ჰილზის ღრუბელი

ჰილზის ღრუბელი (, ასევე ცნობილია, როგორც შიდა ოორტის ღრუბელი და შიდა ღრუბელი) — თეორიულად უზარმაზარი ვარსკვლავთშორისი დისკო, რომელიც მდებარეობს ოორტის ღრუბლის შიგნით, რომელიც დაახლოებით შეესაბამება მზის ეკლიპტიკის სიბრტყეს. მისი გარე საზღვარი მდებარეობს მზიდან დაახლოებით 20,000-დან 30,000 ასტრონომიულ ერთეულამდე (ა.ე.) დაშორებით, ხოლო შიდა საზღვარი, ნაკლებადაა განსაზღვრული, ჰიპოთეტურად მდებარეობს 250–1500 ა.ე.-ზე, პლანეტარული და კოიპერის სარტყლის ობიექტების ორბიტებს მიღმა — თუმცა მანძილები შეიძლება გაცილებით დიდი იყოს. ჰილზის ღრუბელი თუ იგი მართლაც არსებობს, სავარაუდოდ, შეიცავს დაახლოებით 5-ჯერ მეტ კომეტას, ვიდრე ოორტის ღრუბელი. სახელი ეწოდა ამერიკელი მეცნიერისა და ვარსკვლავური დინამიკის თეორეტიკოსის, ჯეკ ჰილზის პატივსაცემად.

მიმოხილვა
ჰილზის ღრუბლის ჰიპოთეზის საჭიროება მჭიდრო კავშირშია ოორტის ღრუბლის დინამიკასთან: ოორტის ღრუბლის კომეტები მუდმივად განიცდიან რყევებს გარემოში. მათი უმნიშვნელო ნაწილი ტოვებს მზის სისტემას ან ეშვება შიდა სისტემაში, სადაც ისინი ორთქლდებიან, ცვივა მზეზე, ეჯახებიან ან გამოიტყორცნებიან გიგანტური პლანეტების მიერ. ამრიგად, ოორტის ღრუბელი დიდი ხნის წინ უნდა ყოფილიყო გამოფიტული, მაგრამ ის კვლავ კარგად მარაგდება კომეტებით.

ჰილზის ღრუბლის ჰიპოთეზა ოორტის ღრუბლის მდგრადობას განიხილავს მჭიდროდ დასახლებული, შიდა ოორტის რეგიონის — „ჰილზის ღრუბლის“ პოსტულირებით. ჰილზის ღრუბლიდან გამოტყორცნილი ობიექტები, სავარაუდოდ, კლასიკურ ოორტის ღრუბლის რეგიონში აღმოჩნდებიან, რაც ოორტის ღრუბლის არსებობას ანარჩუნებს. სავარაუდოა, რომ ჰილზის ღრუბელს მთელ მზის სისტემაში კომეტების ყველაზე დიდი კონცენტრაცია აქვს.

ჰილზის ღრუბლის არსებობა დასაშვებია, რადგან იქ უკვე ბევრი სხეულია ნაპოვნი. ის ოორტის ღრუბელზე უფრო მკვრივი უნდა იყოს. უახლოეს ვარსკვლავებთან გრავიტაციულმა ურთიერთქმედებამ და გალაქტიკიდან მოქცევითმა ეფექტებმა ოორტის ღრუბელში არსებულ კომეტებს წრიული ორბიტები მისცა, რაც შესაძლოა ჰილზის ღრუბელში არსებულ კომეტებს არ შეესაბამებოდეს. ჰილზის ღრუბლის სრული მასა უცნობია; ზოგიერთი მეცნიერი ფიქრობს, რომ ის გარე ოორტის ღრუბელზე ბევრად მასიური უნდა იყოს.

ისტორია
ოორტის ღრუბლის ორიგინალური მოდელი
1932-1981 წლებში ასტრონომები თვლიდნენ, რომ ერნსტ იოპიკისა და იან ოორტის მიერ შემოთავაზებული ოორტის ღრუბელი და კოიპერის სარტყელი მზის სისტემაში კომეტების ერთადერთი მარაგი იყო.

1932 წელს ესტონელმა ასტრონომმა ერნსტ იოპიკმა წამოაყენა ჰიპოთეზა, რომ კომეტები მზის სისტემის გარე საზღვრის გარშემო მოძრავ ღრუბელში იყო ფესვგადგმული. 1950 წელს ეს იდეა დამოუკიდებლად აღადგინა ჰოლანდიელმა ასტრონომმა იან ოორტმა, რათა აეხსნა აშკარა წინააღმდეგობა: კომეტები ნადგურდებიან მზის სისტემის შიდა ნაწილში რამდენიმე გავლის შემდეგ, ამიტომ თუ რომელიმე მათგანი რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში (მზის სისტემის დაარსებიდან) არსებობდა, ახლა მათი დაკვირვება შეუძლებელია.

ოორტმა თავისი კვლევისთვის 46 კომეტა შეარჩია, რომლებიც საუკეთესოდ 1850-დან 1952 წლამდე პერიოდში დაფიქსირდა. ნახევარღერძების შებრუნებული სიდიდის განაწილებამ აჩვენა მაქსიმალური სიხშირე, რაც მიანიშნებდა კომეტების რეზერვუარის არსებობაზე 40,000-დან 150,000 ასტრონომიული ერთეულის (0.6 და 2.4 ლ) მანძილზე. ეს რეზერვუარი, რომელიც მზის გავლენის სფეროს საზღვრებში მდებარეობს, ვარსკვლავური დარღვევების ქვეშ იქნებოდა, რაც, სავარაუდოდ, ღრუბლისებრ კომეტებს გარეთ გამოდევნიდა ან შიგნით გადაიყვანდა.

ახალი მოდელი
1980-იან წლებში ასტრონომებმა გააცნობიერეს, რომ მთავარ ღრუბელს შეიძლება ჰქონდეს შიდა სექცია, რომელიც დაიწყება მზიდან დაახლოებით 3000 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით და გაგრძელდება კლასიკურ ღრუბელამდე 20000 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით. უმეტესი შეფასებით, ჰილზის ღრუბლის პოპულაცია დაახლოებით 20 ტრილიონს შეადგენს (დაახლოებით ხუთიდან ათჯერ მეტს, ვიდრე გარე ღრუბლის), თუმცა ეს რიცხვი შეიძლება ათჯერ მეტი იყოს ამაზე.

„შიდა ღრუბლის“ მთავარი მოდელი 1981 წელს შემოგვთავაზა ლოს-ალამოსის ლაბორატორიის ასტრონომმა ჯეკ ჰილზმა, რომელმაც რეგიონს სახელი დაარქვა. მან გამოთვალა, რომ მზის სისტემასთან ახლოს ვარსკვლავის გავლას შეეძლო გამოეწვია „კომეტების წვიმა“, რითაც დედამიწაზე გადაშენებები გამოეწვია.

მისმა კვლევამ აჩვენა, რომ ღრუბლის კომეტების უმეტესობის ორბიტას აქვს 10000 ასტრონომიული ერთეულის ნახევარღერძი, რაც მზესთან გაცილებით ახლოსაა, ვიდრე ოორტის ღრუბლის შემოთავაზებული მანძილი. გარდა ამისა, მიმდებარე ვარსკვლავებისა და გალაქტიკური მოქცევის გავლენამ ოორტის ღრუბლის კომეტები ან მზესთან უფრო ახლოს უნდა მიიყვანოს, ან მზის სისტემის გარეთ. ამ საკითხების ასახსნელად, ჰილზმა წამოაყენა შიდა ღრუბლის არსებობა, რომელსაც გარე ჰალოზე ათობით ან ასჯერ მეტი კომეტის ბირთვი ექნებოდა. ამრიგად, ეს იქნებოდა ახალი კომეტების შესაძლო წყარო, რათა მყიფე გარე ღრუბელი მომარაგებულიყო.

შემდეგ წლებში სხვა ასტრონომებმა ჰილზის ღრუბელი ეძებეს და შეისწავლეს გრძელპერიოდიანი კომეტები. ეს იყო სიდნი ვან დენ ბერგისა და მარკ ე. ბეილის შემთხვევა, რომლებმაც ჰილზის ღრუბლის სტრუქტურა შესაბამისად 1982 და 1983 წლებში გამოთქვეს. 1986 წელს ბეილიმ განაცხადა, რომ მზის სისტემაში კომეტების უმეტესობა არა ოორტის ღრუბლის არეალში, არამედ უფრო ახლოს და შიდა ღრუბელში მდებარეობდა, ორბიტით, რომლის ნახევარღერძი 5000 ასტრონომიული ერთეულია. კვლევა კიდევ უფრო გაფართოვდა ვიქტორ კლუბისა და ბილ ნეიპერის (1987) და რ. ბ. სტოტერსის (1988) კვლევებით.

თუმცა, ჰილზის ღრუბელმა დიდი ინტერესი გამოიწვია 1991 წელს, როდესაც მეცნიერებმა განაახლეს ჰილზის თეორია.

მახასიათებლები
სტრუქტურა და შემადგენლობა
ოორტის ღრუბლის კომეტები მუდმივად შეშფოთებულნი არიან გარემოთი და შორეული ობიექტებით. მათი მნიშვნელოვანი რაოდენობა ან ტოვებს მზის სისტემას, ან მზესთან გაცილებით ახლოს მიდის. ამიტომ, ოორტის ღრუბელი დიდი ხნის წინ უნდა დაშლილიყო, მაგრამ ის მაინც ხელუხლებელი რჩება. ჰილზის ღრუბლის შესახებ წინადადება შეიძლება ახსნას იძლეოდეს; ჯ. გ. ჰილზი და სხვა მეცნიერები ვარაუდობენ, რომ მას შეუძლია შეავსოს კომეტები გარე ოორტის ღრუბელში.

ასევე სავარაუდოა, რომ ჰილზის ღრუბელი მზის სისტემაში კომეტების უდიდესი კონცენტრაციაა. ჰილზის ღრუბელი გაცილებით მკვრივი უნდა იყოს, ვიდრე გარე ოორტის ღრუბელი: თუ ის არსებობს, მისი ზომა სადღაც 5000-დან 20000 ასტრონომიულ ერთეულამდეა. ამის საპირისპიროდ, ოორტის ღრუბელი 20000-დან 50000 ასტრონომიულ ერთეულამდეა (0.3 და 0.8 ლიტრი).

ჰილზის ღრუბლის მასა უცნობია. ზოგიერთი მეცნიერი თვლის, რომ ის შეიძლება ხუთჯერ უფრო მასიური იყოს, ვიდრე ოორტის ღრუბელი. მარკ ე. ბეილი ჰილზის ღრუბლის მასას დედამიწის მასის 13.8-ად აფასებს, თუ სხეულების უმეტესობა 10,000 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსშია განლაგებული.

თუ კომეტების ანალიზი მთლიანი მასის წარმომადგენელია, ჰილზის ღრუბლის ობიექტების დიდი უმრავლესობა სხვადასხვა ყინულისგან შედგება, როგორიცაა წყალი, მეთანი, ეთანი, ნახშირბადის მონოქსიდი და წყალბადის ციანიდი. თუმცა, ობიექტი 1996 -ის აღმოჩენა, ასტეროიდი ხანგრძლივი პერიოდის კომეტის ტიპურ ორბიტაზე, მიუთითებს, რომ ღრუბელი შეიძლება ასევე შეიცავდეს კლდოვან ობიექტებს.

ნახშირბადის ანალიზი და აზოტის იზოტოპური თანაფარდობა, პირველ რიგში ოორტის ღრუბლის ოჯახების კომეტებში და მეორეში იუპიტერის არეალის სხეულში, მცირე განსხვავებას აჩვენებს ორს შორის, მათი მკვეთრად დაშორებული არეალის მიუხედავად. ეს იმაზე მიუთითებს, რომ ორივე პროტოპლანეტარული დისკიდან მოდის, დასკვნა, რომელსაც ასევე ადასტურებს კომეტის ღრუბლის ზომების კვლევები და კომეტა ტემპელ 1-ის ბოლოდროინდელი შეჯახების კვლევა.

ფორმირება
ბევრი მეცნიერი ფიქრობს, რომ ჰილზის ღრუბელი მზის სისტემის პირველი 800 მილიონი წლის განმავლობაში მზესა და სხვა ვარსკვლავს შორის ახლო (800 ასტრონომიული ერთეული) შეჯახების შედეგად წარმოიქმნა, რაც შეიძლება ხსნიდეს (90377) სედნას ექსცენტრიულ ორბიტას, რომელიც არ უნდა იყოს იქ, სადაც არის, რადგან მასზე არც იუპიტერის და არც ნეპტუნის გავლენა და არც მოქცევითი ეფექტები არ მოქმედებს. ამ შემთხვევაში შესაძლებელია, რომ ჰილზის ღრუბელი ოორტის ღრუბელზე „ახალგაზრდა“ იყოს. თუმცა, მხოლოდ სედნა და ორი სხვა სედნოიდი ( და (541132) ) ატარებენ ამ უსწორმასწორობებს; და -ისთვის ეს თეორია აუცილებელი არ არის, რადგან ორივე მზის სისტემის გაზის გიგანტებთან ახლოს ბრუნავს.

შესაძლო ბორცვების ღრუბლის ობიექტები
ჰილზის ღრუბელში არსებული სხეულები ძირითადად წყლის ყინულის, მეთანისა და ამიაკისგან შედგება. ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ ბევრი გრძელპერიოდიანი კომეტა ჰილზის ღრუბელიდან წარმოიშვა, მაგალითად, კომეტა ჰიაკუტაკე.

სედნას აღმოჩენის შესახებ სტატიაში მაიკ ბრაუნმა და მისმა კოლეგებმა განაცხადეს, რომ მათ დააკვირდნენ ოორტის ღრუბლის პირველ ობიექტს. მათ დააკვირდნენ, რომ ერისის მსგავსი გაფანტული დისკოს ობიექტებისგან განსხვავებით, სედნას პერიჰელიონი (76 ასტრონომიული ერთეული) ძალიან შორს იყო იმისთვის, რომ ნეპტუნის გრავიტაციულ გავლენას მის ევოლუციაში რაიმე როლი ეთამაშა. ავტორები სედნას „ოორტის ღრუბლის შიდა ობიექტად“ მიიჩნევდნენ, რომელიც ეკლიპტიკის გასწვრივ მდებარეობს და კოიპერის სარტყელსა და ოორტის ღრუბლის უფრო სფერულ ნაწილს შორისაა. თუმცა, სედნა მზესთან გაცილებით ახლოსაა, ვიდრე ჰილზის ღრუბელში არსებული ობიექტებისთვის იყო მოსალოდნელი და მისი დახრილობა პლანეტებისა და კოიპერის სარტყლის დახრილობის მსგავსია.

-ის გარშემო საკმაოდ დიდი საიდუმლოა, მისი რეტროგრადული ორბიტით, რამაც შეიძლება გამოიწვიოს მისი წარმოშობა ჰილზის ღრუბლიდან ან შესაძლოა ოორტის ღრუბლიდან. იგივე ეხება დამოკლოიდებსაც, რომელთა წარმოშობა საეჭვოა, მაგალითად, ამ კატეგორიის სახელობის (5335) დამოკლე.

კომეტები
ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ რამდენიმე კომეტა ჰილზის ღრუბლის იმავე რეგიონიდან მოდის; კერძოდ, ისინი ფოკუსირდებიან იმ კომეტებზე, რომელთა აფელიუმი 1000 ასტრონომიულ ერთეულზე მეტია (რომლებიც, შესაბამისად, კოიპერის სარტყელზე უფრო შორეული რეგიონიდან არიან), მაგრამ 10000 ასტრონომიულ ერთეულზე ნაკლები (ან სხვაგვარად ისინი ძალიან ახლოს იქნებოდნენ გარე ოორტის ღრუბელთან).

ზოგიერთი ცნობილი კომეტა დიდ მანძილებს აღწევს და ჰილზის ღრუბლის ობიექტების კანდიდატია. მაგალითად, კომეტა ლავჯოის, რომელიც 2007 წლის 15 მარტს ავსტრალიელმა ასტრონომმა ტერი ლავჯოიმ აღმოაჩინა, შემავალი აფელიონის მანძილი დაახლოებით 1800 ასტრონომიული ერთეული იყო. კომეტა ჰიაკუტაკე, რომელიც 1996 წელს მოყვარულმა ასტრონომმა იუჯი ჰიაკუტაკემ აღმოაჩინა, 3500 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსშია. მაკნოტის კომეტა, რომელიც 2006 წლის 7 აგვისტოს ავსტრალიაში რობერტ ჰ. მაკნოტის მიერ აღმოაჩინა, ბოლო ათწლეულების ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა კომეტა გახდა, 4100 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსში აფელიონით. კომეტა მახჰოლცი, რომელიც 2004 წლის 27 აგვისტოს მოყვარულმა ასტრონომმა დონალდ მახჰოლცმა აღმოაჩინა, დაახლოებით 5000 ასტრონომიული ერთეულიდან მომდინარეობს.

სედნა
სედნა ჯუჯა პლანეტაა, რომელიც მაიკლ ე. ბრაუნმა, ჩად ტრუხილომ და დევიდ ლ. რაბინოვიცმა 2003 წლის 14 ნოემბერს აღმოაჩინეს. სპექტროსკოპიული გაზომვები აჩვენებს, რომ მისი ზედაპირის შემადგენლობა სხვა ტრანსნეპტუნიური ობიექტების მსგავსია: ის ძირითადად შედგება წყლის ყინულის, მეთანის და აზოტის ნარევისგან თოლინებთან ერთად. მისი ზედაპირი მზის სისტემაში ერთ-ერთი ყველაზე წითელია.

შესაძლოა, ეს იყოს ჰილზის ღრუბლიდან წარმოშობილი ობიექტის პირველი აღმოჩენა, გამოყენებული განმარტებიდან გამომდინარე. ჰილზის ღრუბლის ფართობი განისაზღვრება, როგორც ნებისმიერი ობიექტი, რომლის ორბიტაც 1500-დან 10000 ასტრონომიულ ერთეულამდეა.

თუმცა, სედნა ჰილზის ღრუბლის სავარაუდო მანძილზე გაცილებით ახლოსაა. ჯუჯა პლანეტა, რომელიც მზიდან დაახლოებით 13 მილიარდი კილომეტრის (87 ასტრონომიული ერთეული) მანძილზე აღმოაჩინეს, მზიდან მხოლოდ 76 ასტრონომიული ერთეულზე 11400 წლის ელიფსურ ორბიტაზე მოძრაობს, პერიჰელიონის წერტილით მზიდან მხოლოდ 76 ასტრონომიული ერთეულამდე მისი უახლოესი მიახლოებისას (შემდეგი 2076 წელს მოხდება) და ყველაზე შორეულ წერტილში 936 ასტრონომიულ ერთეულამდე მოძრაობს.

თუმცა, სედნა კოიპერის სარტყლის ობიექტად არ ითვლება, რადგან მისი ორბიტა მას კოიპერის სარტყლის რეგიონში 50 ასტრონომიულ ერთეულზე არ მოჰყავს. სედნა „მოშორებული ობიექტია“ და, შესაბამისად, ნეპტუნთან რეზონანსში არ იმყოფება.

ტრანსნეპტუნური ობიექტი 2014 წლის 26 მარტს გამოცხადდა და მას სედნას მსგავსი ორბიტა აქვს, პერიჰელიონის წერტილით, რომელიც მნიშვნელოვნად არის მოშორებული ნეპტუნს. მისი ორბიტა მზიდან 80-დან 400 ასტრონომიულ ერთეულამდეა დაშორებული.