Oortsche Wolke -Oort cloud
Die Oort-Wolke ( / ɔːr t , ʊər t / ), manchmal Öpik-Oort-Wolke genannt , erstmals 1950 vom niederländischen Astronomen Jan Oort beschrieben , ist ein theoretisches Konzept einer Wolke aus überwiegend eisigen Planetesimalen , die die Sonne in Abständen umgeben soll im Bereich von 2.000 bis 200.000 AE (0,03 bis 3,2 Lichtjahre ). Sie ist in zwei Regionen unterteilt: eine scheibenförmige innere Oortsche Wolke (oder Hügelwolke ) und eine kugelförmige äußere Oortsche Wolke. Beide Regionen liegen jenseits der Heliosphäre und befinden sich im interstellaren Raum . Der Kuipergürtel , die Streuscheibe und die abgelösten Objekte , die anderen drei Reservoire transneptunischer Objekte , sind weniger als ein Tausendstel so weit von der Sonne entfernt wie die Oortsche Wolke.
Die äußere Grenze der Oortschen Wolke definiert die kosmographische Grenze des Sonnensystems und die Ausdehnung der Sun's Hill-Sphäre . Die äußere Oortsche Wolke ist nur lose an das Sonnensystem gebunden und wird daher leicht von der Anziehungskraft sowohl vorbeiziehender Sterne als auch der Milchstraße selbst beeinflusst. Diese Kräfte bringen gelegentlich Kometen aus ihren Umlaufbahnen innerhalb der Wolke und schicken sie in Richtung des inneren Sonnensystems . Basierend auf ihren Bahnen könnten die meisten kurzperiodischen Kometen von der verstreuten Scheibe stammen, aber einige kurzperiodische Kometen könnten aus der Oortschen Wolke stammen.
Astronomen vermuten, dass sich die Materie, aus der die Oortsche Wolke besteht, näher an der Sonne gebildet hat und durch die Gravitationseffekte der Riesenplaneten früh in der Entwicklung des Sonnensystems weit in den Weltraum gestreut wurde . Obwohl keine bestätigten direkten Beobachtungen der Oortschen Wolke gemacht wurden, könnte sie die Quelle sein, die die meisten langperiodischen und Halleyschen Kometen auffüllt, die in das innere Sonnensystem eintreten, sowie viele der Zentauren und Kometen der Jupiter -Familie.
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Hypothese
Es gibt zwei Hauptklassen von Kometen: kurzperiodische Kometen (auch ekliptische Kometen genannt) und langperiodische Kometen (auch nahezu isotrope Kometen genannt). Ekliptische Kometen haben relativ kleine Umlaufbahnen, unter 10 AE, und folgen der Ekliptikebene , der gleichen Ebene, in der die Planeten liegen. Alle langperiodischen Kometen haben sehr große Umlaufbahnen in der Größenordnung von Tausenden von AE und erscheinen aus allen Himmelsrichtungen.
AO Leuschner schlug 1907 vor, dass viele Kometen, von denen angenommen wurde, dass sie parabolische Umlaufbahnen haben und daher das Sonnensystem nur einmal besuchen, tatsächlich elliptische Umlaufbahnen hatten und nach sehr langen Zeiträumen zurückkehren würden. 1932 postulierte der estnische Astronom Ernst Öpik , dass langperiodische Kometen ihren Ursprung in einer umlaufenden Wolke am äußersten Rand des Sonnensystems haben . Der niederländische Astronom Jan Oort hat die Idee 1950 unabhängig wiederbelebt, um ein Paradoxon zu lösen:
- Im Laufe der Existenz des Sonnensystems sind die Umlaufbahnen von Kometen instabil, und schließlich schreibt die Dynamik vor, dass ein Komet entweder mit der Sonne oder einem Planeten kollidieren oder durch planetare Störungen aus dem Sonnensystem geschleudert werden muss .
- Darüber hinaus bedeutet ihre flüchtige Zusammensetzung, dass die Strahlung bei wiederholter Annäherung an die Sonne die flüchtigen Stoffe allmählich abkocht, bis sich der Komet aufspaltet oder eine isolierende Kruste entwickelt, die ein weiteres Ausgasen verhindert .
Daher, so argumentierte Oort, könne sich ein Komet nicht auf seiner derzeitigen Umlaufbahn gebildet haben und müsse fast sein ganzes Leben lang in einem äußeren Reservoir gehalten worden sein. Er stellte fest, dass es einen Spitzenwert bei der Anzahl langperiodischer Kometen mit Aphelia (ihre weiteste Entfernung von der Sonne) von etwa 20.000 AE gab, was auf ein Reservoir in dieser Entfernung mit einer kugelförmigen, isotropen Verteilung hindeutet. Diese relativ seltenen Kometen mit Umlaufbahnen von etwa 10.000 AE haben wahrscheinlich eine oder mehrere Umlaufbahnen durch das Sonnensystem durchlaufen und ihre Bahnen wurden durch die Schwerkraft der Planeten nach innen gezogen.
Struktur und Zusammensetzung
Es wird angenommen, dass die Oortsche Wolke einen riesigen Raum zwischen 2.000 und 5.000 AE (0,03 und 0,08 ly) bis zu 50.000 AE (0,79 ly) von der Sonne entfernt einnimmt. Einige Schätzungen gehen von einer Außengrenze zwischen 100.000 und 200.000 AE (1,58 und 3,16 ly) aus. Die Region kann in eine kugelförmige äußere Oortsche Wolke von 20.000–50.000 AE (0,32–0,79 LY) und eine torusförmige innere Oortsche Wolke von 2.000–20.000 AE (0,03–0,32 LY) unterteilt werden. Die äußere Wolke ist nur schwach an die Sonne gebunden und versorgt die langperiodischen (und möglicherweise vom Halley-Typ) Kometen bis in die Neptunbahn . Die innere Oortsche Wolke ist auch als Hills-Wolke bekannt, benannt nach Jack G. Hills , der ihre Existenz 1981 vorschlug. Modelle sagen voraus, dass die innere Wolke zehn- oder hundertmal so viele Kometenkerne haben sollte wie der äußere Halo; Es wird als mögliche Quelle neuer Kometen angesehen, um die schwache äußere Wolke wieder aufzufüllen, da deren Anzahl allmählich erschöpft ist. Die Hügelwolke erklärt das Fortbestehen der Oortschen Wolke nach Milliarden von Jahren.
Die äußere Oortsche Wolke kann Billionen von Objekten haben, die größer als 1 km (0,62 Meilen) sind, und Milliarden mit absoluten Größen heller als 11 (entsprechend einem Durchmesser von ungefähr 20 Kilometern (12 Meilen), wobei benachbarte Objekte zig Millionen Kilometer voneinander entfernt sind. Seine Gesamtmasse ist nicht bekannt, aber unter der Annahme, dass der Halleysche Komet ein geeigneter Prototyp für Kometen in der äußeren Oortschen Wolke ist, beträgt die kombinierte Masse ungefähr 3 × 10 25 Kilogramm (6,6 × 10 25 lb) oder das Fünffache der Erde. Früher wurde angenommen, dass er massereicher ist (bis zu 380 Erdmassen), aber bessere Kenntnisse über die Größenverteilung langperiodischer Kometen führten zu niedrigeren Schätzungen. Es wurden keine bekannten Schätzungen der Masse der inneren Oortschen Wolke veröffentlicht.
Wenn Analysen von Kometen repräsentativ für das Ganze sind, besteht die überwiegende Mehrheit der Oort-Wolkenobjekte aus Eis wie Wasser , Methan , Ethan , Kohlenmonoxid und Blausäure . Die Entdeckung des Objekts 1996 PW , eines Objekts, dessen Aussehen mit einem D-Typ-Asteroiden in einer für einen langperiodischen Kometen typischen Umlaufbahn übereinstimmte, führte jedoch zu theoretischen Untersuchungen, die darauf hindeuten, dass die Oortsche Wolkenpopulation aus etwa ein bis zwei Prozent besteht Asteroiden. Die Analyse der Kohlenstoff- und Stickstoffisotopenverhältnisse sowohl bei den Kometen mit langer Periode als auch bei den Kometen der Jupiterfamilie zeigt trotz ihrer vermutlich sehr unterschiedlichen Herkunftsregionen kaum Unterschiede zwischen den beiden. Dies deutet darauf hin, dass beide aus der ursprünglichen protosolaren Wolke stammen, eine Schlussfolgerung, die auch durch Studien zur Korngröße in Oort-Wolken-Kometen und durch die kürzlich durchgeführte Impaktstudie des Kometen Tempel 1 der Jupiter-Familie gestützt wird .
Herkunft
Es wird angenommen, dass sich die Oortsche Wolke nach der Bildung von Planeten aus der ursprünglichen protoplanetaren Scheibe vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entwickelt hat . Die am weitesten verbreitete Hypothese ist, dass die Objekte der Oortschen Wolke ursprünglich viel näher an der Sonne zusammengewachsen sind, als Teil desselben Prozesses, der die Planeten und Nebenplaneten gebildet hat . Nach der Entstehung zerstreuten starke Gravitationswechselwirkungen mit jungen Gasriesen wie Jupiter die Objekte auf extrem weite elliptische oder parabolische Umlaufbahnen , die anschließend durch Störungen von vorbeiziehenden Sternen und riesigen Molekülwolken in langlebige Umlaufbahnen verändert wurden, die von der Gasriesenregion losgelöst waren.
Jüngste Forschungsergebnisse wurden von der NASA zitiert, in der die Hypothese aufgestellt wurde, dass eine große Anzahl von Oort-Wolkenobjekten das Produkt eines Materialaustauschs zwischen der Sonne und ihren Geschwistersternen sind, als sie sich bildeten und auseinander drifteten, und es wird vermutet, dass viele – möglicherweise die Mehrheit – von Oort stammen Wolkenobjekte bildeten sich nicht in unmittelbarer Nähe der Sonne. Simulationen der Entwicklung der Oortschen Wolke von den Anfängen des Sonnensystems bis zur Gegenwart deuten darauf hin, dass die Masse der Wolke etwa 800 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung ihren Höhepunkt erreichte, als sich das Tempo der Akkretion und Kollision verlangsamte und die Erschöpfung das Angebot zu überholen begann.
Modelle von Julio Ángel Fernández legen nahe, dass die Streuscheibe , die die Hauptquelle für periodische Kometen im Sonnensystem ist, auch die Hauptquelle für Oortsche Wolkenobjekte sein könnte. Den Modellen zufolge bewegt sich etwa die Hälfte der verstreuten Objekte nach außen in Richtung der Oortschen Wolke, während ein Viertel nach innen auf die Jupiterbahn verschoben und ein Viertel auf hyperbolischen Bahnen ausgestoßen wird . Die verstreute Scheibe könnte die Oortsche Wolke noch mit Material versorgen. Ein Drittel der Bevölkerung der Streuscheibe wird wahrscheinlich nach 2,5 Milliarden Jahren in der Oortschen Wolke landen.
Computermodelle deuten darauf hin, dass Kollisionen von Kometentrümmern während der Entstehungszeit eine viel größere Rolle spielen als bisher angenommen. Nach diesen Modellen war die Zahl der Kollisionen in der frühen Geschichte des Sonnensystems so groß, dass die meisten Kometen zerstört wurden, bevor sie die Oortsche Wolke erreichten. Daher ist die aktuelle kumulierte Masse der Oortschen Wolke weit geringer als bisher angenommen. Die geschätzte Masse der Wolke ist nur ein kleiner Teil der 50–100 Erdmassen des ausgestoßenen Materials.
Gravitationswechselwirkung mit nahen Sternen und galaktische Gezeiten veränderten Kometenbahnen, um sie kreisförmiger zu machen. Dies erklärt die nahezu kugelförmige Gestalt der äußeren Oortschen Wolke. Die stärker an die Sonne gebundene Hills-Wolke hingegen hat keine Kugelform angenommen. Jüngste Studien haben gezeigt, dass die Entstehung der Oortschen Wolke weitgehend mit der Hypothese vereinbar ist, dass das Sonnensystem als Teil eines eingebetteten Haufens von 200–400 Sternen entstanden ist. Diese frühen Sterne spielten wahrscheinlich eine Rolle bei der Entstehung der Wolke, da die Anzahl enger Sternpassagen innerhalb des Haufens viel höher war als heute, was zu viel häufigeren Störungen führte.
Im Juni 2010 schlugen Harold F. Levison und andere auf der Grundlage verbesserter Computersimulationen vor, dass die Sonne „Kometen von anderen Sternen einfing, während sie sich in ihrem Geburtshaufen befand “. Ihre Ergebnisse implizieren, dass „ein wesentlicher Teil der Oortschen Wolkenkometen, vielleicht mehr als 90 %, von den protoplanetaren Scheiben anderer Sterne stammen“. Im Juli 2020 stellten Amir Siraj und Avi Loeb fest, dass ein eingefangener Ursprung der Oortschen Wolke im Geburtssternhaufen der Sonne die theoretische Spannung bei der Erklärung des beobachteten Verhältnisses der äußeren Oortschen Wolke zu verstreuten Scheibenobjekten beseitigen und zusätzlich die Wahrscheinlichkeit einer eroberte Planet Neun .
Kometen
Es wird angenommen, dass Kometen zwei verschiedene Ursprungspunkte im Sonnensystem haben. Es wird allgemein angenommen, dass kurzperiodische Kometen (mit Umlaufbahnen von bis zu 200 Jahren) entweder aus dem Kuipergürtel oder der verstreuten Scheibe entstanden sind, bei denen es sich um zwei verbundene flache Scheiben aus eisigen Trümmern jenseits der Neptunbahn bei 30 AE handelt, die sich gemeinsam darüber hinaus erstrecken 100 AE von der Sonne entfernt. Sehr langperiodische Kometen wie C/1999 F1 (Catalina) , deren Umlaufbahnen Millionen von Jahren andauern, stammen vermutlich direkt aus der äußeren Oortschen Wolke. Andere Kometen, die direkt aus der äußeren Oortschen Wolke stammen sollen, sind C/2006 P1 (McNaught) , C/2010 X1 (Elenin) , Komet ISON , C/2013 A1 (Siding Spring) , C/2017 K2 und C/2017 T2 (PANSTARRS) . Die Umlaufbahnen innerhalb des Kuipergürtels sind relativ stabil, und daher nimmt man an, dass nur sehr wenige Kometen dort ihren Ursprung haben. Die verstreute Scheibe ist jedoch dynamisch aktiv und weitaus wahrscheinlicher der Entstehungsort von Kometen. Kometen gelangen von der Streuscheibe in das Reich der äußeren Planeten und werden zu sogenannten Zentauren . Diese Zentauren werden dann weiter nach innen geschickt, um die kurzperiodischen Kometen zu werden.
Es gibt zwei Hauptarten von kurzperiodischen Kometen: Kometen der Jupiter-Familie (solche mit großen Halbachsen von weniger als 5 AE) und Kometen der Halley-Familie. Kometen der Familie Halley, benannt nach ihrem Prototyp, dem Halleyschen Kometen , sind insofern ungewöhnlich, als dass, obwohl es sich um kurzperiodische Kometen handelt, die Hypothese aufgestellt wird, dass ihr endgültiger Ursprung in der Oortschen Wolke und nicht in der verstreuten Scheibe liegt. Aufgrund ihrer Umlaufbahnen wird vermutet, dass es sich um langperiodische Kometen handelte, die von der Schwerkraft der Riesenplaneten eingefangen und in das innere Sonnensystem geschickt wurden. Dieser Prozess hat möglicherweise auch die gegenwärtigen Umlaufbahnen eines erheblichen Teils der Kometen der Jupiter-Familie erzeugt, obwohl angenommen wird, dass die Mehrheit dieser Kometen aus der verstreuten Scheibe stammt.
Oort stellte fest, dass die Zahl der zurückkehrenden Kometen weit geringer war als von seinem Modell vorhergesagt, und dieses Problem, das als „Kometenschwund“ bekannt ist, muss noch gelöst werden. Es ist kein dynamischer Prozess bekannt, der die geringere Anzahl beobachteter Kometen erklärt, als Oort schätzte. Hypothesen für diese Diskrepanz umfassen die Zerstörung von Kometen aufgrund von Gezeitenspannungen, Aufprall oder Erwärmung; der Verlust aller flüchtigen Stoffe , wodurch einige Kometen unsichtbar werden, oder die Bildung einer nichtflüchtigen Kruste auf der Oberfläche. Dynamische Studien hypothetischer Oort-Wolken-Kometen haben geschätzt, dass ihr Vorkommen in der Region des äußeren Planeten um ein Vielfaches höher sein würde als in der Region des inneren Planeten. Diese Diskrepanz kann auf die Anziehungskraft von Jupiter zurückzuführen sein , die als eine Art Barriere wirkt, ankommende Kometen einfängt und sie mit ihm kollidieren lässt, genau wie es 1994 bei Comet Shoemaker-Levy 9 der Fall war . Ein Beispiel für eine typische Dynamik alter Komet mit Ursprung in der Oortschen Wolke könnte C/2018 F4 sein.
Gezeiteneffekte
Die meisten der sonnennahen Kometen scheinen ihre aktuelle Position durch gravitative Störungen der Oortschen Wolke durch die von der Milchstraße ausgeübte Gezeitenkraft erreicht zu haben . So wie die Gezeitenkraft des Mondes die Ozeane der Erde verformt und die Gezeiten steigen und fallen lassen, verzerrt die galaktische Flut auch die Umlaufbahnen von Körpern im äußeren Sonnensystem . In den kartierten Regionen des Sonnensystems sind diese Effekte im Vergleich zur Schwerkraft der Sonne vernachlässigbar, aber in den äußeren Bereichen des Systems ist die Schwerkraft der Sonne schwächer und der Gradient des Gravitationsfeldes der Milchstraße hat erhebliche Auswirkungen. Galaktische Gezeitenkräfte dehnen die Wolke entlang einer zum galaktischen Zentrum gerichteten Achse und komprimieren sie entlang der anderen beiden Achsen; Diese kleinen Störungen können Umlaufbahnen in der Oortschen Wolke verschieben, um Objekte in die Nähe der Sonne zu bringen. Der Punkt, an dem die Gravitation der Sonne der galaktischen Flut ihren Einfluss zugesteht, wird als Tide-Truncation-Radius bezeichnet. Sie liegt in einem Radius von 100.000 bis 200.000 AE und markiert die äußere Grenze der Oortschen Wolke.
Einige Gelehrte vermuten, dass die galaktische Flut zur Bildung der Oortschen Wolke beigetragen haben könnte, indem sie die Perihelien (kleinste Entfernungen zur Sonne) von Planetesimalen mit großen Aphelien (größte Entfernungen zur Sonne) vergrößerte. Die Auswirkungen der galaktischen Flut sind ziemlich komplex und hängen stark vom Verhalten einzelner Objekte innerhalb eines Planetensystems ab. Kumuliert kann der Effekt jedoch beträchtlich sein: Bis zu 90 % aller Kometen, die aus der Oortschen Wolke stammen, könnten das Ergebnis der galaktischen Flut sein. Statistische Modelle der beobachteten Umlaufbahnen langperiodischer Kometen argumentieren, dass die galaktische Flut das Hauptmittel ist, durch das ihre Umlaufbahnen in Richtung des inneren Sonnensystems gestört werden.
Stellare Störungen und stellare Begleithypothesen
Neben der galaktischen Flut wird angenommen, dass der Hauptauslöser für das Senden von Kometen in das innere Sonnensystem die Wechselwirkung zwischen der Oortschen Wolke der Sonne und den Gravitationsfeldern naher Sterne oder riesiger Molekülwolken ist . Die Umlaufbahn der Sonne durch die Ebene der Milchstraße bringt sie manchmal in relativ große Nähe zu anderen Sternsystemen . Zum Beispiel wird die Hypothese aufgestellt, dass der Scholz-Stern vor 70.000 Jahren vielleicht die äußere Oortsche Wolke passierte (obwohl seine geringe Masse und hohe Relativgeschwindigkeit seine Wirkung begrenzten). Während der nächsten 10 Millionen Jahre ist Gliese 710 der bekannte Stern mit der größten Wahrscheinlichkeit, die Oortsche Wolke zu stören . Dieser Prozess könnte auch Oort-Wolkenobjekte aus der Ekliptikebene streuen, was möglicherweise auch ihre sphärische Verteilung erklärt.
1984 postulierte der Physiker Richard A. Muller , dass die Sonne einen noch unentdeckten Begleiter, entweder einen Braunen Zwerg oder einen Roten Zwerg , auf einer elliptischen Umlaufbahn innerhalb der Oortschen Wolke hat. Es wurde angenommen, dass dieses als Nemesis bekannte Objekt etwa alle 26 Millionen Jahre einen Teil der Oortschen Wolke durchquert und das innere Sonnensystem mit Kometen bombardiert. Bis heute wurden jedoch keine Beweise für Nemesis gefunden, und viele Beweislinien (z. B. Kraterzählungen ) haben ihre Existenz in Zweifel gezogen. Jüngste wissenschaftliche Analysen unterstützen nicht mehr die Vorstellung, dass Aussterben auf der Erde in regelmäßigen, sich wiederholenden Intervallen stattfindet. Somit wird die Nemesis-Hypothese nicht mehr benötigt, um aktuelle Annahmen zu erklären.
Eine etwas ähnliche Hypothese wurde 2002 vom Astronomen John J. Matese von der University of Louisiana in Lafayette aufgestellt. Er behauptet, dass mehr Kometen aus einer bestimmten Region der postulierten Oortschen Wolke in das innere Sonnensystem eintreffen, als durch die Galaxie erklärt werden können Gezeiten- oder Sternstörungen allein, und dass die wahrscheinlichste Ursache ein Jupiter -Massenobjekt in einer entfernten Umlaufbahn wäre. Dieser hypothetische Gasriese erhielt den Spitznamen Tyche . Die WISE-Mission , eine Himmelsdurchmusterung mit Parallaxenmessungen zur Klärung lokaler Sternentfernungen, war in der Lage, die Tyche-Hypothese zu beweisen oder zu widerlegen. Im Jahr 2014 gab die NASA bekannt, dass die WISE-Umfrage jedes Objekt so ausgeschlossen hatte, wie sie es definiert hatte.
Zukünftige Erkundung
Raumsonden haben den Bereich der Oortschen Wolke noch nicht erreicht. Voyager 1 , die schnellste und am weitesten entfernte interplanetare Raumsonde, die derzeit das Sonnensystem verlässt, wird die Oortsche Wolke in etwa 300 Jahren erreichen und würde etwa 30.000 Jahre brauchen, um sie zu durchqueren. Um 2025 werden die thermoelektrischen Radioisotop-Generatoren auf Voyager 1 jedoch nicht mehr genug Energie liefern, um eines ihrer wissenschaftlichen Instrumente zu betreiben, was weitere Erkundungen durch Voyager 1 verhindert nicht funktionsfähig sein, wenn sie die Oortsche Wolke erreichen.
In den 1980er Jahren gab es ein Konzept für eine Sonde, die in 50 Jahren 1.000 AU erreichen konnte, genannt TAU ; Eine seiner Missionen wäre die Suche nach der Oortschen Wolke.
In der Ankündigung der Gelegenheit für das Discovery-Programm 2014 wurde ein Observatorium zur Erkennung der Objekte in der Oortschen Wolke (und im Kuipergürtel) namens „Whipple Mission“ vorgeschlagen. Es würde entfernte Sterne mit einem Photometer überwachen und nach Transits in einer Entfernung von bis zu 10.000 AE suchen. Das Observatorium wurde für eine Halo-Umlaufbahn um L2 mit einer vorgeschlagenen 5-Jahres-Mission vorgeschlagen. Es wurde auch vermutet, dass das Kepler-Observatorium in der Lage gewesen sein könnte, Objekte in der Oortschen Wolke zu entdecken.
Siehe auch
Verweise
Erläuternder Vermerk
Externe Links
- Oort-Wolkenprofil, archiviert am 10.11.2015 auf der Wayback-Maschine von NASA's Solar System Exploration
- Arnett, Bill (März 2007). "Der Kuipergürtel und die Oortsche Wolke" . Neun Planeten .
- Matthews, Raj (1994). "Die Annäherung von Sternen in der Sonnennachbarschaft". Vierteljährliche Zeitschrift der Royal Astronomical Society . 35 : 1. Bibcode : 1994QJRAS..35....1M .
- Brasser, R.; Schwamb, ME (2015). "Neubewertung der Bildung der inneren Oortschen Wolke in einem eingebetteten Sternhaufen - II. Sondierung des inneren Randes". Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society . 446 (4): 3788. arXiv : 1411.1844 . Bibcode : 2015MNRAS.446.3788B . doi : 10.1093/mnras/stu2374 . S2CID 17001564 .