’n 3D-diagram van die Oort- en Hillswolk in vergelyking met die res van die Sonnestelsel.

Die Hillswolk (ook die binneste Oortwolk genoem) is ’n groot teoretiese skyf aan die binnekant van die Oortwolk. Die verste grens sal sowat 20 000 tot 30 000 AE van die Son af wees en sy naaste grens tussen rofweg 250 en 1 500 AE, ver anderkant die planete en Kuipergordelvoorwerpe. Afstande kan egter veel groter wees.

As dit bestaan, bevat die Hillswolk rofweg vyf keer soveel komete as die Oortwolk.[1] Oortwolkkomete word voortdurend deur hulle omgewing versteur. ’n Taamlike deel verlaat die Sonnestelsel of beweeg na die binneste Sonnestelsel. Dié voorraad komete moes dus al lank gelede uitgeput gewees het, maar dit is nie.

Die Hillswolkteorie verduidelik die duursaamheid van die Oortwolk, want daarvolgens word laasgenoemde wolk deur die Hillswolk aangevul. Voorwerpe wat uit die Hillswolk geskiet word, beland waarskynlik eindelik in die klassieke Oortwolkstreek en bevolk dit op dié manier.[2] Die Hillswolk het moontlik die grootste konsentrasie komete in die hele Sonnestelsel.

Die bestaan van die Hillswolk is geloofwaardig, want baie sulke voorwerpe is al ontdek. Dit kan digter as die Oortwolk wees.[3][4] Swaartekragwisselwerkings met die naaste sterre en getykragte in die Melkweg het veroorsaak dat die voorwerpe in die Oortwolk ronde wentelbane het. Dit is dalk nie die geval met die Hillswolk nie. Die Hillswolk se totale massa is onbekend, maar sommige wetenskaplikes meen dit kan groter as dié van die Oortwolk wees.

GeskiedenisWysig

Oorspronklike OortwolkmodelWysig

 
Ernst Öpik.

Tussen 1932 en 1981 het sterrekundiges geglo die Oortwolk, wat die teorie van Ernst Öpik en Jan Oort was, en die Kuipergordel was die enigste bronne van komete in die Sonnestelsel.

In 1932 het die Estiese sterrekundige Ernst Öpik voorgestel die oorsprong van komete is ’n wolk wat om die buitenste grens van die Sonnestelsel wentel.[5] In 1950 is die idee onafhanklik deur die Hollandse sterrekundige Jan Oort gebruik om ’n oënskynlike teenstelling te verduidelik: Komete word ná ’n paar besoeke aan die binneste Sonnestelsel vernietig, en as hulle miljarde jare lank al bestaan (sedert die begin van die Sonnestelsel), sou geen van hulle meer bestaan het nie.[6]

Oort het 46 komete vir sy studie gekies wat tussen 1850 en 1952 die beste waarneembaar was. Die verspreiding van die omgekeerde van die liggame se lengteas het ’n maksimum frekwensie aangedui wat op die bestaan van ’n reservoir van komete gewys het tussen 40 000 en 150 000 AE van die Son af. Hierdie reservoir, geleë by die grense van die Son se invloedsfeer (astrodinamika), sou blootgestel wees aan versteurings deur sterre, wat moontlik komete uit die wolk na binne of buite sou slinger.

Nuwe modelWysig

 
Jack G. Hills, wat eerste die Hillswolk voorgestel het.

In die 1980's het sterrekundiges besef die hoofwolk het dalk ’n binneste deel wat kon begin by sowat 3 000 AE van die Son af en kon strek tot die klassieke wolk by 20 000 AE. Volgens die meeste ramings het die Hillswolk ’n bevolking van sowat 20 biljoen (omtrent vyf tot tien keer dié van die buitenste wolk), hoewel die hoeveelheid tot tien keer soveel kan wees.[7]

Die hoofmodel van ’n "binneste wolk" is in 1981 deur die sterrekundige J.G. Hills voorgestel (die Hillswolk is na hom genoem). Hy het bereken die verbygang van ’n ster naby aan die Sonnestelsel kon uitwissings op Aarde veroorsaak en ’n "komeettrein" veroorsaak het. Sy navorsing het juis gewys die wentelbaan van die meeste wolkkomete het ’n halwe lengteas van 10 000 AE, baie nader aan die Son as die voorgestelde afstand van die Oortwolk.[3] Boonop sou die invloed van die nabygeleë sterre en galaktiese getykragte die komete van die Oortwolk óf nader aan die Son óf na buite die sonnestelsel geslinger het. Om vir hierdie kwessies voorsiening te maak, het hy die bestaan van ’n binneste wolk voorgestel wat tienhonderde soveel komete kon bevat as die buitenste halo.[3] Die binneste wolk sou dus die buitenste wolk kon aanvul.

In die jare wat gevolg het, het ander sterrekundiges na die Hillswolk gesoek en langtermynkomete bestudeer. Sidney van den Bergh en Mark E. Bailey het die struktuur van die Hillswolk onderskeidelik in 1982 en 1983 voorgestel.[8] In 1986 het Bailey verklaar die meeste komete in die Sonnestelsel kom nie van die Oortwolk af nie, maar nader aan die Son, van ’n binneste wolk met ’n wentelbaan met ’n halwe lengteas van 5 000 AE.[9] Victor Clube en Bill Napier het in 1987 en RB Stothers in 1988 op dié navorsing uitgebrei.[8]

EienskappeWysig

Struktuur en samestellingWysig

 
’n Kunstenaar se voorstelling van die Oort- en Hillswolk en die Kuipergordel (inlas).

Komete in die Oortwolk word voortdurend deur hulle omgewing en verafgeleë voorwerpe versteur. ’n Ansienlike hoeveelheid word óf na buite die Sonnestelsel óf na binne geslinger. Die Oortwolk sou dus lank gelede al uitgeput moes gewees het, maar dit bestaan steeds. Die Hillswolkteorie kan dit verklaar. J.G. Hills en ander wetenskaplikes het voorgestel die wolk word deur komete uit die Hillswolk aangevul.[10]

Dit is ook moontlik dat die Hillswolk die grootste konsentrasie komete in die Sonnestelsel is.[8] Dit is baie digter as die buitenste Oortwolk; dit is na raming sowat 5 000 tot 20 000 AE groot. In teenstelling daarmee is die Oortwolk tussen 20 000 en 50 000 AE groot.[11]

Die Hillswolk se massa is onbekend. Sommige wetenskaplikes glo dit kan vyf keer so groot as dié van die Oortwolk wees.[12] Mark E. Bailey raam die massa op 13,8 aardmassas – as die meeste liggame by 10 000 AE geleë is.[9]

As die ontleding van komete verteenwoordigend van die hele wolk is, bestaan die meeste Hillswolkvoorwerpe uit verskeie yse, soos water, metaan, etaan, koolstofmonoksied en blousuur.[13] Die ontdekking van die voorwerp 1996 PW, ’n asteroïde in die tipiese wentelbaan van ’n langtermynkomeet, dui egter daarop dat die wolk ook rotsagtige liggame kan bevat.[14]

Die koolstofontleding en isotoopverhoudings van stikstof in eerstens die komete van die families van die Oortwolk en tweedens in die liggame in die Jupiterstreek wys min verskille, al is hulle so ver van mekaar af. Dit dui daarop dat albei uit ’n protoplanetêre skyf gevrom het,[15] ’n gevolgtrekking wat ondersteun word deur studies van komeetwolkgroottes en die onlangse impakstudie van Komeet Tempel 1.[16]

VormingWysig

Baie wetenskaplikes glo die Hillswolk het ontstaan uit ’n nabye wisselwerking (800 AE) tussen die Son en ’n ander ster binne die eerste 800 miljoen jaar van die Sonnestelsel, wat die vreemde wentelbaan van 90377 Sedna kan verduidelik. Dié liggaam behoort nie te wees waar dit is nie, want dit word nie deur Jupiter, Neptunus of getykragte beïnvloed nie.[17] Dit is dan moontlik dat die Hillswolk "jonger" as die Oortwolk is. Maar net Sedna het dié afwykende eienskappe; vir 2000 OO67 en 2006 SQ372 is dié teorie nie nodig nie, want albei wentel naby aan die Sonnestelsel se reuseplanete.

Moontlike HillswolkvoorwerpeWysig

Naam Deursnee
(km)
Perihelium
(AE)
Afelium
(AE)
Ontdekking
2012 VP113 315 tot 640 80,5 445 2012
(90377) Sedna 995 tot 1 060 76,1 935 2003
2000 OO67 28 tot 87 20,8 1 014,2 2000
2006 SQ372 50 tot 100 24,17 2 005,38 2006

Liggame in die Hillswolk bestaan hoofsaaklik uit waterys, metaan en ammoniak. Sterrekundiges glo langtermynkomete kom uit die Hillswolk, soos Komeet Hyakutake.

In hulle artikel om die ontdekking van Sedna aan te kondig het Mike Brown en kollegas beweer hulle het die eerste Oortwolkvoorwerp waargeneem. Hulle het bevind dat Sedna se perihelium (76 AE), anders as dié van verstrooideskyfvoorwerpe soos Eris, te ver was dat die swaartekrag van Neptunus ’n invloed op sy evolusie kon gehad het.[18] Die skrywers het Sedna beskou as ’n "binne-Oortwolkvoorwerp".[19][20] Sedna is egter heeltemal te naby aan die Son om ’n Hillswolkvoorwerp te wees en sy ashelling is byna dieselfde as dié van die planete en die Kuipergordel.

Aansienlike geheimsinnigheid omhul 2008 KV42, met sy retrograde wentelbaan, wat kan beteken dit kom uit die Hillswolk of dalk die Oortwolk.[21] Dieselfde geld vir damokloïdes, wat ’n twyfelagtige oorsprong het, soos die voorwerp waarna dié kategorie genoem is, 5335 Damokles.

 
Komeet McNaught.

KometeWysig

Sterrekundiges glo baie komete kom uit dieselfde streek as die Hillswolk; hulle fokus veral op dié met ’n afelium van groter as 1 000 AE (wat dus uit ’n verder bron as die Kuipergordel kom), maar kleiner as 10 000 AE (anders is hulle te naby aan die Oortwolk).

’n Paar bekende komete lê groot afstande af en is kandidate vir Hillswolkvoorwerpe. Komeet Lovejoy, wat in Maart 2007 ontdek is, het ’n afelium van 2 850 AE.[22] Komeet Hyakutake, wat in 1996 ontdek is, se afelium is 3 410 AE en Komeet Machholz, wat in 2004 ontdek is, gaan selfs verder: tot by 4 787 AE.

Komeet McNaught, wat in 2006 ontdek is, was een van die helderste komete in onlangse jare en het ’n afelium van 4 100 AE. Een van die verste bekende komete is Komeet West, wat in 1975 ontdek is; dit gaan tot by 13 560 AE.

Sedna, die eerste kandidaatWysig

 
Animasie met Sedna se wentelbaan in rooi en die Hillswolk in blou.
 
’n Kunstenaar se voorstelling van Sedna.

Sedna is ’n kleinplaneet wat op 14 November 2003 ontdek is. Spektroskopiese metings wys sy oppervlaksamestelling is soortgelyk aan dié van ander trans-Neptunus-voorwerpe: Dit bestaan hoofsaaklik uit ’n mengsel van waterys, metaan en stikstof met tolien. Dit het een van die rooiste oppervlakke in die Sonnestelsel.

Dit kan dalk een van die eerste Hillsvoorwerpe wees wat waargeneem is. Sedna is egter baie nader as die voorgestelde afstand van die Hillswolk. Die voorwerp, wat op ’n afstand van sowat 90 AE van die Son ontdek is, beweeg in ’n elliptiese wentelbaan van 11 400 jaar, met ’n perihelium (naaste afstand) van net 76 AE van die Son af (die volgende perihelium is in 2076). Sy afelium (verste afstand) is 936 AE.

Sedna kan egter ook nie as ’n Kuipergordelvoorwerp beskou word nie, want sy baan kom nie naby die Kuipergordel by 50 AE nie. Sedna is ’n losliggende voorwerp en is dus nie in ’n resonansie met Neptunus nie.

2012 VP113Wysig

Die ontdekking van die trans-Neptunus-voorwerp 2012 VP113 is in Maart 2014 aangekondig. Dit het ’n soortgelyke wentelbaan as Sedna, met ’n perihelium wat nie naby Neptunus kom nie. Sy wentelbaan lê tussen 80 en 400 AE van die Son af.

VerwysingsWysig

  1. (1987) “The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud”. The Astronomical Journal 94: 1330. doi:10.1086/114571.
  2. J. A. Fernandez (1997). "The Formation of the Oort cloud and the Primitive Galactic Environment". Icarus. Vol. 129 no. 1. pp. 106–119. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754.
  3. 3,0 3,1 3,2 Jack G. Hills (1981). “Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud”. Astronomical Journal 86: 1730–1740. doi:10.1086/113058.
  4. "Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences, p. 251". 1991. Besoek op 7 November 2007.
  5. Ernst Öpik (1932). "Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits". Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. 67. pp. 169–182.
  6. Jan Oort (1950). “The Structure of the Cloud of Comets Surrounding the Solar System and a Hypothesis Concerning its Origin”. Bull. Astron. Inst. Neth. 11: 91–110.
  7. Dave E. Matson (Mei 2012). "Young Earth Evidence – Short-period Comets". Young Earth Creationism.
  8. 8,0 8,1 8,2 (1988) “Cratering constraints on the inner Oort cloud : Steady-state models”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 235: 1–32. doi:10.1093/mnras/235.1.1.
  9. 9,0 9,1 (1988) “Cratering constraints on the inner Oort cloud : Steady-state models”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 235: 1–32. doi:10.1093/mnras/235.1.1.
  10. J. A. Fernandez (September 1997). "The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment". Icarus. 129 (1). pp. 106–119. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754.
  11. Matt Williams (10 Augustus 2015). "What is the Oort Cloud?". Universe Today. Besoek op 20 Februarie 2016.
  12. The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud
  13. E.L. Gibb, M.J. Mumma, N. Dello Russo, M.A. DiSanti en K. Magee-Sauer (2003). "Methane in Oort Cloud comets".
  14. P.R. Weissman; H.F. Levison (Oktober 1997). "Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?". Astrophysical Journal Letters. 488. pp. L133. Bibcode:1997ApJ...488L.133W. doi:10.1086/310940.
  15. D. Hutsemekers, J. Manfroid, E. Jehin, C. Arpigny, A. Cochran, R. Schulz, J.A. Stüwe, and J.M. Zucconi (2005). "Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets".
  16. Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al. (2005). "Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact". Science Express 310 (5746): 270–274.
  17. Ciel et espace, Januarie 2006
  18. Mike Brown; David Rabinowitz; Chad Trujillo (2004). "Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid". Astrophysical Journal. 617 (1). pp. 645–649. arXiv:astro-ph/0404456. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095.
  19. David Jewitt; Alessandro Morbidelli; Heike Rauer (2007). Berlin: Springer (red.). Trans-Neptunian Objects and Comets: Saas-Fee Advanced Course 35. Swiss Society for Astrophysics and Astronomy. Berlyn. p. 86. ISBN 978-3-540-71957-1. LCCN 2007934029.
  20. Patryk Sofia Lykawka; Mukai Tadashi (2007). "Dynamical Classification of Trans-Neptunian Objects: Probing their Origin, Evolution, and Interrelation". Icarus. 189 (1). pp. 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  21. Actualité > 2008 KV42, l'astéroïde qui tourne à l'envers
  22. JPL Small-Body Database Browser C/2007 E2 (Lovejoy)

Verdere leesstofWysig

  • Julia Heisler (1986). “The influence of the galactic tidal field on the Oort comet cloud”. Icarus 65 (1). doi:10.1016/0019-1035(86)90060-6.
  • Dones, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J. (2004). "Oort Cloud Formation and Dynamics" (PDF). In D. Johnstone; F.C. Adams; D.N.C. Lin; D.A. Neufeld; E.C. Ostriker (reds.). Star Formation in the Interstellar Medium: In Honor of David Hollenbach, Chris McKee and Frank Shu. ASP Conference Proceedings. 323. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. p. 371. Bibcode:2004ASPC..323.....J.AS1-onderhoud: Gebruik authors-parameter (link)

SkakelsWysig

Die Sonnestelsel
SonMercuriusVenusMaanAardePhobos en DeimosMarsCeresAsteroïdegordelJupiterJupiter se natuurlike satellieteJupiter se ringeSaturnusSaturnus se natuurlike satellieteSaturnus se ringeUranusUranus se natuurlike satellieteUranus se ringeNeptunusNeptunus se natuurlike satellieteNeptunus se ringePlutoCharon, Nix en HydraHaumeaHaumea se natuurlike satellieteMakemakeKuiper-gordelErisDysnomiaVerstrooide skyfHills-wolkOort-wolk 
Beeldinligting
SonAardplanete: MercuriusVenusAardeMarsGasreuse: JupiterSaturnusYsreuse: UranusNeptunus • (PlaneteReuseplanete)
Dwergplanete: PlutoCeresHaumeaMakemakeEris
Mane: AardeMarsKleinplaneteJupiterSaturnusUranusNeptunusPlutoHaumeaErisRinge: JupiterSaturnusUranusNeptunus
Klein Sonnestelselliggame: KleinplaneteAsteroïdesNaby-aarde-voorwerpe‎ • SentoureTrans-Neptunus-voorwerpeKomete
Gordels en wolke: AsteroïdegordelKuipergordelVerstrooide skyfHillswolkOortwolk