ოორტის ღრუბელი

ოორტის ღრუბელი, ეპიკ-ოორტის ღრუბელი — პლანეტოშენადედებით დასახლებული სფერული ღრუბელი, რომელიც მზეს გარს აკრავს 2,000-დან 200,000 ასტრონომიულ ერთეულ მანძილზე. 1932 წელს ესტონელმა ასტრონომმა ერნესტ იულიუს ეპიკმა ივარაუდა გრძელპერიოდიანი კომეტების რეზერვუარი, ორბიტალური ღრუბლის სახით მზის სისტემის უკიდურეს კიდეზე, ხოლო 1950 წელს ჰოლანდიელმა ასტრონომმა იან ჰენდრიკ ოორტმა ეს იდეა გააცოცხლა, რათა გადაეჭრა კომეტების წარმოშობის პარადოქსი. სწორედ მის პატივსაცემად დაერქვა ოორტის ღრუბელს სახელი.

ოორტმა ივარაუდა, რომ ამ ღრუბელში არსებული სხეულები ავსებენ და მუდმივად ინარჩუნებენ მზის შიდა სისტემაში შემავალი გრძელპერიოდიანი კომეტების რაოდენობას — რომლებიც საბოლოო ჯამში მზესთან მიახლოებისას ნადგურდებიან.

მიჩნეულია, რომ ღრუბელი მოიცავს ორ რეგიონს: დისკოს ფორმის შიდა ოორტის ღრუბელს, რომელიც მზის ეკლიპტიკასთანაა გასწორებული (ასევე ცნობილი, როგორც ჰილსის ღრუბელი) და სფერულ გარე ოორტის ღრუბელს, რომელიც მთელ მზის სისტემას მოიცავს. ორივე რეგიონი ჰელიოსფეროს მიღმა მდებარეობს და ვარსკვლავთშორის სივრცეშია. ოორტის ღრუბლის ყველაზე შიდა ნაწილი მზიდან ათასჯერ უფრო შორსაა, ვიდრე კოიპერის სარტყელი, გაფანტული დისკო და განცალკევებული ობიექტები — ტრანსნეპტუნური ობიექტების ყველაზე ახლოს მდებარე სამი რეზერვუარი.

ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ მზის სისტემის ევოლუციის ადრეულ ეტაპზე, ოორტის შემადგენელი მატერია წარმოიქმნა მზესთან შედარებით ახლოს, შემდეგ კი შორეულ კოსმოსში გაიფანტა გიგანტური პლანეტების გრავიტაციული ეფექტების გამო. მიუხედევად იმისა, რომ ოორტის ღრუბლლის არსებობის არც ერთი დამადასტურებელი პირდაპირი მტკიცებულება არ არსებობს, მეცნიერთა ვარაუდით, ის არის ყველა გრძელ პერიოდიანი, ჰალეის ტიპის და იუპიტერის ოჯახის კომეტებისა და კენტავრების წყარო, რომლებიც შიდა მზის სისტემაში შემოიჭრება. 

ოორტის ღრუბლის გარე საზღვარი განსაზღვრავს მზის სისტემის კოსმოგრაფიულ საზღვარს. ეს ტერიტორია განისაზღვრება, როგორც მზის ჰილის სფერო და, შესაბამისად, მზისა და გალაქტიკური გრავიტაციული დომინირების საზღვარზე მდებარეობს. გარე ოორტის ღრუბელი სუსტად არის დაკავშირებული მზის სისტემასთან და, აქედან გამომდინარე, ადვილად ზემოქმედებს მასზე სხვა ვარსკვლავებისა და თვითონ „ირმის ნახტომის“ გალაქტიკის გრავიტაციული ეფექტები. ეს ძალები შემთხვევით მოაცილებს ხოლმე კომეტებს თავიანთი ორბიტებიდან და შიდა მზის სისტემის მიმართულებით გზავნის. მოკლე პერიოდიანი კომეტების უმეტესობა შესაძლოა მიმოფანტული დისკოდან მოდიოდეს, თუმცა, ზოგიერთი შესაძლოა მაინც ოორტის ღრუბლიდან წამოვიდეს. ოორტის დისკოში მასალის წრიული ორბიტები დიდწილად ამ გალაქტიკური გრავიტაციული ბრუნვის დამსახურებაა. ამავე მიზეზით, ოორტის სხეულების მოძრაობაში გალაქტიკური ჩარევა ხანდახან კომეტებს ღრუბელში არსებული ორბიტებიდან აშორებს და მათ მზის შიდა სისტემაში აგზავნის. მათი ორბიტების მიხედვით, როგორც ჩანს, მოკლეპერიოდიანი კომეტების უმეტესობა, მაგრამ არა ყველა, ოორტის დისკოდან მოედინება. სხვა მოკლეპერიოდიანი კომეტები შესაძლოა გაცილებით უფრო დიდი სფერული ღრუბლიდანაა წარმოშობილი.

თეორიის განვითარება
XX საუკუნის დასაწყისისთვის ასტრონომებმა კომეტების ორი ძირითადი ტიპი გამოავლინეს: მოკლეპერიოდიანი კომეტები (ცნობილი, როგორც ეკლიპტიკური კომეტები) და გრძელპერიოდიანი კომეტები (ცნობილი, როგორც თითქმის იზოტროპული კომეტები). ეკლიპტურ კომეტებს შედარებით პატარა ორბიტები აქვთ, რომლებიც ეკლიპტიკური სიბრტყის მახლობლად არიან განლაგებული და მზიდან დაახლოებით 50 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით, კოიპერის კლიფზე ძაან შორს არ გვხვდება (ნეპტუნის ორბიტა საშუალოდ დაახლოებით 30 ასტრონომიული ერთეულია და 177P/ბარნარდის აფელიონი დაახლოებით 48 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით მდებარეობს). მეორეს მხრივ, გრძელპერიოდიანი კომეტები მზიდან ათასობით ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით, ძალიან დიდ ორბიტებში მოძრაობენ და იზოტროპულად არიან განაწილებულნი. ეს ნიშნავს, რომ გრძელპერიოდიანი კომეტები ცის ყველა მიმართულებიდან ჩნდებიან, როგორც ეკლიპტიკური სიბრტყის ზემოდან, ასევე ქვემოდანაც.

1907 წელს არმინ ოტო ლოიშნერმა დაამტკიცა, რომ კომეტების ტრაექტორიები დაკვირვების დროსთან იყო დაკავშირებული: მოკლე დრო გულისხმობდა სავარაუდო პარაბოლურ ტრაექტორიებს, ხოლო უფრო ხანგრძლივი დრო გულისხმობდა ელიფსურ ორბიტებს. ლოიშნერმა ივარაუდა, რომ მეტი სტატისტიკური მონაცემი ცხადჰყოფდა, რომ კომეტებს ელიფსური ორბიტები ჰქონდათ და მზის სისტემის მუდმივი წევრები იყვნენ, რომლებიც მზის სისტემის შიდა ნაწილში ბრუნდებოდნენ ხანგრძლივი ინტერვალის შემდეგ, რომლის დროსაც ისინი დედამიწაზე მყოფი დამკვირვებლისათვის უხილავები იყვნენ. 1932 წელს ესტონელმა ასტრონომმა ერნსტ ოპიკმა შემოგვთავაზა გრძელპერიოდიანი კომეტების რეზერვუარი მზის სისტემის უკიდურეს კიდეზე ორბიტალური ღრუბლის სახით. 1950 წელს ჰოლანდიელმა ასტრონომმა იან ოორტმა ეს იდეა გააცოცხლა, რათა გადაეჭრა კომეტების წარმოშობის პარადოქსი. ზოგიერთი შემთხვევა ვერ მოდის თანხვედრაში იმ მოცემულობასთან, რომ გაწელილელიფსური ორბიტები, ყოველთვის გრძელპერიოდიანი კომეტებია:

მილიონობით და მილიარდობით წლის განმავლობაში ოორტის ღრუბლის კომეტების ორბიტები არასტაბილური იყო. ციური დინამიკა კარნახობს, რომ როცა კომეტას გამვლელი ვარსკვლავი გაიტაცებს, მზეს ან პლანეტას შეეჯახება, ან მზის სისტემიდან გამოიტყორცნება პლანეტარული შეშფოთების გამო. 

გარდა ამისა, კომეტების აქროლადი ნივთიერებები, მზესთან განმეორებით დაახლოების გამო, ორთქლდება, სანამ კომეტა არ დაიშლება, ან სანამ მის ზედაპირზე არ წარმოქმნება მყარი ქერქი, რომელიც ხელს უშლის აქროლადი ნივთიერებების შემდგომ გამოყოფას.

ოორტმა დაუშვა, რომ კომეტები, რომელთა ორბიტებიც მზესახლოს გადის, ამას პროტოპლანეტარული დისკოს კონდენსაციის შემდეგ, 4.5 მილიარდ წელზე მეტი ხნის წინ, ვერ შეძლებდნენ. ამრიგად, გრძელპერიოდიანი კომეტები ვერ ჩამოყალიბდებოდნენ იქ სადაც მათ დღეს ვხვდებით, და შესაბამისად მათი წყარო მთელი მათი არსებობის განმავლობაში, რამე გარე რეზერვუარი უნდა ყოფილიყო.

ოორტმა ასევე შეისწავლა გრძელპერიოდიანი კომეტების ეფემერიდების ცხრილები და აღმოაჩინა, რომ არსებობს გრძელპერიოდიანი კომეტების უცნაური კონცენტრაცია, რომელთა მზიდან ყველაზე შორეული დაშორება (მათი აფელიუმი) დაახლოებით 20,000 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით გროვდება. ეს იმაზე მიუთითებს, რომ ამ მანძილზე რეზერვუარი სფერული, იზოტროპული განაწილებით არსებობს. მან ასევე ივარაუდა, რომ შედარებით იშვიათი კომეტები, რომელთა ორბიტები დაახლოებით 10 000 ასტრონომიული ერთეულია, სავარაუდოდ, ერთი ან მეტჯერ გაიარეს მზის სისტემის შიდა ნაწილში და იქ მათი ორბიტები პლანეტების გრავიტაციის გამო შიგნით იყო მიმართული.

სტრუქტურა და შემადგენლობა
ზოგადად ითვლება, რომ ოორტის ღრუბელი, იკავებს უზარმაზარ ტერიტორიას მზიდან 2,000-5,000 ასტრონომიულ ერთეულიდან 100,000-200,000 ასტრონომიულ ერთეულამდე მანძილზე. რეგიონი შეიძლება დაიყოს სფერულ გარე ოორტის ღრუბელად, რომლის რადიუსი დაახლოებით 20,000-50,000 ასტრონომიული ერთეულია და ოორტის შიდა ტოროიდალურ ღრუბელად, რომლის რადიუსი 2,000-20,000 ასტრონომიული ერთეულია.

შიდა ოორტის ღრუბელს ჯეკ ჰილსის პატივსაცემად ზოგჯერ ჰილსის ღრუბელსაც უწოდებენ, რომელმაც მისი არსებობა 1981 წელს ივარაუდა. მოდელები პროგნოზირებენ, რომ შიდა ღრუბელს ათობით ან ასჯერ მეტი კომეტური ბირთვი აქვს, ვიდრე გარე ღრუბელს. ჰილსის ღრუბელი აუცილებელი წინაპირობაა, მილიარდობით წლის განმავლობაში ოორტის ღრუბლის არსებობის ასახსნელად.

რადგანაც ღრუბელი მზისა და გალაქტიკური გრავიტაციის საზღვარზე მდებარეობს, გარე ოორტის ღრუბლის ობიექტები სუსტად არიან დაკავშირებული მზესთან. ეს, თავის მხრივ, საშუალებას აძლევს ახლომდებარე ვარსკვლავებიდან ან თავად ირმის ნახტომიდან წამოსულ მცირე შეშფოთებებს ნეპტუნის ორბიტაში გადაისროლონ გრძელპერიოდიანი (და შესაძლოა ჰალეის ტიპის) კომეტები. წესით ამ პროცესს უნდა გამოეფიტა გარე ოორტის ღრუბელი, თუმცა ეკლიპტიკის ზემოთ ან ქვემოთ მდებარე გრძელპერიოდიანი კომეტები კვლავაც შეინიშნება. ოორტის შიდა (ჰილსის) ღრუბელი ითვლება კომეტების მეორად რეზერვუარად და მყიფე გარე ღრუბლის შევსების წყაროდ, რადგან ამ უკანასკნელში რაოდენობა თანდათან მცირდება შიდა მზის სისტემის დანაკარგების გამო.

გარე ოორტის ღრუბელში 1 კმ-ზე დიდი ზომის ტრილიონობით ობიექტი შეიძლება იყოს, და მილიარდობით 20 კმ დიამეტრის. ეს შეესაბამება 11-ზე მეტ აბსოლუტურ სიდიდეს. ამ ანალიზის მიხედვით, გარე ღრუბელში „მეზობელი“ ობიექტები ერთმანეთისგან 1 ასტრონომიული ერთეულით, ათობით მილიონი კილომეტრითაა დაშორებული. გარე ღრუბლის საერთო მასა უცნობია, მაგრამ იმის გათვალისწინებით, რომ ჰალეის კომეტა გარე ოორტის ღრუბლის შემადგენელია, მათი ჯამური მასა დაახლოებით 3×1025 კგ ანუ დედამიწის ხუთი მასის ტოლი იქნება. ადრე გარე ღრუბელი ორი რიგით უფრო მასიურად მიიჩნეოდა, რომელიც 380 დედამიწის მასას მოიცავდა, მაგრამ ხანგრძლივი პერიოდის კომეტების ზომის განაწილების შესახებ ცოდნის გაუმჯობესებამ უფრო დაბალი შეფასებები მოგვცა. 

თუ ოორტის ღრუბლის კომეტების პირობითად ერთგვაროვანია, მაშინ ობიექტების დიდი უმრავლესობა შედგება ისეთი ყინულებისგან, როგორიცაა წყალი, მეთანი, ეთანი, ნახშირბადის მონოქსიდი და წყალბადის ციანიდი. თუმცა, ობიექტი 1996 PW-ის აღმოჩენამ, რომლის გარეგნობაც შეესაბამებოდა D-ტიპის ასტეროიდს და მოძრაობდა გრძელი პერიოდის კომეტისთვის დამახასიათებელ ორბიტაზე, გამოიწვია ვარაუდი, რომ ოორტის ღრუბლის პოპულაცია დაახლოებით ერთიდან ორ პროცენტამდე ასტეროიდებისგან შედგება. მიუხედავად გრძელპერიოდიანი ორბიტის კომეტებისა და იუპიტერის ოჯახის კომეტების წარმოშობის რეგიონების დისტანციურის სიშორისა, მათში ნახშირბადის და აზოტის იზოტოპების თანაფარდობის განსხვავებება მცირეა. ეს იმაზე მიუთითებს, რომ ორივე წარმოიშვა საერთო პროტოსოლური ღრუბლიდან, იგივე დასტურდება ოორტის ღრუბლის მარცვლოვანი ზომის კომეტისა და იუპიტერის ოჯახის კომეტა ტემპელ 1-ის ბოლოდროინდელი შეჯახების კვლევებით.

წარმომავლობა
ოორტის ღრუბელი, სავარაუდოდ, დაახლოებით 4.6 მილიარდი წლის წინ, პირველყოფილი პროტოპლანეტური დისკოდან პლანეტების ფორმირების შემდეგ განვითარდა. ყველაზე ფართოდ მიღებული ჰიპოთეზა ის არის, რომ ოორტის ღრუბლის ობიექტები თავდაპირველად მზესთან გაცილებით ახლოს შეერთდა იმავე პროცესის ფარგლებში, რამაც პლანეტები და მცირე პლანეტები ჩამოაყალიბა. ფორმირების შემდეგ, ახალგაზრდა გაზის გიგანტებთან, როგორიცაა იუპიტერი, ძლიერმა გრავიტაციულმა ურთიერთქმედებამ ობიექტები უკიდურესად ფართო ელიფსურ ან პარაბოლურ ორბიტებად გაფანტა, რომლებიც შემდგომში გამვლელი ვარსკვლავებისა და გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების შეშფოთებებით შეიცვალა გაზის გიგანტური რეგიონიდან გამოყოფილი ხანგრძლივი პერიოდის ორბიტებად.

NASA-ს ბოლოდროინდელი კვლევის მიხედვით, ოორტის ღრუბლის ობიექტების დიდი რაოდენობა მზესა და მის ახლომდებარე ვარსკვლავებს შორის მასალების გაცვლის პროდუქტია, რომლებიც მათი დაშორებისას ჩამოყალიბდნენ და ვარაუდობენ, რომ ოორტის ღრუბლის ობიექტების უმეტესობა — შესაძლოა უმრავლესობა — მზესთან ახლოს არ ჩამოყალიბებულა. მზის სისტემის დასაბამიდან დღემდე ოორტის ღრუბლის ევოლუციის სიმულაციები პროგნოზირებენ, რომ ღრუბლის მასამ პიკს მიაღწია ფორმირებიდან დაახლოებით 800 მილიონი წლის შემდეგ, რადგან აკრეციისა და შეჯახების ტემპი შენელდა და გამოფიტვამ შემოდინებას გადააჭარბა.

ხულიო ანხელ ფერნანდესის მოდელებით, გაფანტული დისკო, რომელიც მზის სისტემაში პერიოდული კომეტების მთავარი წყაროა, შესაძლოა ასევე იყოს ოორტის ღრუბლის ობიექტების ძირითადი წყარო. მოდელის თანახმად, გაფანტული ობიექტების დაახლოებით ნახევარი ოორტის ღრუბლისკენ მიემართება, ხოლო მეოთხედი იუპიტერის ორბიტისკენ არის გადაადგილებული, ხოლო მეოთხედი ჰიპერბოლურ ორბიტებზეა გამოტყორცნილი. გაფანტული დისკო შესაძლოა კვლავ ამარაგებდეს ოორტის ღრუბელს მასალით. გაფანტული დისკოს პოპულაციის მესამედი, სავარაუდოდ, ოორტის ღრუბელში აღმოჩნდება 2.5 მილიარდი წლის შემდეგ.

კომპიუტერული მოდელებით, ფორმირების პერიოდში კომეტური ნარჩენების შეჯახებები გაცილებით დიდ როლს თამაშობს, ვიდრე ადრე ეგონათ. ამ მოდელების მიხედვით, მზის სისტემის ისტორიის დასაწყისში შეჯახებების რაოდენობა იმდენად დიდი იყო, რომ კომეტების უმეტესობა ოორტის ღრუბელამდე მიღწევამდე განადგურდა. ამიტომ, ოორტის ღრუბლის ამჟამინდელი კუმულაციური მასა გაცილებით ნაკლებია, ვიდრე ადრე ვარაუდობდნენ. ღრუბლის სავარაუდო მასა დედამიწის 50-100 მასის გამოტყორცნილი მასალის მხოლოდ მცირე ნაწილს შეადგენს.

ახლომდებარე ვარსკვლავებთან გრავიტაციულმა ურთიერთქმედებამ და გალაქტიკურმა მოქცევამ კომეტების ორბიტები შეცვალა, რათა ისინი უფრო წრიული გამხდარიყო. ეს ხსნის გარე ოორტის ღრუბლის თითქმის სფერულ ფორმას. მეორეს მხრივ, ჰილსის ღრუბელმა, რომელიც უფრო მტკიცედ არის დაკავშირებული მზესთან, არ მიიღო სფერული ფორმა. ბოლოდროინდელმა კვლევებმა აჩვენა, რომ ოორტის ღრუბლის ფორმირება ფართოდ შეესაბამება ჰიპოთეზას, რომ მზის სისტემა ჩამოყალიბდა 200-400 ვარსკვლავისგან შემდგარი ჩაშენებული გროვის ნაწილიდან. ამ ადრეულმა ვარსკვლავებმა, სავარაუდოდ, დიდი როლი ითამაშეს ღრუბლის ფორმირებაში, რადგან გროვის შიგნით ახლო ვარსკვლავური გადასვლების რაოდენობა ადრე გაცილებით მეტი იყო, ვიდრე დღეს, რაც გაცილებით ხშირ შეშფოთებებს იწვევდა.

2010 წლის ივნისში ჰაროლდ ლევისონმა და სხვებმა, გაუმჯობესებული კომპიუტერული სიმულაციების საფუძველზე, ივარაუდეს, რომ მზემ „დაიჭირა კომეტები სხვა ვარსკვლავებიდან, სანამ ის თავის დაბადების გროვაში იმყოფებოდა“. მათი შედეგები გულისხმობს, რომ „ოორტის ღრუბლის კომეტების მნიშვნელოვანი ნაწილი, შესაძლოა 90%-ზე მეტი, სხვა ვარსკვლავების პროტოპლანეტარული დისკებიდანაა“. 2020 წლის ივლისში ამირ სირაჯმა და ავი ლოებმა აღმოაჩინეს, რომ მზის დაბადების გროვაში ოორტის ღრუბლის არსებული წარმოშობა შეიძლება ხსნიდეს თეორიულ დაძაბულობას გარე ოორტის ღრუბლისა და გაფანტული დისკოს ობიექტების დაკვირვებული თანაფარდობის ახსნაში და გარდა ამისა, შეიძლება გაიზარდოს მეცხრე პლანეტის დაჭერის ალბათობა.

კომეტები
კომეტები დაახლოებით 4 მილიარდი წლის წინ მზის სისტემის ფორმირების ნარჩენებია, რომლებიც ორ ცალკეულ ზონაში, კოიპერის სარტყელსა და ოორტის ღრუბელში ინახება. ზოგადად მიღებულია, რომ მოკლეპერიოდიანი კომეტები (რომელთა ორბიტა 200 წლამდეა) წარმოიშვნენ კოიპერის სარტყლიდან ან გაფანტული დისკოდან, რომლებიც ნეპტუნის ორბიტის მიღმა, 30 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე მდებარე ყინულოვანი ნარჩენების ორ დაკავშირებულ ბრტყელ დისკს წარმოადგენს და ერთობლივად 100 ასტრონომიული ერთეულის მიღმა ვრცელდება. ძალიან გრძელი პერიოდის კომეტები, როგორიცაა C/1999 F1 (კატალინა), რომელთა ორბიტები მილიონობით წელი გრძელდება, პირდაპირ გარე ოორტის ღრუბლიდან წარმოიშვნენ. სხვა კომეტები, რომლებიც მოდელირებულია, როგორც გარე ოორტის ღრუბლიდან მომდინარე, შედგება: C/2006 P1 (მაკნოტი), C/2010 X1 (ელენინი), კომეტა ISON, C/2013 A1 (საიდინგი სპრინგი), C/2017 K2 და C/2017 T2 (PANSTARRS). კოიპერის სარტყელში ორბიტები შედარებით სტაბილურია, ხოლო გაფანტული დისკო დინამიურად აქტიურია და გაცილებით უფრო სავარაუდოა, რომ ეს უკანასკნელი კომეტების წარმოშობის ადგილია. კომეტები გაფანტული დისკოდან გარე პლანეტების სამყაროში გადადიან და კენტავრებად იქცევიან. ეს კენტავრები შემდეგ უფრო ღრმად შიდა ორბიტაზე ხვდებიან და იქცევიან მოკლეპერიოდიან კომეტებად.

მოკლეპერიოდიანი კომეტების ორი ძირითადი ტიპი არსებობს: იუპიტერის ოჯახის კომეტები (5 ასტრონომიულ ერთეულზე ნაკლები ორბიტებით) და ჰალეის ოჯახის კომეტები. ჰალეის ოჯახის კომეტები, რომლებსაც ჰალეის კომეტის სახელი ჰქვიათ, განსხვავებულია, რადგან მიუხედავად იმისა, რომ ისინი მოკლეპერიოდიანი კომეტებია, ისინი, სავარაუდოდ, ოორტის ღრუბლიდან მოდიან და არა გაფანტული დისკიდან. მათი ორბიტების მიხედვით, ვარაუდობენ, რომ ისინი გრძელპერიოდიანი კომეტები იყვნენ, რომლებიც გიგანტური პლანეტების გრავიტაციამ დაიჭირა და შიდა მზის სისტემაში გაგზავნა. შესაძლოა, ამ პროცესმა ასევე შექმნა იუპიტერის ოჯახის კომეტების მნიშვნელოვანი ნაწილის ამჟამინდელი ორბიტები, თუმცა, სავარაუდოდ, ასეთი კომეტების უმეტესობა გაფანტულ დისკოში წარმოიშვა.

ოორტმა აღნიშნა, რომ დაბრუნებული კომეტების რაოდენობა გაცილებით ნაკლები იყო, ვიდრე მისი მოდელი პროგნოზირებდა და ეს საკითხი, რომელიც ცნობილია როგორც „კომეტარული გაქრობა“, ჯერ კიდევ არ არის გადაჭრილი. არ არსებობს დინამიური პროცესი, რომელიც ხსნის დაკვირვებული კომეტების უფრო მცირე რაოდენობას, ვიდრე ოორტი ვარაუდობდა. ამ შეუსაბამობის ჰიპოთეზები მოიცავს კომეტების განადგურებას მოქცევითი სტრესის, დარტყმის ან გათბობის გამო; ყველა აქროლადი ნივთიერების დაკარგვა, ზოგიერთი კომეტის უხილავობა ან ზედაპირზე არააქროლადი ქერქის წარმოქმნა. ჰიპოთეტური ოორტის ღრუბლის კომეტების დინამიური კვლევებით დადგინდა, რომ მათი გამოჩენა გარე პლანეტის რეგიონში რამდენჯერმე მეტი იქნებოდა, ვიდრე შიდა პლანეტის რეგიონში. ეს შეუსაბამობა შეიძლება გამოწვეული იყოს იუპიტერის გრავიტაციული მიზიდულობით, რომელიც ერთგვარი ბარიერის როლს ასრულებს, აკავებს შემომავალ კომეტებს და იწვევს მათ შეჯახებას მასთან, ისევე როგორც ეს მოხდა 1994 წელს შუმეიკერ-ლევი 9 კომეტის შემთხვევაში. ოორტის ღრუბელში წარმოშობის ტიპიური დინამიურად ძველი კომეტის მაგალითი შეიძლება იყოს C/2018 F4.

სედნა და მსგავსი ობიექტები
რამდენიმე დამზერილი ობიექტი იდენტიფიცირებულია, როგორც შიდა ოორტის ღრუბლის წევრები. სედნა, რომელიც პირველად 2004 წელს იქნა აღწერილი, გააჩნია ძალიან ექსცენტრული ორბიტა 76 ასტრონომიული ერთეულის პერიჰელიონის მანძილით. 2012 წელს დაკვირვებულ 2012 VP113-ს აქვს უფრო დიდი პერიჰელიონი, მაგრამ მისი აფელიონი სედნას აფელიონის ნახევარია. სხვა კანდიდატი ობიექტებია, რომლებიც მოიცავს 2010 GB174 და 474640 ალიკანტოს (თავდაპირველად 2004 VN112).

მოქცევითი ეფექტები
როგორც ჩანს, მზესთან ახლოს აღმოჩენილი კომეტების უმეტესობამ თავის ამჟამინდელ პოზიციებს მიაღწია ოორტის ღრუბლის გრავიტაციული შეშფოთების შედეგად, რომელიც გამოწვეულია ირმის ნახტომის მიერ წარმოქმნილი მოქცევითი ძალით. ისევე, როგორც მთვარის მოქცევითი ძალა მოქმედებს დედამიწის ოკეანეებზე, რაც იწვევს მოქცევის აწევას და დაწევას, გალაქტიკური მოქცევა ასევე ზემოქმედებს გარე მზის სისტემაში არსებული სხეულების ორბიტებს. მზის სისტემის რუკაზე აღწერილ რეგიონებში ეს ეფექტები უმნიშვნელოა მზის გრავიტაციასთან შედარებით, მაგრამ სისტემის გარე მონაკვეთებში მზის გრავიტაცია უფრო სუსტია და ირმის ნახტომის გრავიტაციული გალაქტიკური ცენტრის გრადიენტი მას სხვა ორი ღერძის გასწვრივ კუმშავს; ამ მცირე შეშფოთებებს შეუძლიათ ოორტის ღრუბელში ორბიტების გადაწევა, რათა ისინი მზეს დაუახლოვონ. წერტილს, სადაც მზის გრავიტაცია თავის გავლენას გალაქტიკურ მოქცევაზე ნაკლებია, მოქცევის შეკვეცის რადიუსი ეწოდება. ის 100,000-დან 200,000 ასტრონომიულ ერთეულამდე რადიუსშია და ოორტის ღრუბლის გარე საზღვარს აღნიშნავს.

ზოგიერთი მეცნიერი ვარაუდობს, რომ გალაქტიკურმა მოქცევამ შესაძლოა ხელი შეუწყო ოორტის ღრუბლის ფორმირებას დიდი აფელიუმების მქონე პლანეტეზიდების პერიჰელიუმების გაზრდით. გალაქტიკური მოქცევის ეფექტები საკმაოდ რთულია და მნიშვნელოვნად არის დამოკიდებული პლანეტურ სისტემაში ცალკეული ობიექტების ქცევაზე. თუმცა, ჯამურად, ეფექტი შეიძლება საკმაოდ მნიშვნელოვანი იყოს: ოორტის ღრუბლიდან წარმოშობილი ყველა კომეტის 90%-მდე შეიძლება გალაქტიკური მოქცევის შედეგი იყოს. ხანგრძლივი პერიოდის კომეტების დაკვირვებული ორბიტების სტატისტიკური მოდელები ამტკიცებენ, რომ გალაქტიკური მოქცევა არის მთავარი საშუალება, რომლითაც მათი ორბიტები შიდა მზის სისტემისკენ იცვლება.

ვარსკვლავური შეშფოთებები
გალაქტიკური მოქცევის გარდა, შიდა მზის სისტემაში კომეტების გაგზავნის მთავარი გამომწვევი მიზეზი, სავარაუდოდ, მზის ოორტის ღრუბელსა და ახლომდებარე ვარსკვლავების გრავიტაციულ ველებს შორის ურთიერთქმედებაა ან გიგანტური მოლეკულური ღრუბლები. მზის ორბიტა ირმის ნახტომის სიბრტყეში ზოგჯერ მას სხვა ვარსკვლავურ სისტემებთან შედარებით ახლოს აყენებს. მაგალითად, არსებობს ჰიპოთეზა, რომ 70 000 წლის წინ შოლცის ვარსკვლავმა გაიარა გარე ოორტის ღრუბელში (თუმცა მისი დაბალი მასა და მაღალი ფარდობითი სიჩქარე ზღუდავდა მის ეფექტს). მომდევნო 10 მილიონი წლის განმავლობაში ცნობილი ვარსკვლავი, რომელსაც აქვს ოორტის ღრუბლის შეშფოთების უდიდესი შესაძლებლობა, არის გლიზე 710. ამ პროცესს ასევე შეუძლია ოორტის ღრუბლის ობიექტების გაფანტვა ეკლიპტიკური სიბრტყიდან, რაც პოტენციურად ხსნის მის სფერულ განაწილებასაც.

1984 წელს ფიზიკოსმა რიჩარდ მიულერმა ივარაუდა, რომ მზეს ჰყავს ჯერ კიდევ შეუსწავლელი თანამგზავრი, ყავისფერი ჯუჯა ან წითელი ჯუჯა, ელიფსურ ორბიტაზე ოორტის ღრუბელში. ეს ობიექტი, რომელიც ცნობილია როგორც ნემესისი, ნავარაუდევი იყო, რომ დაახლოებით ყოველ 26 მილიონ წელიწადში ერთხელ გაივლიდა ოორტის ღრუბლის ნაწილს და შიდა მზის სისტემას კომეტებით ბომბავდა. თუმცა, დღემდე ნემესისის არსებობის არანაირი მტკიცებულება არაა ნაპოვნი და მრავალი მტკიცებულება (მაგალითად, კრატერების რაოდენობა) მის არსებობას ეჭვქვეშ აყენებს. ბოლოდროინდელი სამეცნიერო ანალიზი აღარ ადასტურებს იმ აზრს, რომ დედამიწაზე გადაშენებები რეგულარული, განმეორებადი ინტერვალებით ხდება. ამრიგად, ნემესისის ჰიპოთეზა აღარ არის საჭირო ამჟამინდელი ვარაუდების ასახსნელად.

მსგავსი ჰიპოთეზა წამოაყენა ასტრონომმა ჯონ მატესემ ლუიზიანას უნივერსიტეტის ლაფაიეტიდან 2002 წელს. ის ამტკიცებდა, რომ მზის სისტემის შიდა სისტემაში უფრო მეტი კომეტა ჩამოდის პოსტულირებული ოორტის ღრუბლის კონკრეტული რეგიონიდან, ვიდრე ეს მხოლოდ გალაქტიკური მოქცევით ან ვარსკვლავური შეშფოთებებით შეიძლება აიხსნას და რომ ყველაზე სავარაუდო მიზეზი იქნებოდა იუპიტერის მასის ობიექტი შორეულ ორბიტაზე. ამ ჰიპოთეტურ გაზის გიგანტს მეტსახელად ტიქე ერქვა. WISE მისია, მთელი ცის კვლევა, რომელიც იყენებს პარალაქსის გაზომვებს ადგილობრივი ვარსკვლავური მანძილების გასარკვევად, შეუძლია ტიქეს ჰიპოთეზის დამტკიცება ან უარყოფა. 2014 წელს NASA-მ განაცხადა, რომ WISE-ის კვლევამ გამორიცხა ნებისმიერი ობიექტი, როგორც ეს მათ განსაზღვრეს.

მომავალი კვლევები
დედამიწის ყველაზე შორეული კოსმოსური ხომალდი ვოიაჯერ 1, ოორტის ღრუბელს დაახლოებით 300 წელი ვერ მიაღწევს და მის გავლას დაახლოებით 30,000 წელი დასჭირდება.

1980-იან წლებში არსებობდა კონცეფცია ზონდის შესახებ, რომელსაც შეეძლო 50 წელიწადში 1000 ასტრონომიული ერთეულის მიღწევა, სახელწოდებით TAU; მის მისიებს შორის იყო ოორტის ღრუბლის აღმოჩენა და კვლევა.

2014 წელს Discovery პროგრამის შესაძლებლობის გამოცხადებისას შემოთავაზებული იყო ობსერვატორია ოორტის ღრუბელში (და კოიპერის სარტყელში) ობიექტების აღმოსაჩენად, სახელწოდებით მისია „უიპლი“. ის უნდა დააკვირვებოდა შორეულ ვარსკვლავებს ფოტომეტრით, ტრანზიტების მოსაძებნად 10,000 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე. ობსერვატორიას გამიზნული იყო L2-ის გარშემო მოძრავი ჰალოსთვის, შემოთავაზებული 5-წლიანი მისიით. ასევე ითვლებოდა, რომ კეპლერის კოსმოსურ ტელესკოპს შეეძლო ოორტის ღრუბელში ობიექტების აღმოჩენა.

სქოლიო

კატეგორია:კომეტები
კატეგორია:ასტრონომიული ჰიპოთეზები

კატეგორია:მზის სისტემა