Nube de Oort
Planetesimales distantes en el Sistema Solar

La nube de Oort ( / ɔːr t , ʊər t / ), [1] a veces llamada nube de Öpik-Oort , [2] se teoriza como una vasta nube de planetesimales helados que rodean al Sol a distancias que van desde 2.000 a 200.000 UA (0,03 a 3,2 años luz ). [3] [nota 1] [4] El concepto de una nube de este tipo fue propuesto en 1950 por el astrónomo holandés Jan Oort , en cuyo honor se nombró la idea. Oort propuso que los cuerpos en esta nube reponen y mantienen constante el número de cometas de largo período que entran en el Sistema Solar interior , donde finalmente son consumidos y destruidos durante las aproximaciones cercanas al Sol. [5]

Se cree que la nube abarca dos regiones: una nube de Oort interna en forma de disco alineada con la eclíptica solar (también llamada nube de Hills ) y una nube de Oort externa esférica que encierra todo el Sistema Solar . Ambas regiones se encuentran mucho más allá de la heliosfera y están en el espacio interestelar . [4] [6] La porción más interna de la nube de Oort está más de mil veces más distante del Sol que el cinturón de Kuiper , el disco disperso y los objetos separados , tres reservorios más cercanos de objetos transneptunianos .

El límite exterior de la nube de Oort define el límite cosmográfico del Sistema Solar . Esta área está definida por la esfera de Hill del Sol y, por lo tanto, se encuentra en la interfaz entre el dominio gravitacional solar y galáctico. [7] La ​​nube de Oort exterior está unida al Sistema Solar solo de manera vaga y sus constituyentes se ven fácilmente afectados por las atracciones gravitacionales tanto de las estrellas que pasan como de la propia Vía Láctea . Estas fuerzas sirvieron para moderar y hacer más circulares las órbitas altamente excéntricas del material expulsado del Sistema Solar interior durante sus primeras fases de desarrollo . Las órbitas circulares del material en el disco de Oort se deben en gran medida a esta torsión gravitatoria galáctica. [8] De la misma manera, la interferencia galáctica en el movimiento de los cuerpos de Oort ocasionalmente desaloja a los cometas de sus órbitas dentro de la nube, enviándolos al Sistema Solar interior . [4] Según sus órbitas, la mayoría, pero no todos, de los cometas de período corto parecen haber venido del disco de Oort. Es posible que otros cometas de período corto se hayan originado a partir de una nube esférica mucho más grande. [4] [9]

Los astrónomos plantean la hipótesis de que el material que se encuentra actualmente en la nube de Oort se formó mucho más cerca del Sol, en el disco protoplanetario , y luego se dispersó en el espacio a través de la influencia gravitatoria de los planetas gigantes . [4] No es posible observar directamente la nube de Oort con la tecnología de imágenes actual. [10] Sin embargo, se cree que la nube es la fuente que repone la mayoría de los cometas de período largo y de tipo Halley , que finalmente son consumidos por sus aproximaciones cercanas al Sol después de ingresar al Sistema Solar interior. La nube también puede cumplir la misma función para muchos de los centauros y cometas de la familia Júpiter . [9]

Tipos de planetas menores distantes

Desarrollo de la teoría

A principios del siglo XX, se entendió que había dos clases principales de cometas: cometas de período corto (también llamados cometas eclípticos ) y cometas de período largo (también llamados cometas casi isótropos ). Los cometas eclípticos tienen órbitas relativamente pequeñas alineadas cerca del plano eclíptico y no se encuentran mucho más allá del acantilado de Kuiper, alrededor de 50 UA del Sol (la órbita de Neptuno promedia alrededor de 30 UA y 177P/Barnard tiene un afelio alrededor de 48 UA). Los cometas de período largo, por otro lado, viajan en órbitas muy grandes a miles de UA del Sol y están distribuidos isótropamente. Esto significa que los cometas de período largo aparecen desde todas las direcciones en el cielo, tanto por encima como por debajo del plano eclíptico. [11] El origen de estos cometas no se comprendía bien, y inicialmente se supuso que muchos cometas de período largo seguían trayectorias parabólicas, lo que los convertía en visitantes únicos del Sol desde el espacio interestelar.

En 1907, Armin Otto Leuschner sugirió que muchos de los cometas que entonces se creía que tenían órbitas parabólicas en realidad se movían a lo largo de órbitas elípticas extremadamente grandes que los devolverían al Sistema Solar interior después de largos intervalos durante los cuales eran invisibles para la astronomía terrestre. [12] En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik propuso un reservorio de cometas de período largo en forma de una nube en órbita en el borde más externo del Sistema Solar . [13] El astrónomo holandés Jan Oort revivió esta idea básica en 1950 para resolver una paradoja sobre el origen de los cometas. Los siguientes hechos no son fácilmente conciliables con las órbitas altamente elípticas en las que siempre se encuentran los cometas de período largo:

  • A lo largo de millones y miles de millones de años, las órbitas de los cometas de la nube de Oort son inestables. La dinámica celeste acabará dictando que un cometa debe ser arrastrado por una estrella que pasa por su lado, colisionar con el Sol o un planeta, o ser expulsado del Sistema Solar a través de perturbaciones planetarias .
  • Además, la composición volátil de los cometas significa que a medida que se acercan repetidamente al Sol, la radiación hierve gradualmente los volátiles hasta que el cometa se divide o desarrolla una corteza aislante que evita una mayor desgasificación . [14]

Oort razonó que los cometas con órbitas que se acercan mucho al Sol no pueden haber estado haciéndolo desde la condensación del disco protoplanetario, hace más de 4.500 millones de años. Por lo tanto, los cometas de período largo no podrían haberse formado en las órbitas actuales en las que siempre se los descubre y deben haber estado retenidos en un depósito exterior durante casi toda su existencia. [14] [15] [11]

Oort también estudió las tablas de efemérides de los cometas de período largo y descubrió que existe una curiosa concentración de cometas de período largo cuyo punto más alejado del Sol (su aphelia ) se agrupa alrededor de las 20.000 UA. Esto sugirió un reservorio a esa distancia con una distribución esférica e isótropa . También propuso que los cometas relativamente raros con órbitas de alrededor de 10.000 UA probablemente pasaron por una o más órbitas hacia el Sistema Solar interior y que allí sus órbitas fueron atraídas hacia adentro por la gravedad de los planetas. [11]

Estructura y composición

La distancia estimada de la nube de Oort en comparación con el resto del Sistema Solar

Se cree que la nube de Oort ocupa un vasto espacio en algún lugar entre 2.000 y 5.000 UA (0,03 y 0,08 años luz) [11] desde el Sol hasta 50.000 UA (0,79 años luz) o incluso 100.000 a 200.000 UA (1,58 a 3,16 años luz). [4] [11] La región se puede subdividir en una nube de Oort exterior esférica con un radio de unas 20.000-50.000 UA (0,32-0,79 años luz) y una nube de Oort interior en forma de toro con un radio de 2.000-20.000 UA (0,03-0,32 años luz).

La nube de Oort interior a veces se conoce como la nube de Hills, llamada así por Jack G. Hills , quien propuso su existencia en 1981. [16] Los modelos predicen que la nube interior es mucho más densa de las dos, con decenas o cientos de veces más núcleos cometarios que la nube exterior. [16] [17] [18] Se cree que la nube de Hills es necesaria para explicar la existencia continua de la nube de Oort después de miles de millones de años. [19]

Debido a que se encuentra en la interfaz entre el dominio de la gravitación solar y galáctica, los objetos que comprenden la nube de Oort exterior están ligados al Sol sólo débilmente. Esto a su vez permite que pequeñas perturbaciones de estrellas cercanas o de la propia Vía Láctea inyecten cometas de período largo (y posiblemente de tipo Halley ) dentro de la órbita de Neptuno . [4] Este proceso debería haber agotado la nube exterior más dispersa y, sin embargo, se siguen observando cometas de período largo con órbitas muy por encima o por debajo de la eclíptica. Se cree que la nube de Hills es un reservorio secundario de núcleos cometarios y la fuente de reposición para la tenue nube exterior a medida que los números de esta última se agotan gradualmente a través de pérdidas hacia el Sistema Solar interior.

La nube de Oort exterior puede tener billones de objetos mayores de 1 km (0,6 mi), [4] y miles de millones con diámetros de 20 kilómetros (12 mi). Esto corresponde a una magnitud absoluta de más de 11. [20] En este análisis, los objetos "vecinos" en la nube exterior están separados por una fracción significativa de 1 UA, decenas de millones de kilómetros. [9] [21] La masa total de la nube exterior no se conoce, pero suponiendo que el cometa Halley sea un sustituto adecuado para los núcleos que componen la nube de Oort exterior, su masa combinada sería aproximadamente 3 × 10 25 kilogramos (6,6 × 10 25  lb), o cinco masas terrestres. [4] [22] Anteriormente se pensaba que la nube exterior era más masiva por dos órdenes de magnitud, conteniendo hasta 380 masas terrestres, [23] pero un mejor conocimiento de la distribución del tamaño de los cometas de período largo ha llevado a estimaciones más bajas. Hasta el año 2023 no se han publicado estimaciones de la masa de la nube de Oort interior.

Si los análisis de los cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Oort consisten en hielos como agua , metano , etano , monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno . [24] Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW , un objeto cuya apariencia era consistente con un asteroide de tipo D [25] [26] en una órbita típica de un cometa de largo período, impulsó la investigación teórica que sugiere que la población de la nube de Oort consiste en aproximadamente uno a dos por ciento de asteroides. [27] El análisis de las proporciones de isótopos de carbono y nitrógeno tanto en los cometas de largo período como en los de la familia Júpiter muestra poca diferencia entre los dos, a pesar de sus regiones de origen presumiblemente muy separadas. Esto sugiere que ambos se originaron a partir de la nube protosolar original, [28] una conclusión también apoyada por estudios de tamaño granular en cometas de la nube de Oort [29] y por el reciente estudio de impacto del cometa de la familia Júpiter Tempel 1. [ 30]

Origen

Se cree que la nube de Oort se desarrolló después de la formación de planetas a partir del disco protoplanetario primordial hace aproximadamente 4.600 millones de años. [4] La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Oort inicialmente se fusionaron mucho más cerca del Sol como parte del mismo proceso que formó los planetas y los planetas menores . Después de la formación, fuertes interacciones gravitacionales con jóvenes gigantes gaseosos, como Júpiter, dispersaron los objetos en órbitas elípticas o parabólicas extremadamente amplias que posteriormente fueron modificadas por perturbaciones de estrellas que pasaban y nubes moleculares gigantes en órbitas de larga duración separadas de la región de los gigantes gaseosos. [4] [31]

La NASA ha citado investigaciones recientes que plantean la hipótesis de que una gran cantidad de objetos de la nube de Oort son el producto de un intercambio de materiales entre el Sol y sus estrellas hermanas a medida que se formaban y se distanciaban, y se sugiere que muchos (posiblemente la mayoría) de los objetos de la nube de Oort no se formaron cerca del Sol. [32] Las simulaciones de la evolución de la nube de Oort desde los comienzos del Sistema Solar hasta el presente sugieren que la masa de la nube alcanzó su punto máximo alrededor de 800 millones de años después de su formación, cuando el ritmo de acreción y colisión se desaceleró y el agotamiento comenzó a superar la oferta. [4]

Los modelos de Julio Ángel Fernández sugieren que el disco disperso , que es la principal fuente de cometas periódicos en el Sistema Solar, también podría ser la fuente primaria de objetos de la nube de Oort. Según los modelos, aproximadamente la mitad de los objetos dispersos viajan hacia la nube de Oort, mientras que una cuarta parte se desplaza hacia el interior de la órbita de Júpiter y una cuarta parte son expulsados ​​en órbitas hiperbólicas . El disco disperso podría seguir suministrando material a la nube de Oort. [33] Es probable que un tercio de la población del disco disperso termine en la nube de Oort después de 2.500 millones de años. [34]

Los modelos informáticos sugieren que las colisiones de restos cometarios durante el período de formación desempeñan un papel mucho más importante de lo que se creía anteriormente. Según estos modelos, el número de colisiones en los inicios de la historia del Sistema Solar fue tan grande que la mayoría de los cometas fueron destruidos antes de llegar a la nube de Oort. Por lo tanto, la masa acumulada actual de la nube de Oort es mucho menor de lo que se sospechaba en un principio. [35] La masa estimada de la nube es solo una pequeña parte de las 50 a 100 masas terrestres de material expulsado. [4]

La interacción gravitacional con estrellas cercanas y las mareas galácticas modificaron las órbitas de los cometas para hacerlas más circulares. Esto explica la forma casi esférica de la nube de Oort exterior. [4] Por otro lado, la nube de Hills , que está más fuertemente unida al Sol, no ha adquirido una forma esférica. Estudios recientes han demostrado que la formación de la nube de Oort es ampliamente compatible con la hipótesis de que el Sistema Solar se formó como parte de un cúmulo incrustado de 200 a 400 estrellas. Estas primeras estrellas probablemente desempeñaron un papel en la formación de la nube, ya que el número de pasajes estelares cercanos dentro del cúmulo fue mucho mayor que hoy, lo que llevó a perturbaciones mucho más frecuentes. [36]

En junio de 2010, Harold F. Levison y otros sugirieron, basándose en simulaciones por computadora mejoradas, que el Sol "capturó cometas de otras estrellas mientras estaba en su cúmulo de nacimiento ". Sus resultados implican que "una fracción sustancial de los cometas de la nube de Oort, tal vez más del 90%, provienen de los discos protoplanetarios de otras estrellas". [37] [38] En julio de 2020, Amir Siraj y Avi Loeb descubrieron que un origen capturado para la Nube de Oort en el cúmulo de nacimiento del Sol podría abordar la tensión teórica a la hora de explicar la relación observada entre la nube de Oort exterior y los objetos del disco dispersos , y además podría aumentar las posibilidades de un Planeta Nueve capturado . [39] [40] [41]

Cometas

Se cree que los cometas tienen dos puntos de origen separados en el Sistema Solar. Se acepta generalmente que los cometas de período corto (aquellos con órbitas de hasta 200 años) surgieron del cinturón de Kuiper o del disco disperso, que son dos discos planos unidos de escombros helados más allá de la órbita de Neptuno a 30 UA y que se extienden conjuntamente más allá de las 100 UA. Se cree que los cometas de período muy largo, como C/1999 F1 (Catalina) , cuyas órbitas duran millones de años, se originan directamente de la nube de Oort exterior. [42] Otros cometas modelados que provienen directamente de la nube de Oort exterior incluyen C/2006 P1 (McNaught) , C/2010 X1 (Elenin) , el cometa ISON , C/2013 A1 (Siding Spring) , C/2017 K2 y C/2017 T2 (PANSTARRS) . Las órbitas dentro del cinturón de Kuiper son relativamente estables, por lo que se cree que muy pocos cometas se originan allí. Sin embargo, el disco disperso es dinámicamente activo y es mucho más probable que sea el lugar de origen de los cometas. [11] Los cometas pasan del disco disperso al reino de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce como centauros . [43] Estos centauros luego son enviados más hacia el interior para convertirse en los cometas de período corto. [44]

Existen dos variedades principales de cometas de período corto: los cometas de la familia Júpiter (aquellos con semiejes mayores de menos de 5 UA) y los cometas de la familia Halley. Los cometas de la familia Halley, llamados así por su prototipo, el cometa Halley , son inusuales en el sentido de que, aunque son cometas de período corto, se plantea la hipótesis de que su origen último se encuentra en la nube de Oort, no en el disco disperso. Basándose en sus órbitas, se sugiere que eran cometas de período largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas gigantes y enviados al Sistema Solar interior. [15] Este proceso también puede haber creado las órbitas actuales de una fracción significativa de los cometas de la familia Júpiter, aunque se cree que la mayoría de estos cometas se originaron en el disco disperso. [9]

Oort notó que el número de cometas que regresaban era mucho menor de lo que su modelo predijo, y este problema, conocido como "desvanecimiento cometario", aún no se ha resuelto. No se conoce ningún proceso dinámico que explique el menor número de cometas observados que el estimado por Oort. Las hipótesis para esta discrepancia incluyen la destrucción de cometas debido a tensiones de marea, impacto o calentamiento; la pérdida de todos los volátiles , volviendo invisibles a algunos cometas, o la formación de una corteza no volátil en la superficie. [45] Los estudios dinámicos de cometas hipotéticos de la nube de Oort han estimado que su ocurrencia en la región del planeta exterior sería varias veces mayor que en la región del planeta interior. Esta discrepancia puede deberse a la atracción gravitatoria de Júpiter , que actúa como una especie de barrera, atrapando a los cometas entrantes y provocando que colisionen con él, tal como ocurrió con el cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994. [46] Un ejemplo de un cometa dinámicamente antiguo típico con un origen en la nube de Oort podría ser C/2018 F4. [47]

Efectos de las mareas

La mayoría de los cometas vistos cerca del Sol parecen haber alcanzado sus posiciones actuales a través de la perturbación gravitatoria de la nube de Oort por la fuerza de marea ejercida por la Vía Láctea . Así como la fuerza de marea de la Luna deforma los océanos de la Tierra, causando que las mareas suban y bajen, la marea galáctica también distorsiona las órbitas de los cuerpos en el Sistema Solar exterior . En las regiones cartografiadas del Sistema Solar, estos efectos son insignificantes en comparación con la gravedad del Sol, pero en los confines del sistema, la gravedad del Sol es más débil y el gradiente del Centro Galáctico gravitacional de la Vía Láctea lo comprime a lo largo de los otros dos ejes; estas pequeñas perturbaciones pueden cambiar las órbitas en la nube de Oort para acercar objetos al Sol. [48] El punto en el que la gravedad del Sol cede su influencia a la marea galáctica se llama radio de truncamiento de marea. Se encuentra en un radio de 100.000 a 200.000 ua y marca el límite exterior de la nube de Oort. [11]

Algunos investigadores sostienen que la marea galáctica puede haber contribuido a la formación de la nube de Oort al aumentar los perihelios (las distancias más pequeñas al Sol) de los planetesimales con grandes aphelios (las distancias más grandes al Sol). [49] Los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. Sin embargo, en conjunto, el efecto puede ser bastante significativo: hasta el 90% de todos los cometas que se originan en la nube de Oort pueden ser el resultado de la marea galáctica. [50] Los modelos estadísticos de las órbitas observadas de los cometas de período largo sostienen que la marea galáctica es el principal medio por el cual sus órbitas se ven perturbadas hacia el Sistema Solar interior. [51]

Perturbaciones estelares e hipótesis sobre compañeros estelares

Además de la marea galáctica , se cree que el principal desencadenante del envío de cometas al Sistema Solar interior es la interacción entre la nube de Oort del Sol y los campos gravitatorios de estrellas cercanas [4] o nubes moleculares gigantes . [46] La órbita del Sol a través del plano de la Vía Láctea a veces lo acerca relativamente a otros sistemas estelares . Por ejemplo, se plantea la hipótesis de que hace 70.000 años la estrella de Scholz pasó a través de la nube de Oort exterior (aunque su baja masa y alta velocidad relativa limitaron su efecto). [52] Durante los próximos 10 millones de años, la estrella conocida con la mayor posibilidad de perturbar la nube de Oort es Gliese 710. [ 53] Este proceso también podría dispersar los objetos de la nube de Oort fuera del plano eclíptico, lo que potencialmente también explica su distribución esférica. [53] [54]

En 1984, el físico Richard A. Muller postuló que el Sol tiene un compañero aún no detectado, ya sea una enana marrón o una enana roja , en una órbita elíptica dentro de la nube de Oort. Se planteó la hipótesis de que este objeto, conocido como Némesis , pasaba por una parte de la nube de Oort aproximadamente cada 26 millones de años, bombardeando el Sistema Solar interior con cometas. Sin embargo, hasta la fecha no se ha encontrado ninguna evidencia de Némesis, y muchas líneas de evidencia (como el recuento de cráteres ) han puesto en duda su existencia. [55] [56] Los análisis científicos recientes ya no respaldan la idea de que las extinciones en la Tierra ocurren a intervalos regulares y repetidos. [57] Por lo tanto, la hipótesis de Némesis ya no es necesaria para explicar las suposiciones actuales. [57]

En 2002, el astrónomo John J. Matese, de la Universidad de Luisiana en Lafayette, propuso una hipótesis bastante similar. Sostiene que están llegando más cometas al Sistema Solar interior desde una región particular de la nube de Oort postulada de lo que se puede explicar solo por la marea galáctica o las perturbaciones estelares, y que la causa más probable sería un objeto con la masa de Júpiter en una órbita distante. [58] Este hipotético gigante gaseoso fue apodado Tyche . La misión WISE , un estudio de todo el cielo que utiliza mediciones de paralaje para aclarar las distancias de las estrellas locales, fue capaz de probar o refutar la hipótesis de Tyche. [57] En 2014, la NASA anunció que el estudio WISE había descartado cualquier objeto tal como lo habían definido. [59]

Exploración futura

Impresión artística de la nave espacial Voyager

Las sondas espaciales aún no han llegado a la zona de la nube de Oort. La Voyager 1 , la que en su día fue la más rápida [60] y la más lejana [61] [62] de las sondas espaciales interplanetarias que actualmente abandonan el Sistema Solar, llegará a la nube de Oort en unos 300 años [6] [63] y tardaría unos 30.000 años en atravesarla. [64] [65] Sin embargo, alrededor de 2025, los generadores termoeléctricos de radioisótopos de la Voyager 1 ya no suministrarán suficiente energía para hacer funcionar ninguno de sus instrumentos científicos, lo que impedirá cualquier exploración adicional por parte de la Voyager 1. Las otras cuatro sondas que actualmente escapan del Sistema Solar ya han dejado de funcionar o se prevé que dejen de hacerlo antes de llegar a la nube de Oort.

En la década de 1980, hubo un concepto para una sonda que podría alcanzar las 1.000 UA en 50 años, llamada TAU ; entre sus misiones estaría la de buscar la nube de Oort. [66]

En el Anuncio de Oportunidades de 2014 para el programa Discovery , se propuso un observatorio para detectar los objetos en la nube de Oort (y el cinturón de Kuiper) llamado "Misión Whipple" . [67] Monitorearía estrellas distantes con un fotómetro, buscando tránsitos hasta 10.000 UA de distancia. [67] El observatorio fue propuesto para orbitar en halo alrededor de L2 con una misión sugerida de 5 años. [67] También se sugirió que el telescopio espacial Kepler podría haber sido capaz de detectar objetos en la nube de Oort. [68]

Véase también

Referencias

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Notas explicativas

  1. ^ El límite exterior de la nube de Oort es difícil de definir, ya que varía a lo largo de los milenios a medida que diferentes estrellas pasan por el Sol y, por lo tanto, está sujeto a variaciones. Las estimaciones de su distancia varían entre 50.000 y 200.000 ua.
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