Nube de Oort

A Nube de Oort, nomeada polo astrónomo neerlandés Jan Oort e en ocasións chamada a Nube de Öpik–Oort, é unha nube teórica que estaría predominantemente composta de planetesimais volátiles que arrodearía ó Sol a unha distancia de entre as 2 000 e as 200 000 UA. A súa existencia postulouna por primeira vez o astrónomo estoniano Ernst Öpik no ano 1932. Divídese en dúas rexións: unha Nube interior de Oort en forma de disco coñecida como Nube de Hills, e unha Nube de Oort exterior esférica. Ámbalas dúas rexións atoparíanse máis aló da heliosfera, no espazo interestelar. En comparación, o Cinto de Kuiper e o disco disperso, os outros dous depósitos de obxectos transneptunianos, atópanse a menos dunha milésima parte de distancia do Sol que a Nube de Oort.

O límite exterior da Nube de Oort define o límite cosmográfico do Sistema Solar e a extensión da esfera de Hill do Sol. A Nube exterior de Oort tería unha débil ligazón co Sistema Solar, e veríase doadamente afectada polo pulo gravitacional de estrelas próximas e da propia Vía Láctea. Estas forzas serían as que ocasionalmente extraerían cometas das súas orbitas dentro da nube, enviándoos cara ao Sistema Solar interior. Baseándose nas súas órbitas, a maioría dos cometas de período curto procederían do disco disperso, máis algúns destes poderían ter a súa orixe na Nube de Oort.

Os astrónomos conxecturaron que a materia que compoñería a Nube de Oort estaría formada preto do Sol e posteriormente quedaría espallada lonxe no espazo por mor dos efectos gravitacionais dos planetas xigantes nos comezos da evolución do Sistema Solar. Malia que non se realizaron observacións directas confirmadas da Nube de Oort, considérase que esta podería ser a fonte dos cometas de período longo e de tipo Halley que se adentran no Sistema Solar, así como de moitos dos cometas centauros e da familia de Xúpiter.

 Hipótese 
Existen dúas clases principais de cometas: os de período curto (tamén chamados cometas elípticos) e os de período longo (tamén chamados cometas case isotrópicos). Os cometas elípticos teñen órbitas relativamente pequenas, de menos de 10 UA, e seguen o plano da eclíptica, o mesmo no que se atopan os planetas. Tódolos cometas de período longo teñen órbitas moi grandes, da orde de miles de UA, e preséntanse en tódalas direccións do espazo.

A. O. Leuschner suxeriu en 1907 que moitos cometas dos que se cría que tiñan órbitas parabólicas, e que polo tanto pasarían unha única vez polo Sistema Solar, realmente tiñan órbitas elípticas e retornarían tras longos períodos de tempo. En 1932 o astrónomo estoniano Ernst Öpik postulou que os cometas de período longo tiñan a súa orixe nunha nube orbital no límite máis exterior do Sistema Solar. O astrónomo holandés Jan Oort reviviu esta idea de forma independente no ano 1950 como método para resolver un paradoxo:
 Durante o curso da existencia do Sistema Solar, as órbitas dos cometas son inestables e eventualmente a dinámica dita que un cometa debe ou ben colidir co Sol ou cun planeta, ou ben ser expulsado do Sistema Solar por mor das perturbacións planetarias.
 Ademais, a súa composición volátil implica que segundo se achegan repetidamente ó Sol, a radiación elimina gradualmente os volátiles ata que o cometa se divide ou desenvolve unha codia illante que prevén a súa desgasificación.

Partindo disto Oort razoou que un cometa non podería terse formado mentres estaba na súa propia órbita, e debía terse mantido nun depósito exterior no que tería permanecido durante case toda a súa existencia. Oort indicou que había un pico no número de cometas de longo período observados con afelios de aproximadamente 20 000 UA, o que suxería a existencia dun depósito a esta distancia cunha distribución esférica e isotrópica. Estes cometas relativamente raros con órbitas dunhas 10 000 UA terían pasado probablemente a través dunha ou máis órbitas do Sistema Solar, e as súas órbitas estaríanse movendo cara ao interior por mor da gravidade dos planetas.

 Estrutura e composición 

A Nube de Oort ocuparía un grande espazo comezando entre as 2 000 e 5 000 UA do Sol e chegando ata as 50 000 UA do mesmo. Algunhas estimacións sitúan o seu límite exterior entre as 100 000 e as 200 000 UA. Esta rexión subdivídese nunha Nube de Oort esférica exterior de entre 20 000 e 50 000 UA, e unha Nube de Oort interior con forma de toro de entre 2 000 e 20 000 UA. A nube exterior só estaría ligada de forma débil ó Sol e sería fonte de cometas de longo período para a órbita interior de Neptuno. A nube interior tamén se coñece como Nube de Hills, nomeada por Jack G. Hills, quen propuxo a súa existencia en 1981. Os modelos predín que a nube interior debería ter decenas ou centos de veces máis núcleos de cometas que o halo exterior, e sería unha posible fonte de novos cometas para a nube exterior segundo se van reducindo os desta. A Nube de Hills explica a existencia continua da Nube de Oort tras miles de millóns de anos.

A Nube exterior de Oort podería conter billóns de obxectos de máis de entre 1 e 2 km de diámetro, e miles de millóns de obxectos con magnitudes absolutas máis brillantes ca 11 (correspondéndose a aproximadamente uns 20 km de diámetro), con obxectos veciños a decenas de millóns de quilómetros de distancia. Descoñécese a súa masa total, mais asumindo que o cometa Halley é un prototipo axeitado para os cometas da Nube exterior de Oort, a súa masa combinada sería de aproximadamente 325 kg, ou de forma equivalente, unhas cinco veces a masa da Terra. 
Inicialmente críase que sería máis masiva, chegando ata 380 veces a masa da Terra, mais a mellora no coñecemento da distribución de tamaños nos cometas de período longo deu lugar a estimacións máis baixas.

Considerando que a análise de cometas é representativa do conxunto, a gran maioría dos obxectos da Nube de Oort estarían compostos de volátiles como auga, metano, etano, monóxido de carbono e cianuro de hidróxeno. Porén, o descubrimento do obxecto , cunha aparencia consistente coa dun asteroide tipo D nunha órbita típica dun cometa de período longo, deu lugar á unha investigación teórica que suxire que a poboación da Nube de Oort está composta de aproximadamente entre o 1% e o 2% de asteroides. A análise das proporcións de isótopos de carbono e hidróxeno tanto nos cometas de período longo coma nos da familia Xúpiter demostra poucas diferenzas entre os dous tipos, malia a presunta grande separación entre as dúas rexións de orixe. Isto suxire que ámbolos dous tipos teñen a súa orixe na mesma nube protosolar orixinal, conclusión apoiada tamén polos estudos de tamaño granular nos cometas da Nube de Oort e polo estudo de impacto do cometa Tempel 1 da familia Xúpiter.

 Orixe 
Crese que a Nube de Oort sería un remanente do disco protoplanetario orixinal que se formou ó redor do Sol hai aproximadamente 4 600 millóns de anos. A hipótese de maior aceptación indica que os obxectos da Nube de Oort fusionáronse moito máis preto do Sol como parte do mesmo proceso que formou os planetas e os planetas menores, pero as interaccións gravitacionais con xigantes gasosos como Xúpiter expulsaron ós obxectos cara a órbitas elípticas ou parabólicas extremadamente amplas. A NASA citou unha investigación máis recente na que se presenta a hipótese de que os obxectos máis grandes da Nube de Oort son produto dun intercambio de materiais entre o Sol e as súas estrelas irmás durante a súa formación e separación, e suxeriuse que moitos destes obxectos non se formaron nas proximidades do Sol. As simulacións da evolución da Nube de Oort dende os comezos da formación do Sistema Solar suxiren que a masa da nube acadou o seu máximo ó redor duns 800 millóns de anos trala súa formación, momento no que a velocidade de acrecentamento e colisión se reduciu e o esgotamento comezou a ser maior que a subministración.

Os modelos presentados en 2004 por Julio Ángel Fernández suxiren que o disco disperso, a principal fonte de cometas periódicos no Sistema Solar, podería ser tamén a fonte principal dos obxectos da Nube de Oort. Segundo estes modelos, ó redor da metade dos obxectos espallados viaxan cara á fora do Sistema Solar en dirección da Nube de Oort, un cuarto deles mudan a traxectoria cara ó interior, cara á órbita de Xúpiter, e os obxectos restantes son expulsados seguindo órbitas hiperbólicas. Esta hipótese indica que o disco disperso aínda estaría fornecendo material á Nube de Oort. Segundo Davies e Barrera, un terzo da poboación de obxectos do disco disperso acabará probablemente na Nube de Oort pasados uns 2 500 millóns de anos.

Outros modelos matemáticos suxiren que as colisións de restos de cometas durante o período de formación tiveron un papel máis importante. Segundo estes modelos, o número de colisións temperás na historia do Sistema Solar foi moi elevado, provocando que a maioría de cometas quedasen destruídos antes de chegar á Nube de Oort. Por mor disto a masa acumulativa da Nube de Oort sería moito menor do que se estimou inicialmente. A masa estimada da nube sería de tan só unha pequena parte do material expulsado, de entre 50 e 100 veces a masa da Terra.

A interacción gravitacional coas estrelas próximas e o efecto das mareas galácticas modificaron as órbitas dos cometas facéndoas máis circulares, o que explica a forma esférica atribuída á Nube exterior de Oort. Por outra banda, a Nube de Hills, ligada de forma máis forte ó Sol, non adquiriu esta forma esférica. Os estudos máis recentes indican que a formación da Nube de Oort é compatible coa hipótese de que o Sistema Solar se formou como parte dun cúmulo estelar incrustado formado por entre 200 e 400 estrelas. Estas estrelas temperás tiveron probablemente un papel na formación da nube, xa que o número de camiños estelares próximos dentro do cúmulo sería moito maior que o actual, dando lugar a perturbacións máis frecuentes.

En xuño de 2010, Harold F. Levison suxeriu, baseándose en simulacións por computadora melloradas, que o Sol capturou cometas doutras estrelas mentres se atopaba no seu cúmulo de nacemento. Os resultados obtidos con estas simulacións implicarían que unha importante fracción dos cometas da Nube de Oort, que podería exceder o 90% dos mesmos, terían a súa orixe nos discos protoplanetarios doutras estrelas.

 Cometas 
Considérase que os cometas teñen dous puntos de orixe separados no Sistema Solar. Os cometas de período curto (aqueles con órbitas de ata 200 anos) terían a súa orixe ou ben no cinto de Kuiper ou ben no disco disperso, que se sitúan máis aló da órbita de Neptuno a 30 UA e esténdense conxuntamente ata máis de 100 UA do Sol. Os cometas de período longo, como o cometa Hale–Bopp, con órbitas de miles de anos, terían a súa orixe na Nube de Oort.

Existen dúas variedades principais de cometas de período curto: os cometas da familia de Xúpiter con semieixos maiores de menos de 5 UA, e os cometas da familia Halley. Estes últimos, nomeados polo seu prototipo o cometa Halley, son pouco habituais xa que malia ser cometas de período curto, as hipóteses indican que a súa orixe estaría dentro da Nube de Oort e non no disco disperso. Baseándose nas súas órbitas, considérase que estes cometas foron inicialmente cometas de período longo capturados pola gravidade dos planetas xigantes e enviados cara ó interior do Sistema Solar. Este proceso puido crear tamén as órbitas presentes dunha fracción significativa dos cometas da familia de Xúpiter, malia que se considera que a maioría destes cometas orixináronse no disco disperso.

Oort indicou que o número de comentas que retornaban era moito menor do que predicía o seu modelo, un feito coñecido como "esvaecemento de cometas" que non está resolto. Non se coñecen procesos dinámicos que expliquen o menor número de cometas observados en comparación coa estimación de Oort. As hipóteses existentes para explicar esta discrepancia inclúen a posible destrución dos cometas por mor do estrés das mareas, os impactos ou o quecemento, a perda de tódolos volátiles do cometa provocando que se volvan invisibles, ou a formación dun manto non volátil na superficie dos mesmos. Os estudos dinámicos dos hipotéticos cometas da Nube de Oort estimaron que a súa ocorrencia na rexión dos planetas exteriores sería varias veces maior que na rexión de planetas interiores. Esta discrepancia podería deberse á atracción gravitacional de Xúpiter, que actuaría en forma de barreira atrapando os cometas e provocando a súa colisión, como sucedeu co cometa Shoemaker–Levy 9 en 1994.

 Efectos de marea 

É posible que a maioría dos cometas divisados preto do Sol puidesen chegar ás súas posicións debido a unha perturbación gravitacional da Nube de Oort provocada pola forza de marea exercida pola propia Vía Láctea. A marea galáctica distorsiona as órbitas dos corpos presentes na parte máis exterior do Sistema Solar. Nas rexións xa trazadas do Sistema Solar, estes efectos son insignificantes en comparación coa gravidade do propio Sol, pero nas rexións máis exteriores do sistema a gravidade do Sol é máis débil e o gradiente do campo gravitacional da Vía Láctea ten efectos máis notables. As forzas de marea galáctica estiran a nube ó longo dun eixo dirixido cara ó centro da galaxia e comprímeno ó longo dos outros dous eixos. Estas pequenas perturbacións poden alterar as órbitas dentro da Nube de Oort facendo que os obxectos se acheguen máis ó Sol. O punto no que a gravidade do Sol cede a súa influencia á marea galáctica denomínase o radio de truncado de marea. Este sitúase a un radio de entre 100 000 e 200 000 UA, e marca o límite exterior da Nube de Oort.

Algúns investigadores postularon a teoría de que a marea galáctica puido contribuír á formación da Nube de Oort incrementando o perihelio dos planetesimais con grandes afelios. Os efectos da marea galáctica son complexos e dependen en gran medida do comportamento dos obxectos individuais dentro dun sistema planetario. Porén, de forma acumulativa o seu efecto pode chegar a ser significativo, e ata un 90% de tódolos cometas con orixe na Nube de Oort poderían ser resultado da marea galáctica. Os modelos estatísticos das órbitas observadas de cometas de período longo indican que a marea galáctica sería a principal causante de perturbacións das súas órbitas cara ó interior do Sistema Solar.

 Perturbacións estelares e hipóteses de compañeiros estelares 
Á marxe da marea galáctica, crese que a principal causa de que os cometas cheguen ó interior do Sistema Solar é a interacción entre a Nube de Oort e os campos gravitacionais de estrelas próximas ou de nubes moleculares xigantes. A órbita do Sol a través do plano da Vía Láctea en ocasións provoca que se achegue a unha distancia relativamente próxima doutros sistemas estelares. Segundo as hipóteses máis aceptadas hai uns 70 000 anos a estrela de Scholz podería ter atravesado a Nube exterior de Oort, aínda que a súa pequena masa e relativa alta velocidade tería limitado o seu efecto. Durante os seguintes 10 millóns de anos a estrela coñecida con maior posibilidade de perturbar a Nube de Oort é Gliese 710. Este proceso podería espallar os obxectos da nube cara a fóra do plano eclíptico, o que potencialmente podería explicar a súa distribución esférica.

En 1984 o físico Richard A. Muller postulou que o Sol ten un compañeiro non detectado ata o de agora, ben unha anana marrón ou unha anana vermella, nunha órbita elíptica dentro da Nube de Oort. Este hipotético obxecto, coñecido como Némesis, atravesaría unha porción da Nube de Oort aproximadamente cada 26 millóns de anos, bombardeando de cometas o Sistema Solar interior. Porén, non se atoparon evidencias da existencia de Némesis, e hai numerosas liñas de evidencias que puxeron en dúbida a súa existencia.

Unha hipótese semellante avanzouna o astrónomo John J. Matese da Universidade de Luisiana en Lafayette no ano 2002. Segundo Matese, habería máis cometas chegando ó interior do Sistema Solar procedentes dunha rexión particular da postulada Nube de Oort do que pode explicar a marea galáctica e as perturbacións estelares, e a causa máis probable disto sería a existencia dun obxecto de masa semellante á de Xúpiter presente nunha órbita distante. Este hipotético xigante gasoso recibiu o nome de Tyche. A misión WISE, un proxecto de exploración astronómica usando medidas de paralaxe para clarificar as distancias estelares locais, tería a capacidade de probar ou refutar a hipótese de Tyche. En 2014 a NASA anunciou que esta misión descartou a existencia de calquera tipo de obxecto que coincidise con esta definición.

 Exploración 
As sondas espaciais lanzadas dende a Terra non alcanzaron a zona da Nube de Oort. A sonda Voyager 1, a máis rápida e que chegou máis lonxe das sondas espaciais interplanetarias viaxando cara a fóra do Sistema Solar, alcanzará á Nube de Oort aproximadamente no ano 2300, e levaríalle uns 30 000 anos atravesala. Porén, cara ó ano 2025 os xeradores termoeléctricos de radioisótopos do Voyager 1 xa non poderán fornecer de enerxía suficiente á sonda para operar os seus instrumentos científicos, o que impedirá calquera tipo de exploración por medio desta sonda. O resto de sondas que se atopan actualmente saíndo do Sistema Solar xa non están funcionais ou estímase que non o estean cando cheguen á Nube de Oort. Nos anos 1980 deseñouse un concepto para unha sonda que chegaría ás 1 000 UA en 50 anos, denominada TAU, e entre as súas misións estaría a de investigar a existencia da Nube de Oort.

En 2014 propúxose unha misión de observación para detectar os obxectos na Nube de Oort e no cinto de Kuiper, denominada "Misión Whipple". Esta observaría as estrelas distantes cun fotómetro, procurando tránsitos de ata 10 000 UA de distancia.

 Notas 

Referencias

Categoría:Sistema solar
Oort
Categoría:Artigos destacados