Oorts sky

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
En kunstners gjengivelse av Oorts sky og Kuiperbeltet (innfelt). De individuelle objektenes størrelse har blitt overdrevet for synlighet.

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[rediger | rediger kilde]

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 solsystemets 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[rediger | rediger kilde]

Den antatte avstanden til Oorts sky i forhold til resten av solsystemet.

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[rediger | rediger kilde]

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[rediger | rediger kilde]

Kometen Hale–Bopp, en arketypisk komet fra Oorts sky.

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[rediger | rediger kilde]

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]

Forstyrrelser fra stjerner og hypoteser om stjernefølgesvenn[rediger | rediger kilde]

Foruten de galaktiske tidevannskreftene, antas hovedmekanismen bak kometene som kommer inn i solsystemet å være vekselvirkning mellom solens Oorts sky og gravitasjonsfeltene til nærliggende stjerner eller gigantiske molekylskyer.[2][34] Solens bane gjennom Melkeveiens plan fører den noen ganger inn i relativt nærhet til andre stjernesystemet. For eksempel, i løpet av de neste 10 millioner år er Gliese 710 den stjernen vi kjenner til med størst sannsynlighet for å påvirke Oorts sky. Denne prosessen bidrar også til å spre objekter ut av det ekliptiske planet, og kan potensielt også forklare skyens sirkulære fordeling.[39][40]

I 1984 postulerte fysikeren Richard A. Muller at solen har en hittil uoppdaget følgesvenn, som enten er en brun eller rød dverg, i en elliptisk bane innenfor Oorts sky. Dette objektet, kjent som Nemesis, var hypotisert å passere gjennom en del av Oorts sky omtrent hvert 26. millioner år og føre til bombardering av det indre solsystemet med kometer. Imidlertid har til dags dato ingen bevis for Nemesis blitt funnet, og mange bevislinjer (slik som kratertelling), har sådd tvil om eksistensen.[41][42] Nyere vitenskapelige analyser støtter ikke lengre tanken om at utryddelser på jorden skjer med jevne, gjentakende intervaller,[43] og Nemesis-hypotesen er derfor ikke lengre nødvendig.[43]

En lignende hypotese ble fremmet av astronomen John J. Matese ved University of Louisiana i Lafayette i 2002. Han hevder i hypotesen at det kommer kometer til det indre solsystemet fra en spesiell region i Oorts sky til at det kan forklares med galaktiske tidevannskrefter eller påvirkninger fra stjerner alene. Han hevder også at den mest sannsynlige årsaken er et objekt med masse omtrent som Jupiter i en fjern bane.[44] Denne hypotetiske gasskjempeplaneten har blitt kalt Tyche. En såkalt «all sky»-undersøkelse som bruker parallaksemålinger for å kartlegge lokale stjerneavstander – Wise-oppdraget – har som et deloppdrag å bidra til enten å bekrefte eller avkrefte Tyche-hypotesen.[43]

Objekter i Oorts sky[rediger | rediger kilde]

Sedna ble oppdaget i 2003 og antas å komme fra indre Oorts sky.

Utdypende artikkel: E-SDO

Foruten langperiodiske kometer er det bare fire kjente objekter med bane som antyder at de tilhører Oorts sky: 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 og 2008 KV42. De to første har i perihel på utsiden av Neptuns gravitasjonsfelt, og derfor kan ikke banene forklares av påvirkning fra gasskjempene.[45] Hvis de ble dannet der de befinner seg i dag, må banene opprinnelig ha vært sirkulære; ellers ville tilveksten (sammenslåingen av mindre legemer tl større) ikke ha vært mulig på grunn av at de store relative hastighetene mellom planetesimalene ville ha vært altfor forstyrrende.[46] De elliptiske banene de har i dag kan forklares av flere hypoteser:

  1. Disse objektene kan ha fått økt sine bane- og periheliumsavstander fra passeringen av en nærliggende stjerne da solen fremdeles befant seg i fødehopen.[6]
  2. Banene kan ha blitt forstyrret av et til nå ukjent objekt med planetstørrelse i Oorts sky.[47]
  3. De kan ha blitt spredt av Neptun under en periode med spesielt høy eksentrisitet eller av gravitasjonen fra en langt tidligere transneptunsk skive.
  4. De kan ha blitt innfanget fra rundt mindre passerende stjerner.

Av disse er det den første hypotesen som synes å stemme best overens med observasjoner.[6] Noen astronomer foretrekker å vise til Sedna og 2000 CR105 som tilhørende i den «utvidede spredte skiven» snarere enn i indre Oorts sky.[6]

Mulige objekter i Oorts sky
Nummer Navn Ekvatordiameter
(km)
Aphelium (AE) Perihelium (AE) Oppdaget år Oppdager Diametermetode
90377 Sedna 1 180–1 800 76.23 1009 2003 Brown, Trujillo, Rabinowitz termisk[48]
148209 2000 CR105 ~250 km 44.3 397 2000 Lowell-observatoriet antatt[49]
308933 2006 SQ372 50–100 km 24.17 2 005,38 2006 SDSS antatt[50]
2008 KV42 58.9 km[51] 20.217 71.760 2008 Canada–France–Hawaii Telescope antatt[7]

Endret newtonsk dynamikk i Oorts sky[rediger | rediger kilde]

Det har blitt foreslått at ved denne avstanden fra solen opplever objektene som utgjør Oorts sky akselerasjoner i størrelsesorden 10−10 m s−2, og dermed skulle være innenfor området hvor endret newtonsk dynamikk (MOND) inntreffer.[52][53] Hypotesen ble foreslått for å forklare avviket i galaksers rotasjonskurve og forbindes i dag først og fremst med mørk materie, men den sier at akselerasjonen slutter å være proporsjonal med kraften ved svært lave akselerasjoner.[52] Hvis dette stemmer, vil det ha stor betydning for formasjonen og strukturen til Oorts sky. Flertallet av kosmologene anser imidlertid ikke MOND som en gyldig hypotese.[54]

Fremtidig utforskning[rediger | rediger kilde]

Romsonder har enda ikke nådd frem til området for Oorts sky. Et foreslått oppdrag innebærer å bruke et fartøy drevet av solseil og som vil bruke rundt 30 år på å nå frem.[55]

Noter og henvisninger[rediger | rediger kilde]

Noter
  1. ^ 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]
  2. ^ 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
  1. ^ WhippleTurnerMcDonnellWallis1987.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n Morbidelli 2006.
  3. ^ NASA.
  4. ^ a b c NASA 2010.
  5. ^ a b c d Emelyanenko, Asher & Bailey 2007, s. 779–789.
  6. ^ a b c d Morbidelli & Levison 2004, s. 2564–2576.
  7. ^ a b NRC Herzberg Institute of Astrophysics 2008.
  8. ^ Öpik 1932, s. 169–182.
  9. ^ a b Oort 1950, s. 91–110.
  10. ^ a b Jewitt 2001, s. 1039–1049.
  11. ^ a b c d e f g h Levison & Donnes 2007, s. 575–588.
  12. ^ a b Hills 1981, s. 1730–1740.
  13. ^ Levison, Dones & Duncan 2001, s. 2253–2267.
  14. ^ Donahue, Trivers & Abramson 1991, s. 251.
  15. ^ Fernández 1997, s. 106–119.
  16. ^ Weissman 1998.
  17. ^ Weissman 1983, s. 90–94.
  18. ^ Buhai, s. 3.
  19. ^ Gibb o.fl. 2003, s. 391–406.
  20. ^ Weissman & Levison 1997, s. L133–L136.
  21. ^ Hutsemekers o.fl. 2005, s. L21–L24.
  22. ^ Ootsubo o.fl. 2007, s. 1044–1049.
  23. ^ Mumma, DiSanti & Magee-Sauer 2005, s. 270–274.
  24. ^ SolStation.
  25. ^ Fernández, Gallard & Brunini 2004, s. 372–381.
  26. ^ Davies & Barrera 2004, s. 45.
  27. ^ Stern & Weissman 2001, s. 589–591.
  28. ^ Brasser, Duncan & Levison 2006, s. 59–82.
  29. ^ Levison 2010.
  30. ^ Levison & Dones 2007, s. 575–588.
  31. ^ Horner o.fl. 2003.
  32. ^ Spaceguard.
  33. ^ Dones o.fl. 2004, s. 153–173.
  34. ^ a b Fernández 2000, s. 325–343.
  35. ^ Fouchard o.fl. 2006, s. 299–326.
  36. ^ Higuchi, Kokubo & Mukai 2005, s. 510.
  37. ^ Nurmi, Valtonen & Zheng 2001, s. 1367–1376.
  38. ^ Matese & Lissauer 2004, s. 508–513.
  39. ^ Molnar & Mutel 1998.
  40. ^ Higuchi, Kokubo & Mukai 2006, s. 1119–1129.
  41. ^ Hills 1984, s. 636–638.
  42. ^ Max Planck Institute 2011.
  43. ^ a b c NASA/JPL, Tyche.
  44. ^ Matese & Lissauer 2002.
  45. ^ Brown, Trujillo & Rabinowitz 2004, s. 645–649.
  46. ^ Sheppard & Jewitt 2005, s. 1–12.
  47. ^ Gomes, Matese & Lissauer 2006, s. 589–601.
  48. ^ Grundy, Noll & Stephens 2005, s. 184–191.
  49. ^ Schaller & Brown 2007, s. I.61–I.64.
  50. ^ Chadha 2008.
  51. ^ The Tracking News.
  52. ^ a b Milgrom 1983, s. 365–370.
  53. ^ Milgrom 1986, s. 617–625.
  54. ^ Carroll 2011.
  55. ^ Gilster 2008.

Litteratur[rediger | rediger kilde]

Artikler
  • 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. 
  • 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. 
  • Higuchi, A.; Kokubo, E.; Mukai, T. (2006). «Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates». Astronomical Journal (engelsk), 131 (2). Bibcode:2006AJ....131.1119H. doi:10.1086/498892. 
  • 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. 
  • 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. 
Bøker
  • 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. 
Øvrig litteratur
  • «Nemesis is a myth» (engelsk). Max Planck Institute. 2011. Arkivert fra originalen 3. mars 2012. Besøkt 8. juni 2013. 

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]