Oorts sky: Forskjell mellom sideversjoner

Slettet innhold Innhold lagt til

På linje

Sideversjonen fra 7. jun. 2013 kl. 22:27

Oorts sky (oppkalt etter Jan Oort), av og til kalt Öpik-Oorts sky,^[1] er en hypotetisk kuleskall-formet sky av primært isete planetesimaler. Skyen antas å ligge omtrent 50 000 AE, eller nesten et lysår fra solen.^[2] Det vil si nesten en fjerdedel på veien mot Proxima Centauri, som er nærmeste stjernen til solen. Avstanden er også tusen ganger så stor som avstanden fra solen til Kuiperbeltet og den spredte skiven, som er to andre samlinger av transneptunske objekter. Den ytre grensen av Oorts sky defineres som den kosmografiske grensen av solsystemet og regionen som solen dominerer gravitasjonelt.^[3]

Oorts sky antas å bestå av to separate regioner: en kuleskall-formet ytre Oorts sky og en skiveformet indre Oorts sky, eller Hills sky. Objekter i Oorts sky består primært av volatiler, slik som vann, ammoniakk og metan.

Astronomer antar at materien som utgjør Oorts sky ble dannet nærmere solen, og at gravitasjonell påvirkning fra kjempeplanetene tidlig i solsystemets utvikling spredte materien ut i rommet.^[2] NASA publiserte imidlertid i 2010 en artikkel som inkluderte følgende sitering:

Vi vet at stjerner dannes i hoper. Solen ble født inn i en enorm gruppe av andre stjerner som ble dannet i samme gassky. I denne fødehopen, var stjernene tilstrekkelig nær hverandre til å trekke kometer vekk fra hverandre ved gravitasjon.^[a]

Det spekuleres derfor i om Oorts sky i det minste delvis er produktet av et bytte av materie mellom solen og dens søsterstjerner da de ble dannet og drev fra hverandre.^[4]

Selv om det ikke finnes noen bekreftede direkte observasjoner av Oorts sky, tror astronomer at skyen er kilden til alle langperiodiske kometer som kommer inn i det indre solsystemet, og i tillegg mange av kentaurene og kometer i Jupiter-familien.^[5] Den ytre Oorts sky er bare løst bundet til solsystemet, og dermed blir den lett påvirket av gravitasjonelle krefter fra passerende stjerner og av Melkeveien selv. Disse kreftene fører tidvis til at kometer «løsner» fra banene i skyen og de blir sendt mot det indre solsystemet.^[2]

Basert på banene, kan de fleste kortperiodiske kometene komme fra den spredte skiven, men noen kan likevel komme fra Oorts sky.^[2]^[5] Selv om både Kuiperbeltet og den spredte skiven har blitt observert og kartlagt, er det bare fire kjente transneptunske objekter – 90377 Sedna, 2000 CR₁₀₅, 2006 SQ₃₇₂ og 2008 KV₄₂ – som antas å muligens være en del av indre Oorts sky.^[6]^[7]

Hypotese

I 1932 postulerte den estiske astronomen Ernst Öpik at langperiodiske kometer stammet fra en sky som gikk i bane helt mot ytterkanten av solsystemet.^[8] I 1950 ble denne tanken uavhengig gjenopplivet av den nederlandske astronomen Jan Hendrik Oort som et hjelpemiddel for å løse et paradoks:^[9] i løpet av solsystemet eksistens er kometbaner ustabile; til slutt sier dynamikken at en komet må kollidere med enten solen eller en planet, ellers blir den kastet ut av solsystemet på grunn av planetarisk påvirkning. Videre betyr deres isete sammensetning at etterhvert som de gjentatte ganger nærmer seg solen, vil stråling gradvis koke bort isene helt til kometen splittes eller utvikler en isolerende kappe som hindrer videre utgassing. Oort resonerte seg derfor frem til at en komet ikke kan ha blitt dannet i en slik bane, og dermed må ha blitt holdt i et ytre reservoar gjennom nesten hele dens eksistens.^[9]^[10]^[11]

Det finnes to hovedklasser av kometer. Kortperiodiske (også kalt ekliptiske kometer) og langperiodiske (også kalt nær-isotropiske kometer). Ekliptiske kometer har relativt smale baner, under 10 AE, og følger det ekliptiske planet – det vil si det samme planet som planetene ligger i. Nesten alle isotropiske kometer har svært store baner i størrelser på tusener av AE, og de dukker opp hvor som helst på himmelen.^[11] Oort bemerket seg at det var en topp i antallet nær-isotropiske kometer ved aphel (deres lengste avstand fra solen) på drøyt 20 000 AE. Dette antydet et reservoar ved den avstanden med en sfærisk, isotropisk fordeling.^[11] Disse relativt sjeldne kometene med baner på ca. 10 000 AE har sannsynligvis gått en eller flere runder gjennom solsystemet og fått sine baner trukket innover av gravitasjonen til planetene.^[11]

Struktur og sammensetning

Oorts sky antas å okkupere et stort område fra et sted mellom 2 000 og 5 000 AE (0,03 og 0,08 ly)^[11] til så langt som 50 000 AE (0,79 ly)^[2] fra solen. Noen estimater plasserer den ytre grensen et sted mellom 100 000 og 200 000 AE (1,58 og 3,16 ly).^[11] Regionen kan deles inn i en kuleskall-formet ytre Oorts sky på 20 000–50 000 AE (0,32–0,79 ly), og en skiveformet indre Oorts sky på 2 000–20 000 AE (0,03–0,32 ly).

Den ytre Oorts sky er bare svakt bundet til solen og fører langperiodiske kometer (og muligens Halley-typer) på innsiden av Neptuns bane.^[2] Den indre Oorts sky er også kjent som Hills sky, oppkalt etter J.G. Hills som foreslo eksistensen i 1981.^[12] Modeller forutsier at den indre skyen skal ha flere titalls eller hundretalls så mange kometkjerner som den ytre haloen;^[12]^[13]^[14] den ses som en mulig kilde for nye kometer i den relativt tynne ytre skyen siden sistnevnte gradvis tømmes. Hills sky forklarer den kontinuerlige eksistensen av Oorts sky etter milliarder av år.^[15]

Ytre Oorts sky antas å inneholde flere billioner enkeltobjekter større enn omtrent 1 km,^[2] hvorav flere milliarder med absolutte størrelsesklasser^[b] lyssterkere enn 11 – tilsvarende en omtrentlig diameter på 20 km) og med typisk titalls millioner av kilometer mellom objektene.^[5]^[16] Den totale massen er ikke med sikkerhet kjent, men, antatt ant Halleys komet er en passende prototype for alle kometer i ytre Oorts sky, er den samlede estimerte massen 3×10²⁵ kg – eller drøyt fem ganger massen av jorden.^[2]^[17] Tidligere var anslagene så høye som opp til 380 ganger jordens masse,^[18] men forbedret kunnskap om størrelsesfordelingen blant langperiodiske kometer har ført til mye lavere estimater. Massen til indre Oorts sky er ikke kjent.

Hvis analyser av kometer er representative for det hele, består det store flertallet av Oorts sky-objekter av varierte volatiler som vann, metan, etan, karbonmonoksid og hydrogencyanid.^[19] Oppdagelsen av objektet 1996 PW, en asteroide i en bane mer typisk for en langperiodisk komet, antyder dog at skyen også kan inneholde steinete objekter.^[20] Analyser av karbon- og nitrogenisotopforholdene i både Oorts sky og kometer i Jupiter-famlien viser lite forskjell mellom de to, til tross for vidt forskjellige opphavsregionene. Dette antyder at begge stammer fra den opprinnelige protosolare skyen,^[21] og dette er en konklusjon som også støttes av studier av kornstørrelsen i kometer fra Oorts sky,^[22] og av studier av nedslaget av Tempel 1.^[23]

Opprinnelse

Oorts sky antas å være en rest etter den opprinnelige protoplanetariske skiven som dannet seg rundt solen for omtrent 4,6 milliarder år siden.^[2] Den mest utbredte aksepterte hypotesen er at objekter i Oorts sky i utgangspunktet fortettet seg mye nærmere solen som en del av samme prosess som dannet planetene og asteroidene, men at gravitasjonell påvirkning fra de unge gassplanetene, slik som Jupiter, førte objektene inn i ekstremt lange elliptiske eller parabolske baner.^[2]^[24] Nyere forskning har blitt sitert av NASA i å hypotisere at et stort antall av objektene i Oorts sky er produktet av et «bytte» av materie mellom sonen og dens søsterstjerner etter at de ble dannet og drev fra hverandre. Det er også foreslått at mange – muligens flertallet – av objektene i Oorts sky ikke ble dannet nær solen.^[4] Simuleringer av utviklingen til Oorts sky fra begynnelsen av solsystemet til i dag antyder at skyens masse hadde en topp rundt 800 millioner år etter dannelsen. På det tidspunktet begynte takten i akkresjonen og kollisjonene å avta og utarmingen ble etterhvert større enn tilførselen.^[2]

Modeller utarbeidet av Julio Ángel Fernández antyder at den spredte skiven, som er hovedkilden for periodiske kometer i solsystemet, også kan være hovedkilden for objekter i Oorts sky. I følge modellene ferdes omtrent halvparten av objektene i den spredte skiven utover mot Oorts sky, mens en fjerdedel er vendt innover mot Jupiters bane og den siste fjerdedelen sendes ut i hyperbolske baner. Det er mulig at den spredte skiven fremdeles forsyner Oorts sky med materiale.^[25] En tredjedel av den spredte skivens populasjon ender sannsynligvis opp i Oorts sky etter 2,5 milliarder år.^[26]

Datamodeller antyder at kollisjoner mellom kometrester under perioden for dannelsen spiller en langt større rolle enn det som tidligere var antatt. I følge disse modellene var antallet kollisjoner tidlig i solsystemets historie så høyt at kometer ble ødelagt før de nådde frem til Oorts sky. Derfor er den kumulative massen til Oorts sky langt mindre enn det som en gang var antatt.^[27] Den estimerte massen av skyen er bare en liten del av de 50–100 jordmassene med utkastet materiale.^[2]

Gravitasjonell vekselvirkning med nærliggende stjerner og galaktiske tidevannskrefter endret kometbanene slik at de ble mer sirkulære. Dette forklarer den nesten sirkulære formen til ytre Oorts sky.^[2] På den annen side har Hills sky, som er sterkere bundet til solen, enda til gode å oppnå en sirkulær form. Nyere studier har vist at dannelsen av Oorts sky grovt sett er kompatibel med hypotesen om at solsystemet ble dannet som en del av en integrert hop på 200–400 stjerner. Disse tidlige stjernene spilte sannsynligvis en rolle i skyens dannelse, siden antallet nære stjernepasseringer innenfor hopen var mye høyere enn i dag, og førte til langt mer hyppige påvirkninger.^[28]

I juni 2010 foreslo Harold F. Levison, og andre, med basis i forbedrede datasimuleringer at solen «fanget kometer fra andre stjerner mens den var i fødehopen». Resultatene antyder at «en betydelig del av kometer i Oorts sky, kanskje over 90 %, kommer fra protoplanetariske skiver av andre stjerner».^[29]

Kometer

Kometer antas å ha to separate utgangspunkt i solsystemet. Kortperiodiske kometer (de med baner opp mot 200 år) er generelt akseptert å ha dukket opp fra Kuiperbeltet eller den spredte skiven – to sammenkoblede flate skiver med isete rester utenfor Neptuns bane ved 30 AE og som samlet går forbi 100 AE fra solen. Langperiodiske kometer, slik som Hale–Bopp, hvis bane er tusener av år, antas å komme fra Oorts sky. Banene i Kuiperbeltet er relativt stabile, slik at svært få kometer antas å komme derifra. Den spredte skiven, derimot, er dynamisk aktiv og det er langt større sannsynlighet at det er der kometer kommer fra.^[11] Kometer passerer gjennom den spredte skiven og inn i området til de ytre planetene, hvor de blir det som kalles kentaurer.^[30] Disse kentaurene sendes så lengre innover og blir kortperiodiske kometer.^[31]

Det er hovedsakelig to typer kortperiodiske kometer. De som tilhører Jupiter-familien, det vil si de med store halvakse mindre enn 5 AE, og de som tilhører Halley-familien.^[32] Kometer i Halley-familien, oppkalt etter prototypen – Halleys komet, er uvanlige i det at samtidig som de er kortperiodiske kometer ligger opprinnelsen i Oorts sky, og ikke i den spredte skiven. Basert på banene, antas det de var langperiodiske kometer som ble innfanget av gravitasjonen til kjempeplanetene og sendt innover i solsystemet.^[10] Denne prosessen kan også ha ført til de nåværende banene til en betydelig andel av kometene i Jupiter-familien, selv om hoveddelen av slike kometer antas å komme fra den spredte skiven.^[5]

Oort bemerket seg at antallet kometer som returnerte var langt mindre enn det hans modell forutsa. Grunnen til dette er enda ikke kjent. Ingen kjente dynamiske prosesser kan forklare hvorfor observasjonen av periodiske kometer faller. Hypoteser for hvorfor inkluderer ødeleggelsen av kometer på grunn av tidevannskrefter, nedslag eller oppvarming; tap av alle volatiler som gjør noen kometer usynlige, eller dannelsen av en ikke-volatil skorpe på overflaten.^[33] Dynamiske observasjoner av Oorts sky har vist at forekomsten er flere ganger så høy i regionen ved de ytre plantene enn den er blant de indre planetene. Denne forskjellen kan komme av gravitasjonell påvirkning fra Jupiter, som fungerer som et slags skjold som fanger opp innkommende kometer og gjør at de kolliderer med seg, akkurat som med Shoemaker-Levy 9 i 1994.^[34]

Tidevannseffekter

Utdypende artikkel: Galaktiske tidevannskrefter

De fleste av kometene som observeres nær solen antas å ha fått sine nåværende posisjoner gjennom gravitasjonell forvrengning av Oorts sky på grunn av tidevannskrefter fra Melkeveien. Akkurat som månens tidevannskrefter bøyer og endrer formen på jordens hav, der tidevannet heves og senkes, fører galaktiske tidevannskrefter til at banene til legemer i det ytre solsystemet blir endret og dradd mot det galaktiske sentrumet. I de kartlagte delene av solsystemet er disse påvirkningene neglisjerbare sammenlignet med gravitasjonen fra solen. I de ytre grensene av solsystemet, derimot, er solens gravitasjon svakere og gradienten av Melkeveiens gravitasjonsfelt spiller en langt større og merkbar rolle. På grunn av denne gradienten kan galaktiske tidevannskrefter deformere en ellers kulehode-formet Oorts sky, og strekke skyen i retning av det galaktiske senteret og komprimere den langs de to andre aksene. Disse små galaktiske påvirkningene kan være tilstrekkelig til å løsrive medlemmer av Oorts sky fra de opprinnelige banene og sende dem mot solen.^[35] Punktet hvor solens gravitasjon overgås av påvirkningen fra de galaktiske tidevannskreftene kalles tidevanns-trunkeringsradien. Den ligger ved en radius på 100 000–200 000 AE og markerer den ytre grensen av Oorts sky.^[11]

Noen forskere teoretiserer at de galaktiske tidevannskreftene kan ha bidratt til dannelsen av Oorts sky ved å øke perihelet – den nærmeste avstanden til solen – til planetesimalene med stor aphel.^[36] Virkningene av de galaktiske tidevannskreftene er ganske komplekse, og avhenger veldig av oppførselen til hvert enkelt objekt i et planetsystem. Kumulativt, derimot, kan virkningen være kanske betydelig: opp til 90 % av alle kometer som kommer fra Oorts sky kan være et resultat av galaktiske tidevannskrefter.^[37] Statistiske modeller av de observerte banene til langperiodiske kometer taler for at galaktiske tidevannskrefter er de viktigste årsakene til at banene perturberes mot det indre solsystemet.^[38]

Noter og henvisninger

Noter

^ Originalsitat: «We know that stars form in clusters. The Sun was born within a huge community of other stars that formed in the same gas cloud. In that birth cluster, the stars were close enough together to pull comets away from each other via gravity.»^[4]
^ Absolutt størrelsesklasse er et mål for hvor lyssterkt et objekt vil være hvis det befant seg nøyaktig 1 AE fra solen og jorden; i motsetning til tilsynelatende størrelsesklasse som er et mål for hvor lyssterkt et objekt fremstår fra jorden. På grunn av at alle målinger av absolutt størrelsesklasse antar samme avstand, er absolutt størrelsesklasse i praksis et mål for objekters sanne lysstyrke. Desto lavere et objekts absolutte størrelsesklasse er, jo lyssterkere er objektet.

Litteraturhenvisninger

^ WhippleTurnerMcDonnellWallis1987.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m Morbidelli 2006. Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «FOOTNOTEMorbidelli2006» er definert flere steder med ulikt innhold
^ NASA.
^ ^a ^b ^c NASA 2010.
^ ^a ^b ^c ^d Emelyanenko, Asher & Bailey 2007, s. 779–789.
^ Morbidelli & Levison 2004, s. 2564–2576.
^ NRC Herzberg Institute of Astrophysics 2008.
^ Öpik 1932, s. 169–182.
^ ^a ^b Oort 1950, s. 91–110.
^ ^a ^b Jewitt 2001, s. 1039–1049.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Levison & Donnes 2007, s. 575–588.
^ ^a ^b Hills 1981, s. 1730–1740.
^ Levison, Dones & Duncan 2001, s. 2253–2267.
^ Donahue, Trivers & Abramson 1991, s. 251.
^ Fernández 1997, s. 106–119.
^ Weissman 1998.
^ Weissman 1983, s. 90–94.
^ Buhai, s. 3.
^ Gibb et al. 2003, s. 391–406.
^ Weissman & Levison 1997, s. L133–L136.
^ Hutsemekers et al. 2005, s. L21–L24.
^ Ootsubo et al. 2007, s. 1044–1049.
^ Mumma, DiSanti & Magee-Sauer 2005, s. 270–274.
^ SolStation.
^ Fernández, Gallard & Brunini 2004, s. 372–381.
^ Davies & Barrera 2004, s. 45.
^ Stern & Weissman 2001, s. 589–591.
^ Brasser, Duncan & Levison 2006, s. 59–82.
^ Levison 2010.
^ Levison & Dones 2007, s. 575–588.
^ Horner et al. 2003.
^ Spaceguard.
^ Dones et al. 2004, s. 153–173.
^ Fernández 2000, s. 325–343.
^ Fouchard et al. 2006, s. 299–326.
^ Higuchi, Kokubo & Mukai 2005, s. 510.
^ Nurmi, Valtonen & Zheng 2001, s. 1367–1376.
^ Matese & Lissauer 2004, s. 508–513.

Litteratur

Artikler

Brasser, R.; Duncan, M.J.; Levison, H.F. (2006). «Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud». Icarus (engelsk). 184 (1). Bibcode:2006Icar..184...59B. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.010.

Emelyanenko, V.V.; Asher, D.J.; 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 (engelsk). 381 (2). Bibcode:2007MNRAS.381..779E. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x.

Fernández, Julio A. (1997). «The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment» (PDF). Icarus (engelsk). 219. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754.

Fernández, Julio A. (2000). «Long-Period Comets and the Oort Cloud». Earth, Moon, and Planets (engelsk). 89 (1–4). Bibcode:2002EM&P...89..325F. doi:10.1023/A:1021571108658.

Fernández, Julio A.; Gallardo, Tabaré; Brunini, Adrián (2004). «The scattered disc population as a source of Oort Cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort Cloud». Icarus (engelsk). 172 (2). Bibcode:2004Icar..172..372F. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.023.

Fouchard, Marc; Froeschlé, Christiane; Valsecchi, Giovanni; Rickman, Hans (2006). «Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (engelsk). 95 (1–4). Bibcode:2006CeMDA..95..299F. doi:10.1007/s10569-006-9027-8.

Gibb, E.L.; Mumma, M.J.; Dello Russo, N.; DiSanti, M.A.; Magee-Sauer, K. (2003). «Methane in Oort Cloud comets». Icarus (engelsk). 165 (2). Bibcode:2003Icar..165..391G. doi:10.1016/S0019-1035(03)00201-X.

Higuchi A., Kokubo E. & Mukai, T. (2005). «Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide». Bulletin of the American Astronomical Society (engelsk). 37. Bibcode:2005DDA....36.0205H.

Hills, Jack G. (1981). «Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud». Astronomical Journal (engelsk). 86. Bibcode:1981AJ.....86.1730H. doi:10.1086/113058.

Hutsemekers, D.; Manfroid, J.; Jehin, E.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; St¨uwe, J.A.; Zucconi, J.M. (2005). «Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets». Astronomy and Astrophysics (engelsk). 440 (2). Bibcode:2005A&A...440L..21H. arXiv:astro-ph/0508033 . doi:10.1051/0004-6361:200500160.

Jewitt, David C. (2001). «From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». Astronomical Journal (engelsk). 123 (2). Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692.

Levison, Harold F.; Dones, Luke; Duncan, Martin J. (2001). «The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud». Astronomical Journal (engelsk). 121 (4). Bibcode:2001AJ....121.2253L. doi:10.1086/319943.

Harold E. Levison and Luke Dones (2007). «Comet Populations and Cometary dynamics». Encyclopedia of the Solar System (engelsk). doi:10.1016/B978-012088589-3/50035-9.

Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (2004). «Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort Cloud comets discernible». Icarus (engelsk). 170 (2). Bibcode:2004Icar..170..508M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.019.

Morbidelli, Alessandro (2006). «Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs of water ammonia and methane.». arXiv:astro-ph/0512256 [astro-ph].

Morbidelli, Allessandro; Levison, Harold; Harold Levison (2004). «Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna)». Astronomical Journal (engelsk). 128 (5). Bibcode:2004AJ....128.2564M. arXiv:astro-ph/0403358 . doi:10.1086/424617.

Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer; m.fl. (2005). «Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact». Science Express (engelsk). 310 (5746). Bibcode:2005Sci...310..270M. PMID 16166477. doi:10.1126/science.1119337.

Nurmi P.; Valtonen M.J.; 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 (engelsk). 327 (4). Bibcode:2001MNRAS.327.1367N. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x.

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 (engelsk). 11. Bibcode:1950BAN....11...91O.

Takafumi Ootsubo, Jun-ichi Watanabe, Hideyo Kawakita, Mitsuhiko Honda and Reiko Furusho (2007). «Grain properties of Oort Cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features». Highlights in Planetary Science, 2nd General Assembly of Asia Oceania Geophysical Society (engelsk). 55 (9). Bibcode:2007P&SS...55.1044O. doi:10.1016/j.pss.2006.11.012.

Öpik, Ernst Julius (1932). «Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits». Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences (engelsk). 67 (6). doi:10.2307/20022899.

Stern, S. Alan , Weissman, Paul R. (2001). «Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort Cloud». Nature (engelsk). 409 (6820). Bibcode:2001Natur.409..589S. PMID 11214311. doi:10.1038/35054508.

Weissman, Paul R. (1983). «The mass of the Oort Cloud». Astronomy and Astrophysics (engelsk). 118 (1). Bibcode:1983A&A...118...90W.

Weissman, Paul R.; Levison, Harold F. (1997). «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». Astrophysical Journal (engelsk). 488 (2). Bibcode:1997ApJ...488L.133W. doi:10.1086/310940.

Whipple, F.L.; Turner, G.; McDonnell, J.A.M.; Wallis, M.K. (30. september 1987). «A Review of Cometary Sciences». Philosophical Transactions of the Royal Society A (engelsk). 323 (1572). Bibcode:1987RSPTA.323..339W. doi:10.1098/rsta.1987.0090.

Bøker

Davies, J.K.; Barrera, L.H. (2004). The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt. (engelsk). Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-1-4020-1781-0.

Dones, Luke; Weissman, Paul R.; Levison, Harold F.; Duncan, Martin J (2004). «Comets II» (engelsk).

Levison, Harold F., Donnes, Luke (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». I McFadden, Lucy Ann Adams, Adams, Lucy-Ann, Weissman, Paul Robert, Johnson, Torrence V. Encyclopedia of the Solar System (engelsk) (2 utg.). Academic Press. ISBN 0-12-088589-1.

Thomas M. Donahue, red. (1991). Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.–U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences (engelsk). National Academy Press. ISBN 0-309-04333-6.

Øvrig litteratur

«International Team of Astronomers Finds Missing Link» (engelsk). NRC Herzberg Institute of Astrophysics. 2008. Arkivert fra originalen 11. juni 2011. Besøkt 5. juni 2013.

Buhai, Sebastian. «On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories» (engelsk). Utrecht University College. Arkivert fra originalen (PDF) 5. juni 2013. Besøkt 5. juni 2013.

Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M.E.; Asher, D.J. (2003). «The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System» (PDF) (engelsk).

Levison, Harold F. (2010). «Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster». (SwRI) News] (engelsk). Science (utgitt 10. juni 2010). Arkivert fra originalen 5. juni 2013. Besøkt 6. juni 2013.

«Kuiper Belt & Oort Cloud». NASA Solar System Exploration web site (engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 5. juni 2013. Besøkt 5. juni 2013.

«The Sun Steals Comets from Other Stars» (engelsk). NASA. 2010. Arkivert fra originalen 5. juni 2013. Besøkt 5. juni 2013.

«Oort Cloud & Sol b?» (engelsk). SolStation. Arkivert fra originalen 4. juli 2012. Besøkt 5. juni 2013.

«Long and short period comets». spaceguard.iasf-roma.inaf.it (engelsk). Arkivert fra originalen 6. juni 2013. Besøkt 6. juni 2013.

Weissman, Paul R. (1998). «The Oort Cloud». Scientific American (engelsk). Arkivert fra originalen 4. juli 2012. Besøkt 5. juni 2013.

Eksterne lenker

Mal:Commons5

Portal:Astronomi

(engelsk) Oort Cloud Profile hos NASA's Solar System Exploration
(engelsk)The Kuiper Belt and The Oort Cloud
(engelsk)The effect of perturbations by the Alpha Cen A/B system on the Oort Cloud

[Transneptunske_dvergplaneter-1] Transneptunske dvergplaneter kalles «plutoider»

[sitat1-5] Originalsitat: «We know that stars form in clusters. The Sun was born within a huge community of other stars that formed in the same gas cloud. In that birth cluster, the stars were close enough together to pull comets away from each other via gravity.»^[4]

[absolutt_størrelsesklasse-18] Absolutt størrelsesklasse er et mål for hvor lyssterkt et objekt vil være hvis det befant seg nøyaktig 1 AE fra solen og jorden; i motsetning til tilsynelatende størrelsesklasse som er et mål for hvor lyssterkt et objekt fremstår fra jorden. På grunn av at alle målinger av absolutt størrelsesklasse antar samme avstand, er absolutt størrelsesklasse i praksis et mål for objekters sanne lysstyrke. Desto lavere et objekts absolutte størrelsesklasse er, jo lyssterkere er objektet.

[FOOTNOTEWhippleTurnerMcDonnellWallis1987-2] WhippleTurnerMcDonnellWallis1987.

[FOOTNOTEMorbidelli2006-3] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m Morbidelli 2006. Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «FOOTNOTEMorbidelli2006» er definert flere steder med ulikt innhold

[FOOTNOTENASA-4] NASA.

[FOOTNOTENASA2010-6] NASA 2010.

[FOOTNOTEEmelyanenkoAsherBailey2007779–789-7] Emelyanenko, Asher & Bailey 2007, s. 779–789.

[FOOTNOTEMorbidelliLevison20042564–2576-8] Morbidelli & Levison 2004, s. 2564–2576.

[FOOTNOTENRC_Herzberg_Institute_of_Astrophysics2008-9] NRC Herzberg Institute of Astrophysics 2008.

[FOOTNOTEÖpik1932169–182-10] Öpik 1932, s. 169–182.

[FOOTNOTEOort195091–110-11] Oort 1950, s. 91–110.

[FOOTNOTEJewitt20011039–1049-12] Jewitt 2001, s. 1039–1049.

[FOOTNOTELevisonDonnes2007575–588-13] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Levison & Donnes 2007, s. 575–588.

[FOOTNOTEHills19811730–1740-14] Hills 1981, s. 1730–1740.

[FOOTNOTELevisonDonesDuncan20012253–2267-15] Levison, Dones & Duncan 2001, s. 2253–2267.

[FOOTNOTEDonahueTriversAbramson1991251-16] Donahue, Trivers & Abramson 1991, s. 251.

[FOOTNOTEFernández1997106–119-17] Fernández 1997, s. 106–119.

[FOOTNOTEWeissman1998-19] Weissman 1998.

[FOOTNOTEWeissman198390–94-20] Weissman 1983, s. 90–94.

[FOOTNOTEBuhai3-21] Buhai, s. 3.

[FOOTNOTEGibbMummaDello_RussoDiSanti2003391–406-22] Gibb et al. 2003, s. 391–406.

[FOOTNOTEWeissmanLevison1997L133–L136-23] Weissman & Levison 1997, s. L133–L136.

[FOOTNOTEHutsemekersManfroidJehinArpigny2005L21–L24-24] Hutsemekers et al. 2005, s. L21–L24.

[FOOTNOTEOotsuboWatnabeKawakitaHonda20071044–1049-25] Ootsubo et al. 2007, s. 1044–1049.

[FOOTNOTEMummaDiSantiMagee-Sauer2005270–274-26] Mumma, DiSanti & Magee-Sauer 2005, s. 270–274.

[FOOTNOTESolStation-27] SolStation.

[FOOTNOTEFernándezGallardBrunini2004372–381-28] Fernández, Gallard & Brunini 2004, s. 372–381.

[FOOTNOTEDaviesBarrera200445-29] Davies & Barrera 2004, s. 45.

[FOOTNOTESternWeissman2001589–591-30] Stern & Weissman 2001, s. 589–591.

[FOOTNOTEBrasserDuncanLevison200659–82-31] Brasser, Duncan & Levison 2006, s. 59–82.

[FOOTNOTELevison2010-32] Levison 2010.

[FOOTNOTELevisonDones2007575–588-33] Levison & Dones 2007, s. 575–588.

[FOOTNOTEHornerEvansBaileyAsher2003-34] Horner et al. 2003.

[FOOTNOTESpaceguard-35] Spaceguard.

[FOOTNOTEDonesWeissmanLevisonDuncan2004153–173-36] Dones et al. 2004, s. 153–173.

[FOOTNOTEFernández2000325–343-37] Fernández 2000, s. 325–343.

[FOOTNOTEFouchardFroeschléValsecchiRickman2006299–326-38] Fouchard et al. 2006, s. 299–326.

[FOOTNOTEHiguchiKokuboMukai2005510-39] Higuchi, Kokubo & Mukai 2005, s. 510.

[FOOTNOTENurmiValtonenZheng20011367–1376-40] Nurmi, Valtonen & Zheng 2001, s. 1367–1376.

[FOOTNOTEMateseLissauer2004508–513-41] Matese & Lissauer 2004, s. 508–513.

[N 1]

[1]

[2]

[3]

[a]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[b]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

@@ Linje 1: / Linje 1: @@
 [[Fil:Kuiper oort.jpg|thumb|En kunstners gjengivelse av Oorts sky og [[Kuiperbeltet]] (innfelt). De individuelle objektenes størrelse har blitt overdrevet for synlighet.]]
 {{Fjerne småplaneter}}
-'''Oorts sky''' (oppkalt etter [[Jan Oort]]), av og til kalt '''Öpik-Oorts sky''',{{Sfn|WhippleTurnerMcDonnellWallis1987}} er en [[Hypotese|hypotetisk]] kuleskall-formet sky av hovedsakelig [[Volatiler|isete]] [[planetesimal]]er som kan ligge omtrent {{formatnum:50000}}&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]], eller nesten et [[lysår]] fra [[solen]].{{Sfn|Morbidelli|2006}} Det vil si at skyen ligger nesten en fjerdedel på vei mot [[Proxima Centauri]], den nærmeste [[stjerne]]n til solen. Avstanden er også tusen ganger så stor som avstanden til [[Kuiperbeltet]] og [[den spredte skiven]], som er to andre samlinger av [[transneptunsk objekt|transneptunske objekter]]. Den ytre grensen av Oorts sky defineres som den [[kosmografi]]ske grensen av [[solsystemet]] og regionen som solen dominerer gravitasjonelt.{{Sfn|NASA}}
+'''Oorts sky''' (oppkalt etter [[Jan Oort]]), av og til kalt '''Öpik-Oorts sky''',{{Sfn|WhippleTurnerMcDonnellWallis1987}} er en [[Hypotese|hypotetisk]] kuleskall-formet sky av primært [[Volatiler|isete]] [[planetesimal]]er. Skyen antas å ligge omtrent {{formatnum:50000}}&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]], eller nesten et [[lysår]] fra [[solen]].{{Sfn|Morbidelli|2006}} Det vil si nesten en fjerdedel på veien mot [[Proxima Centauri]], som er nærmeste [[stjerne]]n til solen. Avstanden er også tusen ganger så stor som avstanden fra solen til [[Kuiperbeltet]] og [[den spredte skiven]], som er to andre samlinger av [[transneptunsk objekt|transneptunske objekter]]. Den ytre grensen av Oorts sky defineres som den [[kosmografi]]ske grensen av [[solsystemet]] og regionen som solen dominerer gravitasjonelt.{{Sfn|NASA}}
 Oorts sky antas å bestå av to separate regioner: en kuleskall-formet ytre Oorts sky og en skiveformet indre Oorts sky, eller ''Hills sky''. Objekter i Oorts sky består primært av volatiler, slik som vann, [[ammoniakk]] og [[metan]].
@@ Linje 16: / Linje 16: @@
 == Hypotese ==
-I 1932 postulerte den estiske astronomen [[Ernst Öpik]] at langperiodiske kometer stammet fra en sky som gikk i bane helt mot ytterkanten av solsystemet.{{Sfn|Öpik|1932|s=169–182}} I 1950 ble denne tanken uavhengig gjenopplivet av den nederlandske astronomen [[Jan Oort|Jan Hendrik Oort]] som et hjelpemiddel for å løse et paradoks:{{Sfn|Oort|1950|s=91–110}} i løpet av solsystemet eksistens er kometbaner ustabile; til slutt sier [[dynamikk (mekanikk)|dynamikken]] at en komet må kollidere med enten solen eller en planet, ellers blir den kastet ut av solsystemet på grunn av planetarisk [[perturbasjon]]. Videre betyr deres isete sammensetning at etterhvert som de gjentatte ganger nærmer seg solen, vil [[Elektromagnetisk stråling|stråling]] gradvis koke bort [[volatiler|isene]] helt til kometen splittes eller utvikler en isolerende kappe som hindrer videre utgassing. Oort resonerte seg derfor frem til at en komet ikke kan ha blitt dannet i en slik bane, og dermed må ha blitt holdt i et ytre reservoar gjennom nesten hele dens eksistens.{{Sfn|Oort|1950|s=91–110}}{{Sfn|Jewitt|2001|s=1039–1049}}{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}}
+I 1932 postulerte den estiske astronomen [[Ernst Öpik]] at langperiodiske kometer stammet fra en sky som gikk i bane helt mot ytterkanten av solsystemet.{{Sfn|Öpik|1932|s=169–182}} I 1950 ble denne tanken uavhengig gjenopplivet av den nederlandske astronomen [[Jan Oort|Jan Hendrik Oort]] som et hjelpemiddel for å løse et paradoks:{{Sfn|Oort|1950|s=91–110}} i løpet av solsystemet eksistens er kometbaner ustabile; til slutt sier [[dynamikk (mekanikk)|dynamikken]] at en komet må kollidere med enten solen eller en planet, ellers blir den kastet ut av solsystemet på grunn av planetarisk [[perturbasjon|påvirkning]]. Videre betyr deres isete sammensetning at etterhvert som de gjentatte ganger nærmer seg solen, vil [[Elektromagnetisk stråling|stråling]] gradvis koke bort [[volatiler|isene]] helt til kometen splittes eller utvikler en isolerende kappe som hindrer videre utgassing. Oort resonerte seg derfor frem til at en komet ikke kan ha blitt dannet i en slik bane, og dermed må ha blitt holdt i et ytre reservoar gjennom nesten hele dens eksistens.{{Sfn|Oort|1950|s=91–110}}{{Sfn|Jewitt|2001|s=1039–1049}}{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}}
 Det finnes to hovedklasser av kometer. Kortperiodiske (også kalt [[ekliptikken|ekliptiske]] kometer) og langperiodiske (også kalt nær-[[isotropi]]ske kometer). Ekliptiske kometer har relativt smale baner, under 10&nbsp;AE, og følger det [[Ekliptikken|ekliptiske planet]] – det vil si det samme planet som [[planet]]ene ligger i. Nesten alle isotropiske kometer har svært store baner i størrelser på tusener av AE, og de dukker opp hvor som helst på himmelen.{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}} Oort bemerket seg at det var en topp i antallet nær-isotropiske kometer ved [[Apsis (astronomi)|aphel]] (deres lengste avstand fra solen) på drøyt {{formatnum:20000}}&nbsp;AE. Dette antydet et reservoar ved den avstanden med en sfærisk, isotropisk fordeling.{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}} Disse relativt sjeldne kometene med baner på ca. {{formatnum:10000}}&nbsp;AE har sannsynligvis gått en eller flere runder gjennom solsystemet og fått sine baner trukket innover av [[Tyngdekraft|gravitasjonen]] til planetene.{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}}
@@ Linje 37: / Linje 37: @@
 Datamodeller antyder at kollisjoner mellom kometrester under perioden for dannelsen spiller en langt større rolle enn det som tidligere var antatt. I følge disse modellene var antallet kollisjoner tidlig i solsystemets historie så høyt at kometer ble ødelagt før de nådde frem til Oorts sky. Derfor er den kumulative massen til Oorts sky langt mindre enn det som en gang var antatt.{{Sfn|Stern|Weissman|2001|s=589–591}} Den estimerte massen av skyen er bare en liten del av de 50–100&nbsp;jordmassene med utkastet materiale.{{Sfn|Morbidelli|2006}}
-Gravitasjonell vekselvirkning med nærliggende stjerner og [[galaktiske tidevannskrefter]] endret kometbanene slik at de ble mer sirkulære. Dette forklarer den nesten sirkulære formen til ytre Oorts sky.{{Sfn|Morbidelli|2006}} På den annen side har Hills sky, som er sterkere bundet til solen, enda til gode å oppnå en sirkulær form. Nyere studier har vist at dannelsen av Oorts sky grovt sett er kompatibel med hypotesen om at [[solsystemet]] ble dannet som en del av en integrert [[stjernehop|hop]] på 200–400&nbsp;stjerner. Disse tidlige stjernene spilte sannsynligvis en rolle i skyens dannelse, siden antallet nære stjernepasseringer innenfor hopen var mye høyere enn i dag, og førte til langt mer hyppige perturbasjoner.{{Sfn|Brasser|Duncan|Levison|2006|s=59–82}}
+Gravitasjonell vekselvirkning med nærliggende stjerner og [[galaktiske tidevannskrefter]] endret kometbanene slik at de ble mer sirkulære. Dette forklarer den nesten sirkulære formen til ytre Oorts sky.{{Sfn|Morbidelli|2006}} På den annen side har Hills sky, som er sterkere bundet til solen, enda til gode å oppnå en sirkulær form. Nyere studier har vist at dannelsen av Oorts sky grovt sett er kompatibel med hypotesen om at [[solsystemet]] ble dannet som en del av en integrert [[stjernehop|hop]] på 200–400&nbsp;stjerner. Disse tidlige stjernene spilte sannsynligvis en rolle i skyens dannelse, siden antallet nære stjernepasseringer innenfor hopen var mye høyere enn i dag, og førte til langt mer hyppige påvirkninger.{{Sfn|Brasser|Duncan|Levison|2006|s=59–82}}
 I juni 2010 foreslo [[Harold F. Levison]], og andre, med basis i forbedrede datasimuleringer at solen «fanget kometer fra andre stjerner mens den var i [[Åpen stjernehop|fødehopen]]». Resultatene antyder at «en betydelig del av kometer i Oorts sky, kanskje over 90 %, kommer fra protoplanetariske skiver av andre stjerner».{{Sfn|Levison|2010}}
+== Kometer ==
+[[Fil:Comet Hale-Bopp.jpg|thumb|Kometen Hale–Bopp, en arketypisk komet fra Oorts sky.]]
+[[Komet]]er antas å ha to separate utgangspunkt i solsystemet. Kortperiodiske kometer (de med baner opp mot 200&nbsp;år) er generelt akseptert å ha dukket opp fra [[Kuiperbeltet]] eller [[den spredte skiven]] – to sammenkoblede flate skiver med isete rester utenfor Neptuns bane ved 30&nbsp;AE og som samlet går forbi 100&nbsp;AE fra solen. Langperiodiske kometer, slik som [[Hale–Bopp]], hvis bane er tusener av år, antas å komme fra Oorts sky. Banene i Kuiperbeltet er relativt stabile, slik at svært få  kometer antas å komme derifra. Den spredte skiven, derimot, er dynamisk aktiv og det er langt større sannsynlighet at det er der kometer kommer fra.{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}} Kometer passerer gjennom den spredte skiven og inn i området til de ytre planetene, hvor de blir det som kalles [[kentaurer]].{{Sfn|Levison|Dones|2007|s=575–588}} Disse kentaurene sendes så lengre innover og blir kortperiodiske kometer.{{Sfn|Horner|Evans|Bailey|Asher|2003}}
+Det er hovedsakelig to typer kortperiodiske kometer. De som tilhører Jupiter-familien, det vil si de med [[store halvakse]] mindre enn 5&nbsp;AE, og de som tilhører Halley-familien.{{Sfn|Spaceguard}} Kometer i Halley-familien, oppkalt etter prototypen – [[Halleys komet]], er uvanlige i det at samtidig som de er kortperiodiske kometer ligger opprinnelsen i Oorts sky, og ikke i den spredte skiven. Basert på banene, antas det de var langperiodiske kometer som ble innfanget av gravitasjonen til kjempeplanetene og sendt innover i solsystemet.{{Sfn|Jewitt|2001|s=1039–1049}} Denne prosessen kan også ha ført til de nåværende banene til en betydelig andel av kometene i Jupiter-familien, selv om hoveddelen av slike kometer antas å komme fra den spredte skiven.{{Sfn|Emelyanenko|Asher|Bailey|2007|s=779–789}}
+Oort bemerket seg at antallet kometer som returnerte var langt mindre enn det hans modell forutsa. Grunnen til dette er enda ikke kjent. Ingen kjente dynamiske prosesser kan forklare hvorfor observasjonen av periodiske kometer faller. Hypoteser for hvorfor inkluderer ødeleggelsen av kometer på grunn av [[tidevannskrefter]], nedslag eller oppvarming; tap av alle [[volatiler]] som gjør noen kometer usynlige, eller dannelsen av en ikke-volatil skorpe på overflaten.{{Sfn|Dones|Weissman|Levison|Duncan|2004|s=153–173}} Dynamiske observasjoner av Oorts sky har vist at forekomsten er flere ganger så høy i regionen ved de ytre plantene enn den er blant de indre planetene. Denne forskjellen kan komme av gravitasjonell påvirkning fra [[Jupiter]], som fungerer som et slags skjold som fanger opp innkommende kometer og gjør at de kolliderer med seg, akkurat som med [[Shoemaker-Levy 9]] i 1994.{{Sfn|Fernández|2000|s=325–343}}
+== Tidevannseffekter ==
+{{Utdypende artikkel|Galaktiske tidevannskrefter}}
+De fleste av kometene som observeres nær solen antas å ha fått sine nåværende posisjoner gjennom gravitasjonell forvrengning av Oorts sky på grunn av [[tidevannskrefter]] fra [[Melkeveien]]. Akkurat som [[månen]]s tidevannskrefter bøyer og endrer formen på jordens hav, der tidevannet heves og senkes, fører galaktiske tidevannskrefter til at banene til legemer i det [[Solsystemet#Det ytre solsystemet|ytre solsystemet]] blir endret og dradd mot det galaktiske sentrumet. I de kartlagte delene av solsystemet er disse påvirkningene neglisjerbare sammenlignet med gravitasjonen fra solen. I de ytre grensene av solsystemet, derimot, er solens gravitasjon svakere og gradienten av Melkeveiens gravitasjonsfelt spiller en langt større og merkbar rolle. På grunn av denne gradienten kan galaktiske tidevannskrefter deformere en ellers kulehode-formet Oorts sky, og strekke skyen i retning av det galaktiske senteret og komprimere den langs de to andre aksene. Disse små galaktiske [[perturbasjon|påvirkningene]] kan være tilstrekkelig til å løsrive medlemmer av Oorts sky fra de opprinnelige banene og sende dem mot solen.{{Sfn|Fouchard|Froeschlé|Valsecchi|Rickman|2006|s=299–326}} Punktet hvor solens gravitasjon overgås av påvirkningen fra de galaktiske tidevannskreftene kalles ''tidevanns-trunkeringsradien''. Den ligger ved en radius på {{formatnum:100000–200000}}&nbsp;AE og markerer den ytre grensen av Oorts sky.{{Sfn|Levison|Donnes|2007|s=575–588}}
+Noen forskere teoretiserer at de galaktiske tidevannskreftene kan ha bidratt til dannelsen av Oorts sky ved å øke perihelet – den nærmeste avstanden til solen – til [[planetesimal]]ene med stor aphel.{{Sfn|Higuchi|Kokubo|Mukai|2005|s=510}} Virkningene av de galaktiske tidevannskreftene er ganske komplekse, og avhenger veldig av oppførselen til hvert enkelt objekt i et [[planetsystem]]. Kumulativt, derimot, kan virkningen være kanske betydelig: opp til 90 % av alle kometer som kommer fra Oorts sky kan være et resultat av galaktiske tidevannskrefter.{{Sfn|Nurmi|Valtonen|Zheng|2001|s=1367–1376}} Statistiske modeller av de observerte banene til langperiodiske kometer taler for at galaktiske tidevannskrefter er de viktigste årsakene til at banene perturberes mot det indre solsystemet.{{Sfn|Matese|Lissauer|2004|s=508–513}}
 == Noter og henvisninger ==
@@ Linje 68: / Linje 82: @@
 *{{Kilde artikkel|forfatter=[[Julio Ángel Fernández|Fernández, Julio A.]]|tittel=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment|publikasjon=Icarus|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/oort.pdf|bibcode=1997Icar..129..106F|bind=219|utgivelsesår=1997|doi=10.1006/icar.1997.5754|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Fernández|1997|s=106–119}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Fernández, Julio A.|tittel=Long-Period Comets and the Oort Cloud|publikasjon=Earth, Moon, and Planets|bibcode=2002EM&P...89..325F|bind=89|nummer=1–4|utgivelsesår=2000|doi=10.1023/A:1021571108658|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Fernández2000}}}}
 *{{Kilde artikkel|forfatter=Fernández, Julio A.; Gallardo, Tabaré; Brunini, Adrián|tittel=The scattered disc population as a source of Oort Cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort Cloud|publikasjon=Icarus|bibcode=2004Icar..172..372F|bind=172|nummer=2|utgivelsesår=2004|doi=10.1016/j.icarus.2004.07.023|språk=engelsk|ref={{SfnRef|FernándezGallardBrunini2004}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Fouchard, Marc; Froeschlé, Christiane; Valsecchi, Giovanni; Rickman, Hans|tittel=Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics|publikasjon=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|bibcode=2006CeMDA..95..299F|bind=95|nummer=1–4|utgivelsesår=2006|doi=10.1007/s10569-006-9027-8|språk=engelsk|ref={{SfnRef|FouchardFroeschléValsecchiRickman2006}}}}
 *{{Kilde artikkel|forfatter=Gibb, E.L.; Mumma, M.J.; Dello Russo, N.; DiSanti, M.A.; Magee-Sauer, K.|tittel=Methane in Oort Cloud comets|publikasjon=Icarus|bibcode=2003Icar..165..391G|bind=165|nummer=2|utgivelsesår=2003|doi=10.1016/S0019-1035(03)00201-X|språk=engelsk|ref={{SfnRef|GibbMummaDello RussoDiSanti2003}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Higuchi A., Kokubo E. & Mukai, T.|tittel=Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide|publikasjon=Bulletin of the American Astronomical Society|bibcode=2005DDA....36.0205H|bind=37|utgivelsesår=2005|språk=engelsk|ref={{SfnRef|HiguchiKokuboMukai2005}}}}
 *{{Kilde artikkel|forfatter=Hills, Jack G.|tittel=Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud|publikasjon=Astronomical Journal|bibcode=1981AJ.....86.1730H|bind=86|utgivelsesår=1981|doi=10.1086/113058|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Hills1981}}}}
@@ Linje 80: / Linje 100: @@
 *{{Kilde artikkel|forfatter=[[Harold F. Levison|Levison, Harold F.]]; Dones, Luke; Duncan, Martin J.|tittel=The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud|publikasjon=Astronomical Journal|bibcode=2001AJ....121.2253L|bind=121|nummer=4|utgivelsesår=2001|doi=10.1086/319943|språk=engelsk|ref={{SfnRef|LevisonDonesDuncan2001}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Harold E. Levison and Luke Dones|tittel=Comet Populations and Cometary dynamics|publikasjon=Encyclopedia of the Solar System|utgivelsesår=2007|doi=10.1016/B978-012088589-3/50035-9|språk=engelsk|ref={{SfnRef|LevisonDones2007}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Matese, John J.; Lissauer, Jack J.|tittel=Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort Cloud comets discernible|publikasjon=Icarus|bibcode=2004Icar..170..508M|bind=170|nummer=2|utgivelsesår=2004|doi=10.1016/j.icarus.2004.03.019|språk=engelsk|ref={{SfnRef|MateseLissauer2004}}}}
 *{{Cite arXiv|author=[[Alessandro Morbidelli|Morbidelli, Alessandro]]|year=2006|title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs of water ammonia and methane.|class=astro-ph|eprint=astro-ph/0512256|ref={{SfnRef|Morbidelli2006}}}}
@@ Linje 86: / Linje 110: @@
 *{{Kilde artikkel|forfatter=Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al.|tittel=Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact|publikasjon=Science Express|bibcode=2005Sci...310..270M|pmid=16166477|bind=310|nummer=5746|utgivelsesår=2005|doi=10.1126/science.1119337|språk=engelsk|ref={{SfnRef|MummaDiSantiMagee-Sauer2005}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Nurmi P.; Valtonen M.J.; Zheng J.Q.|tittel=Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter|publikasjon=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|bibcode=2001MNRAS.327.1367N|bind=327|nummer=4|utgivelsesår=2001|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x|språk=engelsk|ref={{SfnRef|NurmiValtonenZheng2001}}}}
 *{{Kilde artikkel|forfatter=[[Jan Oort|Oort, Jan]]|tittel=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin|publikasjon=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|bibcode=1950BAN....11...91O|bind=11|utgivelsesår=1950|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Oort1950}}}}
@@ Linje 103: / Linje 129: @@
 ;Bøker
 *{{Kilde bok|forfatter=Davies, J.K.; Barrera, L.H.|år=2004|tittel=The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt.|forlag=Kluwer Academic Publishers|isbn=978-1-4020-1781-0|url=http://books.google.com/?id=WuDdVbJf_d8C&pg=PA43&dq=+oort+cloud||språk=engelsk|ref={{SfnRef|DaviesBarrera2004}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Dones, Luke; Weissman, Paul R.; Levison, Harold F.; Duncan, Martin J|tittel=Comets II|url=http://www.uapress.arizona.edu/books/bid1580.htm|utgivelsesår=2004|språk=engelsk|ref={{SfnRef|DonesWeissmanLevisonDuncan2004}}}}
 *{{Kilde bok|forfatter=Levison, Harold F., Donnes, Luke|år=2007|tittel=Encyclopedia of the Solar System|forlag=Academic Press|redaktør=McFadden, Lucy Ann Adams, Adams, Lucy-Ann, Weissman, Paul Robert, Johnson, Torrence V.|isbn=0-12-088589-1|utgave=2|kapittel=Comet Populations and Cometary Dynamics||språk=engelsk|ref={{SfnRef|LevisonDonnes2007}}}}
@@ Linje 112: / Linje 140: @@
 *{{Kilde www|url=http://www.sebastianbuhai.com/pictures/UCU/Physics_AppliedMathematics/Astrophysics/long_period_comets.pdf|tittel=On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories|forfatter=Buhai, Sebastian|utgiver=Utrecht University College|format=[[Portable Document Format|PDF]]|arkiv_url=http://www.webcitation.org/6H9qJ9ez4|arkivdato=2013-06-05|besøksdato=2013-06-05|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Buhai}}}}
+*{{Kilde artikkel|forfatter=Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M.E.; Asher, D.J.|tittel=The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System|format=[[Portable Document Format|PDF]]|url=http://star.arm.ac.uk/preprints/396.pdf|utgivelsesår=2003|språk=engelsk|ref={{SfnRef|HornerEvansBaileyAsher2003}}}}
 *{{Kilde www|url=http://www.swri.org/9what/releases/2010/cometorigins.htm|tittel=Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster|forfatter=[[Harold F. Levison|Levison, Harold F.]]|utgivelsesdato=2010-06-10|utgiver=[[Science]]|år=2010|verk=(SwRI) News]|arkiv_url=http://www.webcitation.org/6H9vGLJk6|arkivdato=2013-06-05|besøksdato=2013-06-06|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Levison2010}}}}
@@ Linje 120: / Linje 150: @@
 *{{Kilde www|url=http://www.solstation.com/stars/oort.htm|tittel=Oort Cloud & Sol b?|utgiver=SolStation|arkiv_url=http://www.webcitation.org/68uafIBtn|arkivdato=2012-07-04|besøksdato=2013-06-05|språk=engelsk|ref={{SfnRef|SolStation}}}}
+*{{Kilde www|url=http://spaceguard.iasf-roma.inaf.it/NScience/neo/neo-what/com-prop.htm|tittel=Long and short period comets|verk=spaceguard.iasf-roma.inaf.it|arkiv_url=http://www.webcitation.org/6HB3xp5KV|arkivdato=2013-06-06|besøksdato=2013-06-06|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Spaceguard}}}}
 *{{Kilde www|url=http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ISSUEID_CHAR=8DB2FB44-6B4B-47AF-B46B-791A911764D&ARTICLEID_CHAR=B294C211-98B8-4374-92AB-158C4866AB1|tittel=The Oort Cloud|forfatter=Weissman, Paul R.|år=1998|verk=[[Scientific American]]|arkiv_url=http://www.webcitation.org/68uaeB5os|arkivdato=2012-07-04|besøksdato=2013-06-05|språk=engelsk|ref={{SfnRef|Weissman1998}}}}

v d r Solsystemet

Opprinnelsen og utviklingen Oppdagelsen og utforskningen Sfæriske objekter
Solens planeter	Merkur Venus Jorden Mars Ceres Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto Haumea Makemake Eris Orcus Ixion 2002 MS₄ Salacia Varuna 2005 UQ₅₁₃ Quaoar 2002 TC₃₀₂ Gonggong Gǃkúnǁʼhòmdímà 2005 QU₁₈₂ Sedna Chaos
Måner	Månen Mars’ måner Jupiters måner (Galileiske måner) Saturns måner Uranus’ måner Neptuns måner Plutos måner Haumeas måner Eris' måne
Ringer	Jupiters ringer Saturns ringer Uranus’ ringer Neptuns ringer Rheas ringer Chariklos ringer
Atmosfærer	Merkurs atmosfære Venus’ atmosfære Jordens atmosfære Månens atmosfære Mars’ atmosfære Jupiters atmosfære Uranus’ atmosfære
Magnetosfærer	Jupiters magnetosfære Saturns magnetosfære
Smålegemer	Meteoroider Meteoritter Småplaneter Asteroider Asteroidebeltet Kentaurer Transneptunske objekter Kuiperbeltet Den spredte skiven Kometer Oorts sky
Relaterte artikler: planetsystem astronomisk objekt stjerne planet dvergplanet planetsystem

v d r Universet
Universet består av elementærpartikler og vakuum. Partiklene er fordelt ujevnt og partiklene og partikkelklynger benevnes forskjellig avhengig av tetthet og mengde; klyngene spenner fra subatomære partikler til sorte hull. Det observerbare universet er den delen av universet lys kan ha nådd oss fra siden universet ble skapt. Muligens inneholder universet kun 4 % lysende materie, mens 22 % er mørk materie og 74 % mørk energi.
En mengde av partikkelklynger i vakuum er	Gass Atmosfære Solvind Stjernevind Kosmisk stråling Asteroidebeltet Stjernehop Stjernetåke Solsystemet Planetsystem Galaksehop
Galakserelaterte artikler	Aktiv galaksekjerne Seyfert Kvasar Blazar Melkeveien Messierobjekt
Stjernerelaterte artikler inkl. spektralklasser	Astronomi Brun dverg Hvit dverg Stjerne Kjempestjerne Rød kjempe Nøytronstjerne pulsar rrat magnetar Q-stjerne preonstjerne Kvarkstjerne Sort hull
Stjernebegivenheter	Supernova Hypernova Planetarisk tåke
Mindre himmellegemer	Gasskjempe Planet Måne Komet Meteoritt (meteor) Dvergplanet asteroide småplanet
Romfart	Romelevator Romfartøy romferge romskip Romsonde Romstasjon Romfarer
Andre emner	Himmelhvelving Himmellegeme Satellitt (drabant) Omløpsbane Kosmologi Big Bang Big Crunch Big Rip Ormehull
Portal:Astronomi Category:Universe