오르트 구름 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 오르트 구름 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 이 문서의 내용은 출처가 분명하지 않습니다. 이 문서를 편집하여, 신뢰할 수 있는 출처를 표기해 주세요. 검증되지 않은 내용은 삭제될 수도 있습니다. 내용에 대한 의견은 토론 문서에서 나누어 주세요. ( 2011년 10월 ) 힐스 구름, 카이퍼 벨트, 오르트 구름의 상상도. 원거리 소행성체의 종류 해왕성 안쪽 천체 센타우루스 소행성군 해왕성 트로이군 해왕성 바깥 천체 ( TNO ) [UNK] 카이퍼 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 프록
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 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 아주 먼 곳으로 흩어졌다고 믿는다. [ 1 ] 비록 오르트 구름의 형성 과정이 직접적인 관찰로 확인된 적은 없을지라도, 천문학자들은 오르트 구름이 태양계 중심으로 들어오는 모든 장주기 혜성
에서 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 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
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. [ 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 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
휘발성 물질의 손실이나 표면에 비휘발성 지각을 형성하게 하는, 조수의 힘과 충격, 그리고 열에 의한 혜성들의 파괴를 포함한다. 오르트 구름의 혜성에 대한 역동성 연구는 그들의 출연이 중심 행성 지역보다 중심권 외부 행성 지역에서 몇 배 더 높다는 것을 볼 수 있다. 이러한 모순은 1994년에 Comet Shoemaker - Levy 9와 했던 것처럼, 들어오는 혜성들을 잡아들이고 목성과 충돌을 야기시키는 일종의 장벽 역할을 하는 목성의 중력에 의한 당김 때문일지도 모른다. 조석현상 [ 편집 ] 태양에 가깝게 보이는 대부분의 혜성들은 은하계에 의해 발휘된 조석력에 의해 오르트 구름이 중력적인 왜곡을 받아 그들의 현재 위치에 도달했다고 믿어진다. 마치 달의 조석력이 지구의 바다의 조수를 상승시키거나 떨어뜨리면서 지구의 바다를 구부리거나 변형시키는 것처럼, 은하의 거대한 조석력 또한 태양계 외부에 있는 혜성의 궤도를 은하의 중심 쪽으로 당기면서 그들을 구부리거나 왜곡시킨다. 태양계의 알려진 지역에서, 이러한 효과는 태양의 중력작용에 비교하면 무시해도 좋을 정도이다. 그러나 태양계에서 바깥쪽으로 나갈수록, 태양의 중력은 더 약하고, 은하수의 중력장
는 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 [ 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 공급해
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, 태양에 상대적으로 더 강하게 묶여있는 Hills cloud는 아직 구형의 모형을 얻지 못했다. 최근의 연구들은 오르트 구름의 형성은 태양계가 200 - 400개의 별들 집단의 한 부분으로 형성되었다는 가정들과 모순되지 않는다는 것을 보여준다. 그 집단 안에서 훨씬 더 빈번히 섭동을 일으킬, 가까운 별의 변천의 수가 오늘날보다 훨씬 많기 때문에, 이러한 초기 별들은 오르트 구름의 형성에 큰 역할을 할 것이다. 혜성 [ 편집 ] 혜성들은 태양계의 기원에서 두 개의 다른 포인트가 있다고 믿어진다. 단주기 혜성들 ( 궤도가 약 200년까지인 혜성 ) 은 태양으로부터 약 30AU에 있는 해왕성의 궤도를 넘어 100AU 넘어서 까지 확장되는 얼음 파편의 flat discs로 연결되어 있는, 카이퍼 대
200년까지인 혜성 ) 은 태양으로부터 약 30AU에 있는 해왕성의 궤도를 넘어 100AU 넘어서 까지 확장되는 얼음 파편의 flat discs로 연결되어 있는, 카이퍼 대 ( [UNK] ) 나 흐트러진 원반모형으로부터 나타났다고 일반적으로 받아들여진다. Hale - Bopp 혜성과 같이 궤도가 수 천 년 동안 지속되는 장주기 혜성들은 오르트 구름에서 유래되었다고 생각된다. 카이퍼 대에 있는 궤도들은 상대적으로 안정하다. 그래서 아주 극소수의 혜성만이 그곳에서 유래되었다고 믿어진다. 그러나 흐트러진 원반모형은 역동적으로 움직이므로 혜성의 기원이었을 장소로 더 적합하다고 추측된다. [ 9 ] 혜성들은 센타우루스자리라고 알려져 있는 혜성이 되면서, 흐트러진 원반모형으로부터 중심권 외부 행성의 영역으로 지나간다. 이러한 센타우루스자리는 단주기 혜성이 되기 위해 더 안쪽으로 보내진다. 단주기 혜성에 두 개의 주된 다양성이 있다. : 목성과 ( [UNK] ) 혜성들과 [UNK] ( [UNK] ) 혜성들. 그들의 표준인 [UNK] 혜성의 이름을 따서 지은 [UNK] ( [UNK] ) 혜성들은 그들이 단주기 혜성임에도 불구하고 그들의 궁극적인 기원은 흐트러진 원반모형이 아니라
흐트러졌을 수도 있다. 그들은 지나가는 작은 별들로부터 점령되었을지도 모른다. 이러한 별들의 분열과 " lift " 가설은 관찰과 더불어 대부분을 동의하는 것처럼 보인다. [ 4 ] 일부 천문학자들은 90377 Sedna, 2000 CR105이 중심 오르트 구름보다는 " 확장된 흐트러진 원반 모형 " 에 속한다고 언급하는 것을 선호한다. 같이 보기 [ 편집 ] 태양계 카이퍼 대 산란 분포대 세드나 출처 [ 편집 ] ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 차 카 타 파 Alessandro Morbidelli ( 2006 ). " Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs ". arXiv : astro - ph / 0512256 [ astro - ph ]. arXiv 인용에서 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ " NASA Solar System Exploration ". " Oort Cloud ". 2008년 10월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2008년 12월 2일에 확인함. ↑ 가 나 다 라 V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey ( 2007 ). " The fundamental role of the Oort Cl
어 소모의 속도가 공급을 따라잡기 시작함에 따라, 오르트 구름의 질량이 형성된 후 약 8억년 부근에서 가장 컸을 것이라고 암시한다. [ 1 ] Julio [UNK] Fernndez의 모형은, 태양계 안의 주기적인 혜성의 주된 원천이었던 흐트러진 원반 모형이, 또한 오르트 구름의 물체에도 주요한 원천이었을 지도 모른다고 제안한다. 그 모형에 따르면, 그 물체들의 약 절반은 오르트 구름 쪽인 외부 방향으로 흩어진 이동을 하였고, 반면에 1 / 4은 목성 궤도 안쪽으로 이동하였고, 나머지 1 / 4은 과장된 궤도로 밀쳐졌다. 흐트러진 원반 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
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.