلة المواد المقذوفة التي تتراوح بين 50 و100 ضعف كتلة الأرض. [ 4 ]

أدى التفاعل الجاذبي مع النجوم القريبة والمد والجزر المجري إلى تعديل مدارات المذنبات لتصبح أكثر دائرية. وهذا ما يفسر الشكل شبه الكروي لسحابة أورت الخارجية. [ 4 ] من ناحية أخرى، لم تتخذ سحابة هيلز ، المرتبطة بقوة أكبر بالشمس، شكلاً كروياً. وقد أظهرت دراسات حديثة أن تكوين سحابة أورت يتوافق إلى حد كبير مع فرضية أن النظام الشمسي تشكل كجزء من عنقود نجمي مضمن يضم ما بين 200 و400 نجم. ومن المرجح أن هذه النجوم المبكرة قد لعبت دوراً في تكوين السحابة، حيث كان عدد مرات مرور النجوم بالقرب من العنقود أعلى بكثير مما هو عليه اليوم، مما أدى إلى اضطرابات أكثر تواتراً. [ 43 ]

تشمل الأفكار الأخرى وجود نجم ثنائي مرافق مؤقت للشمس في المراحل المبكرة من تاريخ النظام الشمسي، مما أدى إلى استقطاب أجسام إضافية في سحابة أورت. [ 44 ] [ 45 ] ويبدو أن النيازك القادمة من مذنبات سحابة أورت ذات الدورات الطويلة قد تراكمت في ظروف أكثر اعتدالًا من تلك القادمة من مذنبات عائلة المشتري (من القرص المتناثر)، مما يشير إلى أن نجوم السحابة الأم قد أثرت على مدارات مذنبات سحابة أورت الطويلة بدلًا من أن تكون هي مصدرها، وأن الأجزاء الخارجية من سحابة أورت لم تتشكل إلا في وقت متأخر من تكوين النظام الشمسي عندما تشتتت الأجزاء الخارجية (التي تراكمت فيها المواد بشكل ألطف) من القرص الكوكبي. [ 46 ]

المذنبات

المذنبات هي بقايا من تكوين النظام الشمسي قبل حوالي 4 مليارات سنة، مخزنة في منطقتين منفصلتين، حزام كايبر وسحابة أورت. [ 47 ] يُعتقد عمومًا أن المذنبات قصيرة الدورة (التي تصل مدة مداراتها إلى 200  سنة) قد نشأت إما من حزام كايبر أو القرص المتناثر، وهما قرصان مسطحان متصلان من الحطام الجليدي يقعان خلف مدار نبتون على بُعد 30  وحدة فلكية ويمتدان معًا إلى ما بعد 100  وحدة فلكية. أما المذنبات طويلة الدورة جدًا، مثل C/1999 F1 (كاتالينا) ، التي تستمر مداراتها لملايين السنين، فيُعتقد أنها تنشأ مباشرة من سحابة أورت الخارجية. [ 48 ] ​​تشمل المذنبات الأخرى التي يُعتقد أنها أتت مباشرةً من سحابة أورت الخارجية: C/2006 P1 (ماكنوت) ، و C/2010 X1 (إيلينين) ، والمذنب آيسون ، و C/2013 A1 (سايدينغ سبرينغ) ، و C/2017 K2 ، و C/2017 T2 (بانستارز) . تتميز مدارات المذنبات داخل حزام كايبر باستقرارها النسبي، لذا يُعتقد أن عددًا قليلًا جدًا منها ينشأ هناك. أما القرص المتناثر، فهو نشط ديناميكيًا، ومن المرجح أن يكون منشأ المذنبات. [ 9 ] تنتقل المذنبات من القرص المتناثر إلى نطاق الكواكب الخارجية، لتصبح ما يُعرف باسم القناطير . [ 9 ] : 575 [ 49 ] ثم تتناثر بعض هذه القناطير إلى الداخل لتصبح مذنبات قصيرة الدورة. [ 50 ]

يوجد نوعان رئيسيان من المذنبات قصيرة الدورة: مذنبات عائلة المشتري (ذات مدارات أصغر من 5 وحدات فلكية) ومذنبات عائلة هالي. تتميز مذنبات عائلة هالي، نسبةً إلى مذنب هالي ، بأنها، على الرغم من كونها مذنبات قصيرة الدورة، يُعتقد أنها قادمة من سحابة أورت وليس من القرص المتناثر. [ 51 ] [ 52 ] وبناءً على مداراتها، يُقترح أنها كانت مذنبات طويلة الدورة اجتذبتها جاذبية الكواكب العملاقة وأرسلتها إلى النظام الشمسي الداخلي. [ 20 ] ربما تكون هذه العملية قد ساهمت أيضًا في تكوين المدارات الحالية لجزء كبير من مذنبات عائلة المشتري، على الرغم من أن غالبية هذه المذنبات يُعتقد أنها نشأت في القرص المتناثر. [ 14 ]

لاحظ أورت أن عدد المذنبات العائدة أقل بكثير مما توقعه نموذجه، وهذه المسألة، المعروفة باسم "تلاشي المذنبات"، لم تُحل بعد. [ 53 ] لا توجد عملية ديناميكية معروفة لتفسير العدد الأقل من المذنبات المرصودة مقارنةً بتقديرات أورت. تشمل الفرضيات المطروحة لهذا التباين تدمير المذنبات بفعل قوى المد والجزر، أو الاصطدام، أو التسخين؛ أو فقدان جميع المواد المتطايرة ، مما يجعل بعض المذنبات غير مرئية؛ أو تكوّن قشرة غير متطايرة على السطح. [ 54 ] وقدّرت الدراسات الديناميكية لمذنبات سحابة أورت الافتراضية أن حدوثها في منطقة الكواكب الخارجية سيكون أعلى بعدة مرات من حدوثها في منطقة الكواكب الداخلية. قد يعود هذا التباين إلى جاذبية كوكب المشتري ، الذي يعمل كحاجز، يحاصر المذنبات القادمة ويتسبب في اصطدامها به، كما حدث مع المذنب شوميكر-ليفي 9 في عام 1994. [ 55 ] ومن الأمثلة على المذنبات القديمة ديناميكيًا والتي نشأت في سحابة أورت، المذنب C/2018 F4 . [ 56 ]

سدنا وأشياء مماثلة

تم اقتراح العديد من الأجرام المرصودة كأعضاء في سحابة أورت الداخلية. [ 57 ] يتميز سدنا، الذي تم رصده لأول مرة عام 2004، بمدار شديد الانحراف، حيث تبلغ مسافة حضيضه 76 وحدة فلكية. [ 58 ] أما 2012 VP 113 ، الذي رُصد عام 2012، فيمتلك حضيضًا أكبر (أقرب نقطة له من الشمس)، لكن أوج مداره يبلغ نصف أوج مدار سدنا. [ 59 ] [ 60 ] ومن بين الأجرام المرشحة الأخرى [ 61 ] 2010 GB 174 [ 62 ] و 474640 أليكانتو (الذي كان يُعرف سابقًا باسم 2004 VN 112 ). [ 63 ]

تأثيرات المد والجزر

يبدو أن معظم المذنبات التي تُرى بالقرب من الشمس قد وصلت إلى مواقعها الحالية بفعل اضطراب جاذبية سحابة أورت الناتج عن قوة المد والجزر التي تمارسها مجرة ​​درب التبانة . وكما تُشوّه قوة المد والجزر القمرية محيطات الأرض، مُسببةً ارتفاع وانخفاض المد والجزر، فإن المد والجزر المجري يُشوّه أيضًا مدارات الأجرام في النظام الشمسي الخارجي . [ 64 ] في المناطق المرصودة من النظام الشمسي، تكون هذه التأثيرات ضئيلة مقارنةً بجاذبية الشمس، ولكن في الأطراف الخارجية للنظام، تكون جاذبية الشمس أضعف، ويضغط تدرج جاذبية مركز مجرة ​​درب التبانة عليها على طول المحورين الآخرين؛ ويمكن لهذه الاضطرابات الصغيرة أن تُغيّر مدارات سحابة أورت لتقريب الأجرام من الشمس. [ 65 ] تُسمى النقطة التي تتخلى عندها جاذبية الشمس عن تأثيرها لصالح المد والجزر المجري بنصف قطر قطع المد والجزر. يقع على نصف قطر يتراوح بين 100,000 و 200,000 وحدة فلكية، ويمثل الحد الخارجي لسحابة أورت. [ 9 ]

يفترض بعض الباحثين أن المد والجزر المجري ربما ساهم في تكوين سحابة أورت عن طريق زيادة أقرب نقطة حضيض (أقصر مسافة إلى الشمس) للكواكب الصغيرة ذات أبعد نقطة أوج (أبعد مسافة إلى الشمس). [ 66 ] تتسم تأثيرات المد والجزر المجري بالتعقيد، وتعتمد بشكل كبير على سلوك الأجسام الفردية داخل النظام الكوكبي. ومع ذلك، يمكن أن يكون التأثير التراكمي كبيرًا جدًا: إذ قد تصل نسبة المذنبات التي تنشأ من سحابة أورت إلى 90% نتيجةً للمد والجزر المجري. [ 67 ] وتشير النماذج الإحصائية للمدارات المرصودة للمذنبات طويلة الدورة إلى أن المد والجزر المجري هو الوسيلة الرئيسية التي تُغير مداراتها باتجاه النظام الشمسي الداخلي. [ 68 ]

الاضطرابات النجمية وفرضيات النجوم المصاحبة

إلى جانب المد والجزر المجري ، يُعتقد أن المحفز الرئيسي لإرسال المذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي هو التفاعل بين سحابة أورت الشمسية والحقول الجاذبية للنجوم القريبة [ 4 ] أو السحب الجزيئية العملاقة . [ 55 ] يُقرّب مدار الشمس عبر مستوى مجرة ​​درب التبانة أحيانًا من أنظمة نجمية أخرى . على سبيل المثال، يُفترض أن نجم شولتز مرّ عبر سحابة أورت الخارجية قبل 70,000 عام (على الرغم من أن كتلته المنخفضة وسرعته النسبية العالية حدّت من تأثيره). [ 69 ] [ 70 ] خلال العشرة ملايين سنة التالية، يُعدّ النجم المعروف غليس 710  النجم الأكثر احتمالًا للتأثير على سحابة أورت . [ 71 ] قد تُؤدي هذه العملية أيضًا إلى تشتيت أجسام سحابة أورت خارج مستوى مسار الشمس، مما قد يُفسّر توزيعها الكروي. [ 71 ] [ 72 ]

في عام ١٩٨٤، افترض الفيزيائي ريتشارد أ. مولر أن للشمس رفيقًا لم يُكتشف بعد، إما قزمًا بنيًا أو قزمًا أحمر ، في مدار إهليلجي داخل سحابة أورت. [ ٧٣ ] وقد افترض أن هذا الجسم، المعروف باسم نيميسيس ، يمر عبر جزء من سحابة أورت كل ٢٦ مليون سنة تقريبًا ، ويقصف النظام الشمسي الداخلي بالمذنبات. ومع ذلك، لم يُعثر حتى الآن على أي دليل على وجود نيميسيس، وقد شككت  العديد من الأدلة (مثل عدد الفوهات ) في وجوده. [ ٧٤ ] [ ٧٥ ] ولم تعد التحليلات العلمية الحديثة تدعم فكرة أن الانقراضات على الأرض تحدث على فترات منتظمة ومتكررة. [ ٧٦ ] وبالتالي، لم تعد فرضية نيميسيس ضرورية لتفسير الافتراضات الحالية. [ ٧٦ ]

طرح عالم الفلك جون ج. ماتيس من جامعة لويزيانا في لافاييت فرضية مشابهة إلى حد ما عام 2002. ويزعم أن عدد المذنبات التي تصل إلى النظام الشمسي الداخلي من منطقة معينة في سحابة أورت المفترضة يفوق ما يمكن تفسيره بالمد والجزر المجري أو الاضطرابات النجمية وحدها، وأن السبب الأرجح هو وجود جسم بحجم كوكب المشتري في مدار بعيد. [ 77 ] وقد أُطلق على هذا العملاق الغازي المفترض اسم تايخ . وقد تمكنت مهمة WISE ، وهي مسح شامل للسماء باستخدام قياسات اختلاف المنظر لتوضيح المسافات المحلية بين النجوم، من إثبات أو دحض فرضية تايخ. [ 76 ] وفي عام 2014، أعلنت وكالة ناسا أن مسح WISE قد استبعد أي جسم وفقًا لتعريفها. [ 78 ]

استكشاف المستقبل

تصور فني لمركبة الفضاء فوياجر

لن تصل المركبة الفضائية فوياجر 1 ، وهي أبعد مركبة فضائية، إلى سحابة أورت إلا بعد حوالي 300 عام [ 79 ] [ 80 ] ، وسيستغرق عبورها حوالي 30,000 عام. [ 81 ] في ثمانينيات القرن الماضي، طُرح مفهوم لمسبار يمكنه الوصول إلى مسافة 1,000 وحدة فلكية في غضون 50 عامًا، يُسمى تاو ؛ ومن بين مهامه البحث عن سحابة أورت. [ 82 ] ويمكن لمركبة شراعية شمسية الوصول إلى السحابة خلال عمر الإنسان دون الحاجة إلى بنية تحتية فضائية ضخمة ، وذلك بحسب النموذج المستخدم. [ 83 ]

في إعلان الفرص لعام 2014 لبرنامج ديسكفري ، اقتُرح إنشاء مرصد لرصد الأجرام في سحابة أورت (وحزام كايبر) تحت مسمى "مهمة ويبل" . [ 84 ] وكان من المقرر أن يراقب المرصد النجوم البعيدة باستخدام مقياس ضوئي، باحثًا عن عمليات العبور على مسافة تصل إلى 10,000 وحدة فلكية. [ 84 ] واقتُرح المرصد لرصد هالة تدور حول نقطة لاغرانج الثانية (L2) مع مهمة مقترحة مدتها خمس سنوات. [ 84 ] كما اقتُرح أيضًا أن تلسكوب كيبلر الفضائي كان قادرًا على رصد الأجرام في سحابة أورت. [ 85 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ "Oort" . قاموس أكسفورد الإنجليزي (  النسخة الإلكترونية). مطبعة جامعة أكسفورد.(يشترط الاشتراك أو عضوية المؤسسة المشاركة .)
  2. ↑ ويبل، ف. ل .؛ تيرنر، ج.؛ ماكدونيل، ج. أ. م.؛ واليس، م. ك. (30 سبتمبر 1987). "مراجعة لعلوم المذنبات". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 323 (1572): 339-347 [341]. رمز Bibcode : 1987RSPTA.323..339W . doi : 10.1098/rsta.1987.0090 . S2CID 119801256 . 
  3. ↑ ويليامز، مات (10 أغسطس 2015). "ما هي سحابة أورت؟" . يونيفرس توداي . مؤرشف من الأصل في 23 يناير 2018. تم الاطلاع عليه في 21 مايو 2021 .
  4. ١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ ملاحظات محاضرات من الدورة المتقدمة الخامسة والثلاثين في ساس-في. أليساندرو موربيديلي (٢٠٠٦). "أصل وتطور المذنبات الديناميكي وخزاناتها من الماء والأمونيا والميثان". arXiv : astro-ph/0512256 .
  5. ^ فان دير كرويت، بيتر سي. (2020). ماجستير في علم الفلك المجري: سيرة جان هندريك أورت . سبرينغر. بيب كود : 2021mgab.book .....K .
  6. ↑ ويبل، فريد ل. (1978). "سحابة أورت". في توم جيرلز (محرر). النجوم الأولية والكواكب . مطبعة جامعة أريزونا.
  7. ↑ ريد، نولا تايلور (4 أكتوبر 2018). "سحابة أورت: الغلاف الجليدي للنظام الشمسي الخارجي" . Space.com . مؤرشف من الأصل في 26 يناير 2021. تم الاطلاع عليه في 18 أغسطس 2020 .
  8. ↑ دونز، لوك (2004). هانز ريكمان ومايكل فيستو (محرران). أصل وتطور سحابة أورت . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 153-174 . 
  9. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 هارولد ف. ليفيسون؛ لوك دونيس (2007). "تجمعات المذنبات ودينامياتها" . في لوسي آن آدامز ماكفادين؛ لوسي-آن آدامز؛ بول روبرت وايزمان؛ تورنس ف. جونسون (محررون). موسوعة النظام الشمسي ( الطبعة الثانية). أمستردام؛ بوسطن: أكاديميك برس. الصفحات 575-588 . ISBN   978-0-12-088589-3.
  10. ↑ "حزام كويبر وسحابة أورت" . موقع ناسا لاستكشاف النظام الشمسي . ناسا . مؤرشف من الأصل بتاريخ 26 ديسمبر 2003. تم الاطلاع عليه بتاريخ 8 أغسطس 2011 .
  11. ↑ كوريا-أوتو، جيه إيه؛ كالاندرا، إم إف (2019). "الاستقرار في المنطقة الخارجية لسحابة أورت: تطور المذنبات المقذوفة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 490 (2): 2495-2504 . arXiv : 1901.05964 . doi : 10.1093/mnras/stz2755 .
  12. ↑ فوشارد، مارك؛ فروشلي، كريستيان؛ فالسيكي، جيوفاني؛ ريكمان، هانز (27 سبتمبر 2006). "التأثيرات طويلة المدى للمد والجزر المجري على ديناميكيات المذنبات". الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي . 95 ( 1-4 ): 299-326 . Bibcode : 2006CeMDA..95..299F . doi : 10.1007/s10569-006-9027-8 .
  13. ↑ ريموند، شون (21-06-2023). "كواكب سحابة أورت (خارج المجموعة الشمسية)" . PLANETPLANET . مؤرشف من الأصل في 01-07-2023 . تم الاسترجاع في 01-07-2023 .
  14. 1 2 3 4 ف. ف. إميليانينكو؛ د. ج. آشر؛ م. إ. بيلي (2007). "الدور الأساسي لسحابة أورت في تحديد تدفق المذنبات عبر النظام الكوكبي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 381 (2): 779-789 . Bibcode : 2007MNRAS.381..779E . CiteSeerX 10.1.1.558.9946 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x . 
  15. ↑ "سحابة أورت" . استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا . 20 يونيو 2023. مؤرشف من الأصل في 30 يونيو 2023. تم الاطلاع عليه في 1 يوليو 2023 .
  16. ↑ دانكن، مارتن جيه؛ ليفيسون، هارولد إف؛ دونز، لوك (2004). "التطور الديناميكي للمذنبات الكسوفية". في: فيستو، ميشيل سي؛ كيلر، إتش. أوي؛ ويفر، هارولد إيه (محررون). المذنبات 2 (ملف PDF) . مطبعة جامعة أريزونا. الصفحات 193-204 . ISBN  978-0-8165-2450-1تمت أرشفة النسخة الأصلية (PDF) بتاريخ 28-09-2021.
  17. ↑ لي، ويلي (أبريل 1967). "مدارات المذنبات" . من أجل معلوماتك. مجلة غالاكسي للخيال العلمي . المجلد 25، العدد 4. الصفحات 55-63 .   
  18. ↑ إرنست يوليوس أوبيك (1932). "ملاحظة حول الاضطرابات النجمية للمدارات المكافئة القريبة". وقائع الأكاديمية الأمريكية للفنون والعلوم . 67 (6): 169-182 . Bibcode : 1932PAAAS..67..169O . doi : 10.2307/20022899 . JSTOR 20022899 . 
  19. 1 2 يان أورت (1950). "بنية سحابة المذنبات المحيطة بالنظام الشمسي وفرضية تتعلق بأصلها". نشرة المعاهد الفلكية الهولندية . 11 : 91-110 . Bibcode : 1950BAN....11...91O .
  20. 1 2 ديفيد سي. جويت (2001). "من حزام كايبر إلى نواة المذنب: المادة فائقة الحمرة المفقودة". المجلة الفلكية . 123 (2): 1039-1049 . Bibcode : 2002AJ....123.1039J . doi : 10.1086/338692 .
  21. 1 2 جاك ج. هيلز (1981). "زخات المذنبات والسقوط المنتظم للمذنبات من سحابة أورت" . المجلة الفلكية . 86 : 1730-1740 . Bibcode : 1981AJ.....86.1730H . doi : 10.1086/113058 .
  22. ↑ هارولد ف. ليفيسون؛ لوك دونز؛ مارتن ج. دنكان (2001). "أصل المذنبات من نوع هالي: استكشاف سحابة أورت الداخلية" . المجلة الفلكية . 121 (4): 2253-2267 . Bibcode : 2001AJ....121.2253L . doi : 10.1086/319943 .
  23. ↑ توماس م. دوناهو، محرر (1991). علوم الكواكب: البحوث الأمريكية والسوفيتية، وقائع ورشة العمل الأمريكية السوفيتية حول علوم الكواكب . كاثلين كيرني تريفرز، وديفيد م. أبرامسون. مطبعة الأكاديمية الوطنية. ص 251. Bibcode : 1991psas.conf.....D . doi : 10.17226/1790 . ISBN  978-0-309-04333-5أُرشف من المصدر الأصلي بتاريخ 9 نوفمبر 2014. تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 مارس 2008 .
  24. ↑ خوليو أ. فرنانديز (1997). "تكوين سحابة أورت والبيئة المجرية البدائية" (ملف PDF) . إيكاروس . 219 (1): 106-119 . Bibcode : 1997Icar..129..106F . doi : 10.1006/icar.1997.5754 . مؤرشف (PDF) من الأصل بتاريخ 24 يوليو 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 مارس 2008 .
  25. ↑ كايب، ناثان أ.؛ فولك، كاثرين (2022). "التوزيع الديناميكي لخزانات المذنبات" . المذنبات III . ص 97. arXiv : 2206.00010 . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816553631-ch004 . ISBN  978-0-8165-5363-1.
  26. القدر المطلق هو مقياس لمدى سطوع جسم ما لو كان على بُعد وحدة فلكية واحدة من الشمس والأرض؛ على عكس القدر الظاهري الذي يقيس مدى سطوع الجسم من الأرض. ولأن جميع قياسات القدر المطلق تفترض المسافة نفسها، فإن القدر المطلق هو في الواقع مقياس لسطوع الجسم. كلما انخفض القدر المطلق للجسم، زاد سطوعه.
  27. ↑ بول ر. وايزمان (1998). "سحابة أورت" . مجلة ساينتفك أمريكان . مؤرشف من الأصل بتاريخ 11 نوفمبر 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 مايو 2007 .
  28. ↑ بول ر. وايزمان (1983). "كتلة سحابة أورت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 118 (1): 90-94 . رمز Bibcode : 1983A & A...118...90W .
  29. ↑ سيباستيان بوهاي. "حول أصل المذنبات طويلة الدورة: نظريات متنافسة" (ملف PDF) . كلية جامعة أوتريخت. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 30 سبتمبر 2006. تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 مارس 2008 .
  30. ↑ إي إل جيب؛ إم جيه موما؛ إن ديلو روسو؛ إم إيه دي سانتي وكيه ماجي-ساور (2003). "الميثان في مذنبات سحابة أورت". إيكاروس . 165 (2): 391-406 . Bibcode : 2003Icar..165..391G . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00201-X .
  31. ↑ رابينوفيتز، د.ل. (أغسطس 1996). "1996 PW". تعميم الاتحاد الفلكي الدولي (6466): 2. رمز Bibcode : 1996IAUC.6466....2R .
  32. ↑ ديفيز، جون ك.؛ ماكبرايد، نيل؛ غرين، سيمون ف.؛ موتولا، ستيفانو؛ وآخرون . (أبريل 1998). "منحنى الضوء وألوان الكوكب القزم غير العادي 1996 PW". إيكاروس . 132 (2): 418-430 . Bibcode : 1998Icar..132..418D . doi : 10.1006/icar.1998.5888 . 
  33. ↑ بول ر. وايزمان؛ هارولد ف. ليفيسون (1997). "أصل وتطور الجسم غير المألوف 1996 PW: كويكبات من سحابة أورت؟" . مجلة الفيزياء الفلكية . 488 (2): L133– L136. Bibcode : 1997ApJ...488L.133W . doi : 10.1086/310940 .
  34. ↑ د. هوتسميكرز؛ ج. مانفرويد؛ إ. جيهين؛ س. أربيني؛ أ. كوكران؛ ر. شولز؛ ج. أ. ستوي؛ ج. م. زوكوني (2005). "الوفرة النظائرية للكربون والنيتروجين في مذنبات عائلة المشتري وسحابة أورت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 440 (2): L21– L24. arXiv : astro-ph/0508033 . Bibcode : 2005A & A...440L..21H . doi : 10.1051/0004-6361:200500160 . S2CID 9278535 . 
  35. ^ تاكافومي أوتسوبو؛ جون إيتشي واتانابي؛ هيديو كاواكيتا؛ ميتسوهيكو هوندا وريكو فوروشو (2007). “خصائص الحبوب لمذنبات Oort Cloud: نمذجة التركيب المعدني للغبار المذنب من ميزات انبعاث الأشعة تحت الحمراء المتوسطة”. أبرز النقاط في علوم الكواكب، الجمعية العامة الثانية للجمعية الجيوفيزيائية لآسيا وأوقيانوسيا . 55 (9): 1044–1049 . بيب كود : 2007P & SS...55.1044O . دوى : 10.1016/j.pss.2006.11.012 .
  36. ↑ مايكل ج. موما؛ مايكل أ. دي سانتي؛ كارين ماجي-ساور؛ وآخرون (2005). "المواد المتطايرة الأصلية في المذنب 9P/Tempel 1: قبل وبعد الاصطدام". ساينس إكسبريس . 310 (5746): 270-274 . Bibcode : 2005Sci...310..270M . doi : 10.1126/science.1119337 . PMID 16166477 .  
  37. ↑ "سحابة أورت والشمس ب؟" . محطة الشمس. مؤرشف من الأصل بتاريخ 14 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 مايو 2007 .
  38. ↑ ليفيسون، هارولد ف.؛ دنكان، مارتن ج.؛ براسر، رامون؛ كوفمان، ديفيد إي. (9 يوليو 2010). "التقاط سحابة أورت الشمسية من النجوم في عنقودها الشمسي الأصلي". مجلة ساينس . 329 (5988): 187-190 . Bibcode : 2010Sci...329..187L . doi : 10.1126/science.1187535 . PMID 20538912 . 
  39. ↑ فرنانديز، خوليو أ. (1997). "تكوين سحابة أورت والبيئة المجرية البدائية". إيكاروس . 129 (1): 106-119 . Bibcode : 1997Icar..129..106F . doi : 10.1006/icar.1997.5754 .
  40. ↑ خوليو أ. فرنانديز؛ تاباري غاياردو وأدريان برونيني (2004). "مجموعة الأقراص المتناثرة كمصدر لمذنبات سحابة أورت: تقييم دورها الحالي والسابقي في تكوين سحابة أورت". إيكاروس . 172 (2): 372-381 . Bibcode : 2004Icar..172..372F . doi : 10.1016/j.icarus.2004.07.023 . hdl : 11336/36810 .
  41. ↑ ديفيز، جيه كيه؛ باريرا، إل إتش (2004). المراجعة العشرية الأولى لحزام إيدجوورث-كويبر . دار نشر كلوير الأكاديمية. ISBN 978-1-4020-1781-0أُرشف من المصدر الأصلي بتاريخ 2021-03-06 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2020-10-11 .
  42. ↑ إس. آلان ستيرن؛ بول ر. وايزمان (2001). "التطور التصادمي السريع للمذنبات أثناء تكوين سحابة أورت". مجلة نيتشر . 409 (6820): 589-591 . Bibcode : 2001Natur.409..589S . doi : 10.1038/35054508 . PMID: 11214311. S2CID : 205013399 .  
  43. ↑ ر. براسر؛ م. ج. دنكان؛ هـ. ف. ليفيسون (2006). "التجمعات النجمية المدمجة وتكوين سحابة أورت". إيكاروس . 184 (1): 59-82 . Bibcode : 2006Icar..184...59B . doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.010 .
  44. ↑ سراج، أمير؛ لوب، أبراهام (18 أغسطس/آب 2020). "حالة وجود نجم مرافق في النظام الثنائي الشمسي المبكر" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 899 (2): L24. arXiv : 2007.10339 . Bibcode : 2020ApJ...899L..24S . doi : 10.3847/2041-8213/abac66 . ISSN 2041-8213 . S2CID 220665422 .  
  45. ↑ "ربما بدأت الشمس حياتها برفقة نجم ثنائي" . www.cfa.harvard.edu/ . 17 أغسطس 2020. مؤرشف من الأصل في 2 مارس 2021. تم الاطلاع عليه في 16 نوفمبر 2020 .
  46. ↑ جينيسكينز، بيتر (15 نوفمبر 2024). "خصائص حصى النظام الشمسي الخارجي أثناء تكوين الكواكب الصغيرة من خلال رصد النيازك". إيكاروس . 423 116229. arXiv : 2408.11945 . Bibcode : 2024Icar..42316229J . doi : 10.1016/j.icarus.2024.116229 .
  47. ↑ آلان ستيرن، س. (أغسطس 2003). "تطور المذنبات في سحابة أورت وحزام كايبر". مجلة نيتشر . 424 (6949): 639-642 . Bibcode : 2003Natur.424..639S . doi : 10.1038/nature01725 . PMID 12904784 . 
  48. ↑ مخرجات برنامج Horizons . "العناصر المدارية المتلامسة المركزية للمذنب C/1999 F1 (كاتالينا)" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2021-06-02 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2021-06-01 .الحل باستخدام مركز ثقل النظام الشمسي . نوع التقويم الفلكي: العناصر والمركز: @0 (ليكون خارج المنطقة الكوكبية، حقبة الدخول 1950 وحقبة الخروج 2050. بالنسبة لحقبة 1950-يناير-01، تكون فترة المدار "PR= 1.6E+09 / 365.25 يومًا" = ~4.3 مليون سنة).
  49. ↑ جويت، ديفيد (2009). "القناطير النشطة". المجلة الفلكية . 137 (5): 4296-4312 . arXiv : 0902.4687 . Bibcode : 2009AJ ....137.4296J . doi : 10.1088/0004-6256/137/5/4296 .
  50. ↑ ج. هورنر؛ ن. و. إيفانز؛ م. إ. بيلي؛ د. ج. آشر (2003). "تجمعات الأجرام الشبيهة بالمذنبات في النظام الشمسي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 343 (4): 1057-1066 . arXiv : astro-ph/0304319 . Bibcode : 2003MNRAS.343.1057H . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x . S2CID 2822011 . 
  51. ↑ ليفيسون، إتش إف؛ دنكان، إم جيه (1997). "من حزام كايبر إلى مذنبات عائلة المشتري: التوزيع المكاني لمذنبات مسار الشمس". إيكاروس . 127 (1): 13-32 . Bibcode : 1997Icar..127...13L . doi : 10.1006/icar.1996.5637 .
  52. ↑ وانغ، جيه-إتش؛ براسر، آر. (2014). "أصل سحابة أورت للمذنبات من نوع هالي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 563 : A122. arXiv : 1402.2027 . Bibcode : 2014A & A...563A.122W . doi : 10.1051/0004-6361/201322508 .
  53. ↑ نيسلوسان، ل. (1999). "تلاشي المذنبات طويلة الدورة في مدارات شبه مكافئة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 351 : 767-772 . doi : 10.1051/aas:1999605 (غير نشط في 20 يونيو 2026).{{cite journal}}: صيانة CS1: رقم التعريف الرقمي غير نشط اعتبارًا من يونيو 2026 ( رابط )
  54. ↑ لوك دونز؛ بول ر. وايزمان؛ هارولد ف. ليفيسون؛ مارتن ج. دنكان (2004). "تكوين سحابة أورت وديناميكيتها" (ملف PDF) . في: ميشيل س. فيستو؛ هـ. أوي كيلر؛ هارولد أ. ويفر (محررون). المذنبات II . مطبعة جامعة أريزونا. الصفحات 153-173 . مؤرشف من الأصل بتاريخ 24 أغسطس 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 مارس 2008 . 
  55. 1 2 خوليو أ. فرنانديز (2000). "المذنبات طويلة الدورة وسحابة أورت". الأرض والقمر والكواكب . 89 ( 1-4 ): 325-343 . Bibcode : 2002EM & P...89..325F . doi : 10.1023/A:1021571108658 . S2CID 189898799 . 
  56. ^ ليكاندرو، خافيير. دي لا فوينتي ماركوس، كارلوس؛ دي لا فوينتي ماركوس، راؤول؛ دي ليون، جوليا؛ سيرا ريكارت، ميكيل؛ أنطونيو كابريرا لافرز (28 مايو 2019). “الخصائص الطيفية والديناميكية للمذنب C / 2018 F4، من المحتمل أن يكون عضوًا سابقًا متوسطًا حقيقيًا في سحابة أورت”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 625 : ج133 (6 صفحات). أرخايف : 1903.10838 . بيب كود : 2019A & A...625A.133L . دوى : 10.1051/0004-6361/201834902 . S2CID 85517040 . 
  57. ↑ دونز، لوك؛ براسر، رامون؛ كايب، ناثان؛ ريكمان، هانز (ديسمبر 2015). "أصل وتطور خزانات المذنبات". مراجعات علوم الفضاء . 197 ( 1-4 ): 191-269 . Bibcode : 2015SSRv..197..191D . doi : 10.1007/s11214-015-0223-2 .
  58. ↑ براون، مايكل إي.؛ تروخيو، تشادويك؛ رابينوفيتز، ديفيد (10 ديسمبر 2004). "اكتشاف كوكب مرشح في سحابة أورت الداخلية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 617 (1): 645-649 . arXiv : astro-ph/0404456 . Bibcode : 2004ApJ...617..645B . doi : 10.1086/422095 .
  59. ↑ تروخيو، تشادويك أ.؛ شيبارد، سكوت س. (مارس 2014). "جسم شبيه بسدنا بنقطة حضيض تبلغ 80 وحدة فلكية". مجلة نيتشر . 507 (7493): 471-474 . Bibcode : 2014Natur.507..471T . doi : 10.1038/nature13156 . PMID 24670765 . 
  60. ↑ ويتز، ألكسندرا (26 مارس 2014). "كوكب قزم يوسع حدود النظام الشمسي". مجلة نيتشر . doi : 10.1038/nature.2014.14921 .
  61. ↑ براسر، ر.؛ شوامب، م. إ. (2015-02-01). "إعادة تقييم تكوين سحابة أورت الداخلية في عنقود نجمي مُضمّن - الجزء الثاني: استكشاف الحافة الداخلية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 446 (4): 3788-3796 . arXiv : 1411.1844 . Bibcode : 2015MNRAS.446.3788B . doi : 10.1093/mnras/stu2374 . ISSN 1365-2966 . 
  62. ↑ تشين، يينغ تونغ؛ كافيلارز، جيه جيه؛ غوين، ستيفن؛ فيراز، لورا؛ كوتيه، باتريك؛ جوردان، أندريس؛ سوك، فنسنت؛ كوياندر، جان شارل؛ إيب، وينغ هوين (2013-09-01). "اكتشاف عضو جديد في سحابة أورت الداخلية من خلال مسح الجيل التالي لعنقود العذراء" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 775 (1): L8. arXiv : 1308.6041 . Bibcode : 2013ApJ...775L...8C . doi : 10.1088/2041-8205/775/1/L8 . ISSN 0004-637X . 
  63. ↑ بيكر، أ.س.؛ أراكي، ك.؛ كايب، ن.أ.؛ وود-فاسي، و.م.؛ أغيليرا، س.؛ بلاكمان، ج.و.؛ بلوندين، س.؛ تشاليس، ب.؛ كلوتشياتي، أ.؛ كوفاروباياس، ر.؛ دامكي، ج.؛ ديفيس، ت.م.؛ فيليبينكو، أ.ف.؛ فولي، ر.ج.؛ غارغ، أ. (2008-07-20). "استكشاف النظام الشمسي الخارجي باستخدام مسح ESSENCE للمستعرات العظمى". المجلة الفيزيائية الفلكية . 682 (1): L53– L56. arXiv : 0805.4608 . Bibcode : 2008ApJ...682L..53B . doi : 10.1086/590429 .
  64. ↑ هايسلر، ج.؛ تريمين، س. (1986). "تأثير مجال المد والجزر المجري على سحابة مذنب أورت". إيكاروس . 65 (1): 13-26 . Bibcode : 1986Icar...65...13H . doi : 10.1016/0019-1035(86)90060-6 .
  65. ↑ مارك فوشارد؛ كريستيان فرويشليه؛ جيوفاني فالسيكي؛ هانز ريكمان (2006). "التأثيرات طويلة المدى للمد والجزر المجري على ديناميكيات المذنبات". الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي . 95 ( 1-4 ): 299-326 . Bibcode : 2006CeMDA..95..299F . doi : 10.1007/s10569-006-9027-8 . S2CID 123126965 . 
  66. ↑ هيغوتشي أ.؛ كوكوبو إ. وموكاي ت. (2005). "التطور المداري للكواكب الصغيرة بفعل المد والجزر المجري". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 37 : 521. رمز Bibcode : 2005DDA....36.0205H .
  67. ↑ نورمي، ب.؛ فالتونين، م. ج.؛ تشنغ، ج. كيو. (2001). "التغير الدوري لتدفق سحابة أورت وتأثيرات المذنبات على الأرض والمشتري" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 327 (4): 1367-1376 . Bibcode : 2001MNRAS.327.1367N . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x .
  68. ↑ جون ج. ماتيس وجاك ج. ليسور (2004). "تطور الحضيض للمذنبات الجديدة المرصودة يشير إلى هيمنة المد والجزر المجري في جعل مذنبات سحابة أورت قابلة للتمييز". إيكاروس . 170 (2): 508-513 . Bibcode : 2004Icar..170..508M . doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.019 .
  69. ↑ دي لا فوينتي ماركوس، كارلوس؛ دي لا فوينتي ماركوس، راؤول؛ آرسيث، سفير ج. (2018). "حيث يلتقي النظام الشمسي بالجوار الشمسي: أنماط في توزيع نقاط إشعاع الأجرام الصغيرة الزائدية المرصودة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 476 (1): L1– L5. arXiv : 1802.00778 . doi : 10.1093/mnrasl/sly019 .
  70. ↑ ماماجيك، إريك إي.؛ بارينفيلد، سكوت أ.؛ إيفانوف، فالنتين د. (2015). "أقرب تحليق معروف لنجم من النظام الشمسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 800 (1): L17. arXiv : 1502.04655 . Bibcode : 2015ApJ...800L..17M . doi : 10.1088/2041-8205/800/1/L17 .
  71. 1 2 ل. أ. مولنار؛ ر. ل. موتيل (1997). اقتراب النجوم من سحابة أورت: الغول وغليس 710. الاجتماع 191 للجمعية الفلكية الأمريكية. الجمعية الفلكية الأمريكية . الرمز المرجعي : 1997AAS...191.6906M .
  72. ↑ أ. هيغوتشي؛ إ. كوكوبو؛ ت. موكاي (2006). "تشتت الكويكبات بواسطة كوكب: تكوين السحب المرشحة للمذنبات" . المجلة الفلكية . 131 (2): 1119-1129 . Bibcode : 2006AJ....131.1119H . doi : 10.1086/498892 .
  73. ↑ ديفيس، م.؛ هات، ب.؛ مولر، ر. أ. (1984). "انقراض الأنواع بفعل زخات المذنبات الدورية". مجلة نيتشر . 308 (5954): 715-717 . رمز Bibcode : 1984Natur.308..715D . doi : 10.1038/308715a0 . OSTI 1010922 . 
  74. ↑ جي جي هيلز (1984). "القيود الديناميكية على كتلة ومسافة الحضيض لنجم نيميسيس واستقرار مداره". مجلة نيتشر . 311 (5987): 636-638 . Bibcode : 1984Natur.311..636H . doi : 10.1038/311636a0 . S2CID 4237439 . 
  75. ↑ "العدو اللدود خرافة" . معهد ماكس بلانك. 2011. مؤرشف من الأصل بتاريخ 5 نوفمبر 2011. تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 أغسطس 2011 .
  76. 1 2 3 "هل يستطيع مسبار WISE العثور على 'Tyche' الافتراضي؟" . ناسا/مختبر الدفع النفاث. 18 فبراير 2011. مؤرشف من الأصل في 5 ديسمبر 2020. تم الاطلاع عليه في 15 يونيو 2011 .
  77. ↑ جون ج. ماتيس وجاك ج. ليسور (6 مايو 2002). "أدلة مستمرة على وجود مكون اندفاعي لتدفق المذنبات في سحابة أورت" (ملف PDF) . وقائع مؤتمر الكويكبات والمذنبات والنيازك - ACM 2002 الدولي، 29 يوليو - 2 أغسطس 2002، برلين، ألمانيا . الكويكبات . المجلد 500. جامعة لويزيانا في لافاييت ، ومركز أبحاث ناسا أميس . الصفحات 309-314 . رمز Bibcode : 2002ESASP.500..309M . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 21 أكتوبر 2012. تم الاطلاع عليه في 21 مارس 2008 .  
  78. ↑ كيه إل، لومان (7 مارس 2014). "بحث عن رفيق بعيد للشمس باستخدام مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال". المجلة الفيزيائية الفلكية . 781 (1): 4. Bibcode : 2014ApJ...781....4L . doi : 10.1088/0004-637X/781/1/4 . S2CID 122930471 . 
  79. ↑ "صفحة الفهرس لـ PIA17046" . مجلة الصور . ناسا. 12 سبتمبر 2013. مؤرشفة من الأصل في 24 مايو 2019. تم الاطلاع عليها في 27 أبريل 2014 .
  80. ↑ «رسميًا: فوياجر 1 الآن في الفضاء بين النجوم» . يونيفرس توداي . ١٢ سبتمبر ٢٠١٣. مؤرشف من الأصل في ١٣ يناير ٢٠٢١. تم الاطلاع عليه في ٢٧ أبريل ٢٠١٤ .
  81. ↑ غوز، تيا (13 سبتمبر 2013). "فويجر 1 موجودة بالفعل في الفضاء بين النجوم: كيف عرفت ناسا ذلك؟" . Space.com . شبكة TechMedia. مؤرشف من الأصل في 2 فبراير 2021. تم الاطلاع عليه في 14 سبتمبر 2013 .
  82. ↑ دارلينج، ديفيد. "مهمة تاو (وحدة فلكية ألفية)" . www.daviddarling.info . مؤرشف من الأصل بتاريخ 7 ديسمبر 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 نوفمبر 2015 .
  83. ↑ ماتلوف، غريغوري ل. (2005). "مسبار إلى سحابة أورت". مسابير الفضاء السحيق: إلى النظام الشمسي الخارجي وما وراءه ( الطبعة الثانية). تشيتشستر : دار براكسيس للنشر . ص 33. ISBN   3-540-24772-6.
  84. 1 2 3 تشارلز ألكوك وآخرون . "مهمة ويبل: استكشاف سحابة أورت وحزام كايبر" (ملف PDF) . مؤرشف من النسخة الأصلية (PDF) بتاريخ 17 نوفمبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 نوفمبر 2015 . 
  85. ↑ "مجلة ساينتفك أمريكان - مركبة كيبلر الفضائية قد تتمكن من رصد أجسام سحابة أورت المراوغة - 2010" . ساينتفك أمريكان . مؤرشف من الأصل بتاريخ 18 ديسمبر 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 نوفمبر 2015 .

للمزيد من القراءة