대 천체 ( KBO ) 고전적 카이퍼 대 천체 ( 큐비원족 ) 공명 해왕성 바깥 천체 명왕성족 ( 2 : 3 공명 ) 산란원반 천체 ( SDO ) 공명 산란원반 천체 분리천체 세드나족 오르트 구름 천체 ( OCO ) [UNK] 해왕성 바깥 왜행성은 " 명왕성형 천체 " 로 불린다. v. d. e. h 오르트 구름 ( 영어 : Oort cloud ) 은 태양으로부터 50, 000AU나 약 1광년 떨어진 곳에 아무렇게나 놓여있을 지 모른다는 가설이 세워진 구상모형 혜성의 구름이다. [ 1 ] 이 공간은 태양계 밖의 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리별까지 거리의 1 / 4에 해당한다. 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 있는 물체의 모체로 알려진 카이퍼 대 ( [UNK] ) 와 흐트러진 원반모형은 오르
탄과 같은 얼음 조각으로 구성되어 있다. 천문학자들은 오르트 구름을 구성하는 물질이 태양과 가까워졌을 때 형성되었고, 태양계의 진화 초기에 거대 행성의 중력 효과에 의해 우주공간에서 아주 먼 곳으로 흩어졌다고 믿는다. [ 1 ] 비록 오르트 구름의 형성 과정이 직접적인 관찰로 확인된 적은 없을지라도, 천문학자들은 오르트 구름이 태양계 중심으로 들어오는 모든 장주기 혜성과 [UNK], 그리고 수 많은 센타우루스 소행성군와 목성족 혜성의 근본이라고 믿는다. [ 3 ] 중심권 외부의 오르트 구름은 유일하게 태양계 쪽으로 느슨하게 묶여져있다. 그래서 이는 지나가는 별과 은하계 자체의 중력에 쉽게 영향을 받는다. 이러한 힘들은 때때로 오르트 구름 안에 있는 자신의 궤도를 가지고 있는 혜성들을 그들의
록시마 센타우리별까지 거리의 1 / 4에 해당한다. 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 있는 물체의 모체로 알려진 카이퍼 대 ( [UNK] ) 와 흐트러진 원반모형은 오르트 구름까지의 거리의 약 1 / 1000보다 적다. 오르트 구름의 중심권 외부 범위는 태양계 중력의 범위로 설명하기도 한다. [ 2 ] 오르트 구름은 두 개의 분리된 지역 ( 구상의 중심권 외부 오르트 구름과 원반 모형의 중심 오르트 구름, 또는 Hills cloud ) 을 포함하는 것으로 추정된다. 오르트 구름 안의 물체는 대부분 물, 암모니아 그리고 메탄과 같은 얼음 조각으로 구성되어 있다. 천문학자들은 오르트 구름을 구성하는 물질이 태양과 가까워졌을 때 형성되었고, 태양계의 진화 초기에 거대 행성의 중력 효과에 의해 우주공간에서
반 모형은 오르트 구름에 여전히 물질들을 공급할지도 모른다. 흐트러진 원반모형의 세 번째 집단은 약 25억 년 후에 오르트 구름 안에서 끝날 것 같다. 컴퓨터 모형은 형성기간 동안에 혜성 파편의 충돌들은 예전에 생각했던 것보다 더 큰 역할을 한다는 것을 제안한다. 이러한 모형에 따르면, 태양계 역사의 초반에 있었던 충돌의 수는 너무 거대해서 대부분의 혜성들은 그들이 오르트 구름에 도달하기 전에 파괴되었다. 그러므로, 현재의 축적된 오르트 구름의 질량은 한 때 예상되었던 질량보다 훨씬 적다. 가까운 별들의 중력 상호작용과 은하의 거대한 조수들은 혜성의 궤도를 더 완곡한 모형으로 수정시켰다. 이것은 중심권 외부 오르트 구름이 거의 구형이라는 것을 설명한다. [ 1 ] 반면에, 태양
의해 안쪽으로 그들의 궤도가 당겨졌을 것이다. 구조와 구성 [ 편집 ] 태양계의 끝과 비교한 오르트 구름의 추정 지름 오르트 구름은 태양으로부터 최소 2, 000 ~ 5, 000 AU [ 9 ], 최대 50, 000 AU [ 1 ] 사이의 거리의 어딘가에 거대한 공간으로 존재하고 있다고 여겨진다. 하지만 일부에선 중심권 외부 가장자리 공간이 100, 000 ~ 200, 000 AU사이에 있을 것이라고 추정하기도 한다. [ 9 ] 그 지역은 구형의 중심권 외부 오르트 구름 ( 20, 000 ~ 50, 000 AU ) 과 도넛 모형의 중심 오르트 구름 ( 2, 000 ~ 20, 000 AU ) 으로 다시 세분화될 수 있다. 중심권 외부 오르트 구름은 태양쪽으로 약하게 묶여있어서, 장주기 혜성들 ( 그리고 어쩌면 [UNK] ) 을 해왕성의 궤도 안쪽으로 공급해준다
있다. 그래서 이는 지나가는 별과 은하계 자체의 중력에 쉽게 영향을 받는다. 이러한 힘들은 때때로 오르트 구름 안에 있는 자신의 궤도를 가지고 있는 혜성들을 그들의 궤도로부터 제거하고, 태양계 안으로 그들을 보낸다. [ 1 ] 그들의 궤도에 기초하여, 대부분의 단주기 혜성들은 흐트러진 원반모형으로부터 왔을지도 모르지만, 일부는 여전히 오르트 구름의 기원을 가지고 있을지도 모른다. [ 1 ] [ 3 ] 비록 카이퍼 대 ( [UNK] ) 와 더 멀리 흐트러진 원반모형이 관찰되고 위치가 측정되었을지라도, 일반적으로 해왕성 궤도 통과 천체 ( TNOs ) ( 태양을 중심으로 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 궤도를 가지고 있는 물체 ) 물체라고 알려진 네 개 ( 90377 세드나, 2000 CR10
000 AU ) 으로 다시 세분화될 수 있다. 중심권 외부 오르트 구름은 태양쪽으로 약하게 묶여있어서, 장주기 혜성들 ( 그리고 어쩌면 [UNK] ) 을 해왕성의 궤도 안쪽으로 공급해준다. [ 1 ] 중심 오르트 구름은 1981년 이것의 존재를 제안한 J. G. Hills의 이름을 딴 Hills cloud라고도 알려져 있다. 모형들 ( Models ) 은 중심 오르트 구름이 중심권 외부 헤일로보다 10배에서 100배 정도 더 많은 혜성의 중심들을 가질 것이라고 예상한다. ; 이 모형들은, 시간이 지나면서 혜성의 수가 점차적으로 고갈되면서 상대적으로 희박해지는 중심권 외부 오르트 구름에 새로운 혜성을 재공급할 가능성을 보여준다. Hills cloud는 수 십억 년 후에도 오르트 구름의 계속된 존재성을 설명할
면서 상대적으로 희박해지는 중심권 외부 오르트 구름에 새로운 혜성을 재공급할 가능성을 보여준다. Hills cloud는 수 십억 년 후에도 오르트 구름의 계속된 존재성을 설명할 수 있다. 중심권 외부 오르트 구름은 대략 1km보다 큰 1조개 이상의 독립적인 물체가 포함되어 있고, [ 1 ] 그들은 이웃하는 물체와 전형적으로 수 천만 킬로미터 떨어져 있다고 받아들여진다. [ 3 ] 이것의 전체 질량은 정확하게 알려져 있지 않지만, [UNK] 중심권 외부 오르트 구름 안에 있는 모든 혜성들에게 적당한 표준일 것이라고 추정된다. 이들의 결합된 질량은 약 킬로그램이나, 지구 질량의 약 다섯 배로 추측된다. [ 1 ] 일찍이 더 육중할 것 ( 지구 질량의 약 380배 까지도 ) 으로 생각되었지만, 장주기 혜성의
거나 더 많은 양의 기체를 제거하는 것을 막는 절연된 지각으로 발전할 때까지 휘발성 물질들을 끓게 한다는 것을 의미한다. 그리하여, 혜성은 그들만의 현재 궤도를 형성할 수 없고, 중심권 외부 모체에 그들 존재 대부분이 붙잡혔음에 틀림없다. [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] 혜성은 두 개의 주된 부류가 있다. : 황도면 혜성이라고 불리는 단주기 혜성들과 거의 등방성 혜성으로 불리는 장주기 혜성. 단주기 혜성은 10AU 이하의 상대적으로 짧은 궤도를 가지고, 행성들이 흩어져 있는 황도면을 따른다. 대부분의 모든 장주기 혜성들은 수 천 AU이상의 아주 긴 궤도를 가지고, 모든 천구상의 끝에서 나타난다. [ 9 ] 오르트는 대략 20, 000AU의 원일점 ( 그들이 가지는 태양
의 모든 장주기 혜성들은 수 천 AU이상의 아주 긴 궤도를 가지고, 모든 천구상의 끝에서 나타난다. [ 9 ] 오르트는 대략 20, 000AU의 원일점 ( 그들이 가지는 태양으로부터 가장 먼 거리 ) 을 가진 대부분의 장주기 혜성들의 수의 절정이 있을 것이라는 것에 주목했다. 이는 그 정도 거리에 구형의 등방성한 분포를 가진 모체가 있을 것이라는 생각이 들게 했다. [ 9 ] 이러한 약 10, 000AU의 궤도를 가진 상대적으로 드문 혜성은 태양계를 통과하는 하나 또는 그 이상의 궤도를 경험했고, 행성의 중력에 의해 안쪽으로 그들의 궤도가 당겨졌을 것이다. 구조와 구성 [ 편집 ] 태양계의 끝과 비교한 오르트 구름의 추정 지름 오르트 구름은 태양으로부터 최소 2, 000 ~ 5, 000 AU [
오르트 구름(영어: Oort cloud)은 태양으로부터 50,000AU나 약 1광년 떨어진 곳에 아무렇게나 놓여있을지 모른다는 가설이 세워진 구상모형 혜성의 구름이다. 이 공간은 태양계 밖의 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리별까지 거리의 1/4에 해당한다. 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 있는 물체의 모체로 알려진 카이퍼 대(帶)와 흐트러진 원반모형은 오르트 구름까지의 거리의 약 1/1000보다 적다. 오르트 구름의 중심권 외부 범위는 태양계 중력의 범위로 설명하기도 한다.오르트 구름은 두 개의 분리된 지역(구상의 중심권 외부 오르트 구름과 원반 모형의 중심 오르트 구름, 또는 Hills cloud)을 포함하는 것으로 추정된다. 오르트 구름 안의 물체는 대부분 물, 암모니아 그리고 메탄과 같은 얼음 조각으로 구성되어 있다. 천문학자들은 오르트 구름을 구성하는 물질이 태양과 가까워졌을 때 형성되었고, 태양계의 진화 초기에 거대 행성의 중력 효과에 의해 우주공간에서 아주 먼 곳으로 흩어졌다고 믿는다.비록 오르트 구름의 형성 과정이 직접적인 관찰로 확인된 적은 없을지라도, 천문학자들은 오르트 구름이 태양계 중심으로 들어오는 모든 장주기 혜성과 핼리혜성, 그리고 수 많은 센타우루스 소행성군와 목성족 혜성의 근본이라고 믿는다. 중심권 외부의 오르트 구름은 유일하게 태양계 쪽으로 느슨하게 묶여져있다. 그래서 이는 지나가는 별과 은하계 자체의 중력에 쉽게 영향을 받는다. 이러한 힘들은 때때로 오르트 구름 안에 있는 자신의 궤도를 가지고 있는 혜성들을 그들의 궤도로부터 제거하고, 태양계 안으로 그들을 보낸다. 그들의 궤도에 기초하여, 대부분의 단주기 혜성들은 흐트러진 원반모형으로부터 왔을지도 모르지만, 일부는 여전히 오르트 구름의 기원을 가지고 있을지도 모른다.비록 카이퍼 대(帶)와 더 멀리 흐트러진 원반모형이 관찰되고 위치가 측정되었을지라도, 일반적으로 해왕성 궤도 통과 천체(TNOs)(태양을 중심으로 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 궤도를 가지고 있는 물체) 물체라고 알려진 네 개(90377 세드나, 2000 CR105, 2006 SQ372, 2008 KV42)만이 가능성 있는 오르트 구름의 중심 구성 물체로 생각된다.