奥尔特云：修订间差异

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'''奥尔特云'''（{{lang-en|'''Oort cloud'''}}）是一個假設包圍著[[太陽系]]的[[球體]]雲團，佈滿著不少不活躍的[[彗星]]，距離[[太陽]]約50,000至100,000個[[天文單位]]，差不多等於一[[光年]]，即太陽與[[比鄰星]]距離的約四分之一。


{{File2|zh-hans=Voyager 1 Goes Interstellar zh-cn.svg|zh-hant=Voyager 1 Goes Interstellar zh-hk.svg|thumb|270px|奧爾特雲和太陽系各大行星及最接近的兩顆恒星的相對距離示意圖。圖中橫軸使用對數刻度，每一刻度所表示的距離為前一個的十倍。}}
[[File:Oort cloud Sedna orbit.jpg|thumb|210px|[[小行星90377|90377号小行星]]的轨道示意图。]]
{{File2|zh-cn=Kuiper belt - Oort cloud-zh-cn.svg|zh-hk=Kuiper belt - Oort cloud-zh-hk.svg|zh-tw=Kuiper belt - Oort cloud-zh-tw.svg|thumb|upright=1.3|奧爾特雲及[[凱伯帶]]示意圖}}
雖然人們未曾對奧爾特星雲作直接的觀測，但從觀測得彗星的橢圓軌道，認為不少彗星皆是從奧爾特星雲進入太陽系內的，一些短周期的彗星可能來自[[柯伊伯帶]]。
'''奧爾特雲'''，又稱奧匹克-奧爾特雲，<ref name = "Whipple"/>在理論上是一個圍繞太陽、主要由[[揮發成份|冰]][[微行星]]組成的球體雲團。<ref name="Morbidelli2006"/>奧爾特雲位於星際空間之中，距離太陽最遠至10萬[[天文單位]]（約2[[光年]]）左右，也就是太陽和[[比鄰星]]距離的一半。<ref name="jpl.PIA17046"/>同樣由[[海王星外天體]]組成的[[凱伯帶]]和[[離散盤]]與太陽的距離不到奧爾特雲的千分之一。奧爾特雲的外邊緣標誌著[[太陽系]]結構上的邊緣，也是太陽引力影響範圍的邊緣。<ref name="NASA_SSE_oort"/>


奧爾特雲由兩個部份組成：一個球形外層和一個盤形內層，後者又稱希爾斯雲（Hills cloud）。奧爾特雲天體的主要成份為水冰、[[氨]]和[[甲烷]]等固體揮發物。
1932年，[[愛沙尼亞]]的天文學家[[恩斯特·奧匹克]]提出彗星是來自太陽系的外層邊緣的雲團。但在1950年1月，[[荷蘭]]天文學家[[奧爾特]]指出Öpik推論有矛盾的地方，一個彗星不停來回太陽系內部與外部，終會被多種因素所摧毀，其生命周期決不會如太陽系的年齡長。他指出，並沒有任何一個已觀測的彗星的軌道顯示彗星是來自星際空間，而長周期彗星的遠日點一般在50,000 AU，並且軌道傾角各有不同。他由此認為彗星來源於一個在太陽系邊界的雲中。後來此理論以他的名字命名，叫作奧爾特雲（{{lang|en|Oort cloud}})。它{{citation needed|可能包含數以兆計的彗星}}。可是由於彗星太小，距離地球太遠，所以尚未发现直接證據證明奧爾特雲的存在。該雲團所受的太陽幅射較弱，非常穩定，{{citation needed|存在數百萬顆以上的彗星核}}，可以不停產生新彗星，去取代被摧毀的。外奧爾特雲彗星的總質量尚不确定，若假设所有奥尔特云的彗星与哈雷彗星相似，可估计其总质量约为{{val|3|e=25|u=kg}}（{{val|7|e=25|u=lb}}），约地球质量的五倍。<ref>{{cite journal

天文學家猜測，組成奧爾特雲的物質最早位於距太陽更近的地方，在[[太陽系的形成與演化|太陽系形成]]早期因[[木星]]和[[土星]]的[[引力]]作用而分散到今天較遠的位置。<ref name=Morbidelli2006/>目前對奧爾特雲沒有直接的觀測證據，但科學家仍然認為它是所有[[長週期彗星]]、進入內太陽系的[[哈雷彗星|哈雷類彗星]]、[[半人馬小行星]]及[[木星]]族彗星的發源之地。<ref name="emel2007"/>奧爾特雲外層受太陽系的引力牽制較弱，因此很容易受到[[臨近恒星列表|臨近恒星]]和整個[[銀河系]]的引力影響。這些擾動都會不時導致奧爾特雲天體離開原有軌道，進入內太陽系，並成為彗星。<ref name=Morbidelli2006/>根據軌道推算，大部份短週期彗星都可能來自於離散盤，其餘的仍有可能來自奧爾特雲。<ref name=Morbidelli2006/><ref name=emel2007/>

==假說==
1932年，愛沙尼亞天文學家[[恩斯特·奧匹克]]猜想，長週期彗星都起源於[[太陽系]]最外端的一處雲團。<ref>{{cite journal
|author=Ernst Julius Öpik
|date=1932
|title=Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits
|journal=[[Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences]]
|volume=67|issue=6|pages=169–182
|doi=10.2307/20022899
|jstor=20022899
}}</ref>荷蘭天文學家[[揚·奧爾特]]在試圖解開一個悖論時，也獨立提出了這一假說。<ref name=Oort/>在太陽系演化的過程中，彗星的軌道在[[動力學]]上並不穩定，最終必定會撞入太陽或行星，或者被行星的[[攝動]]甩出太陽系。另外，由於成份揮發性高，所以彗星每次接近太陽時，來自太陽的輻射都會使彗星物質漸漸揮發出去，直到彗星解體或形成保護性殼層。奧爾特因此推斷，彗星不可能在現有的軌道上形成，而是曾很長時間位於太陽系的外端。<ref name=Oort/><ref name=dave/><ref name=book/>

彗星共有兩類，一種為短週期彗星，又稱「[[黃道]]彗星」，另一種為長週期彗星，又稱「近[[各向同性]]彗星」。黃道彗星的軌道較小，大小在10[[天文單位]]的數量級以下，並和各大行星的軌道一樣與黃道處於同一平面。所有長週期彗星的軌道都非常大，大小可超過幾千天文單位的數量級，且來自於各個方向，不局限於黃道平面上。<ref name=book />奧爾特還注意到，[[遠日點]]位於大約2萬天文單位的長週期彗星居多，因此在那個距離應有一個各向分佈均勻的球形雲團，是為這些彗星的發源地。<ref name=book/>遠日點位於1萬天文單位的那些為數不多的彗星，則可能已經在太陽系內穿梭數次，軌道被行星的引力效應拖拽至更近的位置了。<ref name=book/>

==結構和組成==
{{File2|zh-cn=Oort cloud Sedna orbit zh-cn.svg|zh-tw=Oort cloud Sedna orbit zh-tw.svg|zh-hk=Oort cloud Sedna orbit zh-hk.svg|thumb|300px|理論上奧爾特雲的距離與太陽系其他結構的大小對比}}

奧爾特雲所佔空間極大，其距離太陽最近處在{{convert|2000|-|5000|AU|ly|2}}<ref name=book />，最遠處在{{convert|50000|AU|ly|2}}<ref name=Morbidelli2006/>。最遠處距離在某些文獻中的估值為{{convert|100000|-|200000|AU|ly|2}}。<ref name= book />奧爾特雲可分為：一個半徑為{{convert|20000|-|50000|AU|ly|2}}的球形外層雲團，和一個半徑為{{convert|2000|-|20000|AU|ly|2}}的環形內層雲團。外層受太陽系內部的牽制較弱，是長週期彗星（有可能也是哈雷類彗星）在進入[[海王星]]軌道以內之前的起源地。<ref name=Morbidelli2006/>內層又稱希爾斯雲，以1981年提出其存在的[[傑克·G·希爾斯]]（Jack G. Hills）命名。<ref name="hills1981" />理論模型預測，內層雲團所含的彗星核數量比外層多幾十甚至幾百倍。<ref name="hills1981"/><ref name="levison2001"/><ref name="Donahue1991"/>稀薄的外層會隨時間漸漸消亡，一些學者認為，內層不斷為外層補充新的彗星，是奧爾特雲在形成後數十億年仍然存在的原因。<ref name="Julio1997"/>

外層天體中，大於1公里的可能有上兆個（萬億個），<ref name=Morbidelli2006/>而[[絕對星等]]<ref>絕對星等所代表的是天體如果置於地球以外某特定距離時所呈現的亮度。與[[視星等]]不同的是，絕對星等把所有天體都假設置於同一距離，因此也是對天體亮度的測量。絕對星等越低，亮度就越高。</ref>大於11（即直徑約為20公里以上）的有幾十億個，各自之間相距數千萬公里之遙。<ref name=emel2007/><ref>{{cite web
|title=The Oort Cloud
|date=1998
|author=Paul R. Weissman
|work=[[Scientific American]]
|url=http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ISSUEID_CHAR=8DB2FB44-6B4B-47AF-B46B-791A911764D&ARTICLEID_CHAR=B294C211-98B8-4374-92AB-158C4866AB1
|accessdate=2007-05-26
}}</ref>奧爾特雲的總質量目前尚不確定，但如果假設外層中的彗星核均與[[哈雷彗星]]質量相仿，估計其總質量為3{{e|25}}公斤，約等於地球質量的五倍。<ref name=Morbidelli2006/><ref>{{cite journal
|author=Paul R. Weissman
|author=Paul R. Weissman
|year=1983
|date=1983
|title=The mass of the Oort Cloud
|title=The mass of the Oort Cloud
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=118 |issue=1 |pages=90–94
|volume=118 |issue=1 |pages=90–94
|bibcode=1983A&A...118...90W
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}}</ref>早期的估计更高达380倍地球质量<ref>{{cite web
}}</ref>早期估計奧爾特雲的質量更高（最高有380個地球質量），<ref>{{cite web
|author=Sebastian Buhai
|author=Sebastian Buhai
|title=On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories
|title=On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories
|url=http://web.archive.org/web/20060930193158/http://www.tinbergen.nl/~buhai/pictures/UCU/Physics_AppliedMathematics/Astrophysics/long_period_comets.pdf
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|archivedate=2006-09-30
|publisher=Utrecht University College
|publisher=Utrecht University College
|accessdate=2008-03-29
|accessdate=2008-03-29
}}</ref>，但对长距离彗星的大小分布的深入研究得出较低的结果。内奥尔特云的质量目前未知。
}}</ref>但在更準確地掌握長週期彗星的大小分佈之後，估值就相應降低了。尚無對內層雲團的類似質量估值。


根據對彗星的實質觀察推測，絕大部份的奧爾特雲天體都由諸如水冰、[[甲烷]]、[[乙烷]]、[[一氧化碳]]和[[氰化氫]]的「冰」組成。<ref>{{cite journal
== 奥尔特云的形成 ==
|author=E. L. Gibb
由奧爾特雲被提出到現在，對於它們的形成，科學界各有不同學說，但近年來，天文學家認為奧爾特雲是50億年前形成太陽及其[[行星]]的[[星雲]]之殘餘物質，並包圍著太陽系。
|author2=M. J. Mumma
|author3=N. Dello Russo
|author4=M. A. DiSanti
|author5=K. Magee-Sauer
|last-author-amp=yes
|date=2003
|title=Methane in Oort Cloud comets
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=165 |issue=2 |pages=391–406
|bibcode=2003Icar..165..391G
|doi=10.1016/S0019-1035(03)00201-X
}}</ref>然而，{{mpl|1996 PW|}}的外表符合[[D-型小行星]]的分類，<ref>{{cite journal |last= Rabinowitz|first= D. L. |date= August 1996|title= 1996 PW|bibcode= 1996IAUC.6466....2R|journal= IAU circular|publisher= [[International Astronomical Union]]|volume= 6466|issue= |pages= |doi= }}<!--|accessdate=30 October 2014--></ref><ref>{{cite journal |last= Davies|first= John K. |display-authors= 4 |last2= McBride|first2= Neil |last3= Green|first3=Simon F. |last4=Mottola|first4= Stefano |last5= Carsenty|first5= Uri |last6=Basran|first6= Devinder |last7=Hudson |first7=Kathryn A. |last8= Foster|first8 = Michael J. |date= April 1998 |title= The Lightcurve and Colors of Unusual Minor Planet 1996 PW|url= |journal= [[Icarus (journal)|Icarus]] |publisher= Elsevier |volume= 132 |issue= 2 |pages= 418–430 |doi= 10.1006/icar.1998.5888 |bibcode=1998Icar..132..418D |subscription=yes }}</ref>但軌道卻屬於長週期彗星。它的發現，使一些理論學家猜想，奧爾特雲可能還含有1%到2%的小行星。<ref>{{cite journal
|author=Paul R. Weissman |author2=Harold F. Levison
|date=1997
|title=Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|volume= 488|issue= 2|pages=L133–L136
|doi=10.1086/310940
|bibcode = 1997ApJ...488L.133W }}</ref>分析指出，長週期彗星和木星族彗星的[[碳]][[氮]][[同位素]]比率差異不大，儘管兩者的起源地點截然不同。這意味著，兩類彗星都源自於原太陽星雲。<ref>{{cite journal
|author=D. Hutsemekers
|author2=J. Manfroid
|author3=E. Jehin
|author4=C. Arpigny
|author5=A. Cochran
|author6=R. Schulz
|author7=J.A. Stüwe
|author8=J.M. Zucconi
|last-author-amp=yes
|date=2005
|title=Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=440 |issue=2 |pages=L21–L24
|arxiv=astro-ph/0508033
|bibcode=2005A&A...440L..21H
|doi=10.1051/0004-6361:200500160
}}</ref>對奧爾特雲彗星顆粒大小的研究，<ref>{{cite journal
|author=Takafumi Ootsubo
|author2=Jun-ichi Watanabe
|author3=Hideyo Kawakita
|author4=Mitsuhiko Honda
|author5=Reiko Furusho
|last-author-amp=yes
|date=2007
|title=Grain properties of Oort Cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features
|volume=55 |issue=9 | pages=1044–1049
|journal=Highlights in Planetary Science, 2nd General Assembly of Asia Oceania Geophysical Society
|bibcode=2007P&SS...55.1044O
|doi=10.1016/j.pss.2006.11.012
}}</ref>以及對屬於木星族的[[坦普爾1號彗星]]實施撞擊後的研究，<ref>{{cite journal
|author=Michael J. Mumma
|author2=Michael A. DiSanti
|author3=Karen Magee-Sauer
|display-authors=etal
|date=2005
|title=Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact
|journal=[[Science (journal)|Science Express]]
|volume=310 |issue=5746 |pages=270–274
|bibcode = 2005Sci...310..270M
|doi=10.1126/science.1119337
|pmid=16166477
}}</ref>都支持這一結論。


==起源==
最廣為人們接受的假設是：奧爾特雲物體在比[[古柏帶]]更接近太陽的地區形成，與其他[[行星]]及[[小行星]]相似，但是由於它們經常被大行星的引力影響，及後被仍年輕的大型氣體行星，諸如木星等天體的強大引力將之逐出太陽系內部，使它們擁有極為[[橢圓]]或[[拋物線]]狀的軌道，散佈於太陽系的最外層。同時這個過程也把它們的軌道偏離黃道面，並形成奧爾特雲呈球狀的形態。一些在遠處的天體之軌道又被附近的恆星攝動，使之變為圓渾，並能長期處於太陽的遠方。而遠離八大行星的物體因不受到大行星的影響，散佈於接近黃道面的盤狀區中，形成[[古柏帶]]。這個理論解釋了為何奧爾特雲不像古柏帶和八大行星的軌道一樣接近黃道面，而是呈獨特的圓球狀。
奧爾特雲是46億年前[[太陽系的形成與演化|太陽系形成]]早期的[[原行星盤]]殘餘物質。<ref name=Morbidelli2006/>最為廣泛接受的假說是，奧爾特雲天體最初在更接近太陽的地方凝聚形成，過程與行星和[[小行星]]相同，但當時形成不久的木星和土星經引力作用把這些天體甩出了太陽系內部，並使它們進入[[離心率]]極高的[[橢圓軌道]]或[[拋物線軌道]]。<ref name=Morbidelli2006/><ref>
{{cite web
|title=Oort Cloud & Sol b?
|url=http://www.solstation.com/stars/oort.htm
|publisher=SolStation
|accessdate=2007-05-26
}}</ref>另一項研究卻認為，不少甚至是大部份的奧爾特雲天體都是從太陽及其鄰近恒星形成時交換的物質產生的，而不是在靠近太陽的地方形成。<ref name="nasax" />對奧爾特雲發展過程的模擬顯示，其總質量在形成後8億年前後達到最高值，之後吸積和碰撞的速度減慢，雲團也逐漸消退。<ref name=Morbidelli2006/>


[[胡利奧·昂海爾·費爾南德斯]]（Julio Ángel Fernández）所建立的模型顯示，[[週期彗星]]的主要來源[[離散盤]]，也有可能是不少奧爾特雲天體的來源。根據此模型，離散的天體當中，有一半左右向外移至奧爾特雲，四分之一向內移至木星軌道附近，另有四分之一被拋射進入[[拋物線]]軌道。離散盤有可能至今仍然為奧爾特雲補充物質。<ref>
2005年，新的理論（尼斯理論）認為歐特雲物體和古柏帶物體可能同時在古柏帶形成，之後才因行星擾動而分散到目前軌道。
{{cite journal
|author=Julio A. Fernández
|author2=Tabaré Gallardo
|author3=Adrián Brunini
|last-author-amp=yes
|date=2004
|title=The scattered disc population as a source of Oort Cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort Cloud
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=172 |issue=2 |pages=372–381
|bibcode=2004Icar..172..372F
|doi=10.1016/j.icarus.2004.07.023
}}</ref>25億年後，離散盤物質中估計有三分之一會成為奧爾特雲的一部份。<ref>
{{cite book
|author=Davies, J. K.
|author2=Barrera, L. H.
|date=2004
|title=The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt.
|url=http://books.google.com/?id=WuDdVbJf_d8C&pg=PA43&dq=+oort+cloud
|publisher=Kluwer Academic Publishers
|isbn=978-1-4020-1781-0
}}</ref>


電腦模型指出，太陽系形成時彗星碎片之間的碰撞極為頻繁，以至大部份彗星在抵達奧爾特雲之前就被撞碎了。因此奧爾特雲今天的總質量應比先前所估計的低很多，<ref>
== 彗星 ==
{{cite journal
[[File:Comet Hale-Bopp.jpg|thumb|150px|海爾-波普彗星是一顆典型的奧爾特雲彗星.]]
|author=S. Alan Stern
太陽系的彗星被認為有兩個獨立的起源。短週期彗星（有長達200年的軌道）起源已經被普遍認為從[[古柏帶]]或[[離散盤]]，這是海王星的軌道以外兩個鏈接冰冷的碎片平坦圓盤，在從太陽向外延伸超越30天文单位（AU）到100天文单位（AU）。長週期彗星，如[[海爾-博普彗星]]，其軌道持續幾千年，被認為是在奧爾特雲中起源。
|author2=Paul R. Weissman
|date=2001
|title=Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort Cloud
|journal=[[Nature (journal)|Nature]]
|volume=409 |issue=6820 |pages=589–591
|bibcode=2001Natur.409..589S
|doi=10.1038/35054508
|pmid=11214311
}}</ref>在最初一共50至100個地球質量的被拋射物質中，只佔很小一部份。<ref name=Morbidelli2006/>


來自臨近恒星的引力作用加上[[星系潮汐]]作用，使彗星軌道漸趨圓形，也是外奧爾特雲擁有近乎球形結構的原因；<ref name=Morbidelli2006/>然而受太陽引力影響更強的希爾斯雲，卻沒有形成球形結構。一些研究指出，奧爾特雲的形成過程符合太陽系在一個星團中與200至400顆恒星共同形成的假說。這些早期恒星很可能對奧爾特雲的形成起到了重要的作用，因為當時恒星近距離略過太陽系的頻率比今天高得多，對太陽系內部的攝動也更頻繁。<ref>
== 其它恆星的奧爾特雲 ==
{{cite journal
人們認為太陽外其他恆星也會有自己的奧爾特雲存在，如果兩顆恆星互相靠近，其奧爾特雲會出現重疊，導致彗星走進另一恆星的太陽系內部。預計在1000萬年以內，最有可能攝動奧爾特雲的恆星是[[Gliese 710]]。
|author=R. Brasser
|author2=M. J. Duncan
|author3=H.F. Levison
|date=2006
|title=Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=184 |issue=1 |pages=59–82
|bibcode=2006Icar..184...59B
|doi=10.1016/j.icarus.2006.04.010
}}</ref>


2010年，[[哈羅德·利維森]]（Harold F. Levison）等人根據更強的電腦模擬結果提出，太陽仍在[[疏散星團|初生星團]]中的時候從其他恒星捕獲了眾多彗星。這意味著，奧爾特雲彗星中很大的一部份（甚至超過90%）都來自於其他恒星的原行星盤。<ref>Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010) [http://www.swri.org/9what/releases/2010/cometorigins.htm (SwRI) News]</ref>
== 可能的星體 ==
直至今日，只有幾個小行星（包括[[小行星90377|塞德娜]]）被認為可能是奧爾特星雲的天體，其軌道介乎76至850个天文单位之間，比預計的軌道接近太陽，有可能來自奧爾特星雲內層。如果其推測正確，那麼奧爾特星雲的距離一定比估計的接近太陽，密度也會較高。也有說法指太陽形成時，原是星團的一員。


==彗星==
{| border="1" class="wikitable"
[[Image:Comet Hale-Bopp.jpg|thumb|150px|[[海爾-波普彗星]]，一個典型的奧爾特雲彗星]]
|+ <big>'''奥尔特云天体'''</big>
太陽系中的彗星被認為有兩個獨立的起源地。短週期彗星（週期在200年以下）一般認為來自於凱伯帶或離散盤，這兩個相互連接的圓盤形區域位於海王星的軌道以外，距離太陽約30天文單位，由冰小天體組成。長週期彗星（週期可達數千年），如[[海爾-波普彗星]]，則可能源自奧爾特雲。凱伯帶天體的軌道相對穩定，因此來自凱伯帶的彗星應該為數不多；另一方面，離散盤在天體動力學上較為活躍，作為彗星來源的可能性也大得多。<ref name=book/>來自離散盤的彗星進入外行星的軌道之內，此時被稱為[[半人馬小行星]]。<ref>
|-----
{{cite journal
!
|author=Harold E. Levison
! 名稱
|author2=Luke Dones
! 赤道直徑<br />（公里）
|last-author-amp=yes
! 近日點（天文单位）
|date=2007
! 遠日點（天文单位）
|title=Comet Populations and Cometary dynamics
! 發現年份
|journal=[[Encyclopedia of the Solar System]]
! 發現者
|pages=575–588
! 發現方法
|doi=10.1016/B978-012088589-3/50035-9
|-----
|isbn=978-0-12-088589-3
| 90377
}}</ref>繼續被移入內太陽系的半人馬小行星，就成為了短週期彗星。<ref>
| [[小行星90377|塞德娜]]
{{cite web
| 1,180–1,800 km
|author=J Horner
| 76.1
|author2=NW Evans
| 892
|author3=ME Bailey
| 2003年
|author4=DJ Asher
| [[米高·布朗]]，[[查德·特魯希略]]，[[大衛·拉比諾維茨]]
|date=2003
| 熱力探測<ref>{{cite journal
|title=The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System
|title=Diverse albedos of small trans-Neptunian objects
|url=http://star.arm.ac.uk/preprints/396.pdf
|author=W.M. Grundy, K.S. Noll and D.C. Stephens
|accessdate=2007-06-29
|month=July | year=2005
}}</ref>
|url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4FR4BS3-3&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=086bf515703846247c0819bb30f5b5f1
|journal=Icarus
|volume=176
|issue=1
|pages=184–191
|doi=10.1016/j.icarus.2005.01.007
|accessdate=2008-03-22
|publisher=Elsevier}}（[[:arxiv:astro-ph/0502229|arxiv.org]]）</ref>
|-----
| 148209
| [[小行星148209]]
| ~250 km
| 44.3
| 397
| 2000年
| [[羅威爾天文台]]
| 假定<ref>{{cite journal |author=E. L. Schaller and M. E. Brown|title=Volatile loss and retention on Kuiper belt objects |journal=Astrophysical Journal |volume=659 |pages=I.61–I.64 |year=2007|url=http://web.archive.org/web/20070824131434/http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/volatiles.pdf|accessdate=2008-04-02|doi=10.1086/516709}}
（[http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/volatiles.pdf PDF]）</ref>
|-----
| 308933
| [[2006 SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]]
| 50–100 km
| 24.17
| 2,005.38
| 2006年
| [[史隆數位巡天|SDSS]]
| 假定<ref>{{cite journal |journal=Astronomy Now |year=2008|title=Solar System's newest member points to inner Oort Cloud |url=http://www.astronomynow.com/080818NewObjectPointsToInnerOortCloud.html|accessdate=2008-08-19}}</ref>
|-----
| -
| [[2008 KV42|2008 KV<sub>42</sub>]]
| 58.9 km<ref>http://www.hohmanntransfer.com/mn/08/08198_0716.htm</ref>
| 20.217
| 71.760
| 2008年
| [[加法夏望遠鏡]]
| 假定<ref name="herzberg2008">{{cite journal |journal=NRC Herzberg Institute of Astrophysics|year=2008|title=International Team of Astronomers Finds Missing Link|url=http://www.nrc-cnrc.gc.ca/eng/news/hia/2008/09/04/asteroid-2008kv42.html|accessdate=2008-09-05}}</ref>
|-----
| -
| [[2010 GB174|2010 GB<sub>174</sub>]]
| 242 km<ref>{{cite web
|date=10 September 2013
|title=How many dwarf planets are there in the outer solar system?（updates daily）
|publisher=California Institute of Technology
|author=[[Michael E. Brown]]
|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html
|accessdate=2013-05-27}}</ref>
| 48.5
| 673
| 2010年
| [[加法夏望遠鏡]]
| -
|}


短週期彗星有兩大類：木星族彗星（[[半長軸]]小於5天文單位）及哈雷類彗星。哈雷類彗星，以[[哈雷彗星]]作為典型。雖然這些彗星週期短，但卻可能源自奧爾特雲。根據軌道屬性推算，它們是被大行星的引力拖拽至內太陽系的。<ref name=dave />不少的木星族彗星也有可能是這樣形成的，但絕大部份相信源自於離散盤。<ref name="emel2007"/>
== 參見 ==
{{Portal box|太陽系|天文學}}
* [[太陽圈]]
* [[星際彗星]]
* [[柯伊伯帶]]
* [[扬·奥尔特]]


奧爾特發現，回歸彗星的數量遠比他的模型所預測的少。這一矛盾稱為「彗星衰退」，至今還沒有得到解決，已知的動力學過程都無法解釋彗星數目在觀測上過低的現象。可能的原因包括：[[潮汐力]]使彗星變形、碰撞或加熱而導致解體，[[揮發物]]的完全消失導致彗星不可被觀測，或彗星表面形成揮發性低的殼層。<ref>
==参考资料==
{{cite book
{{reflist}}
|author=Luke Dones
|author2=Paul R Weissman
|author3=Harold F Levison
|author4=Martin J Duncan
|chapter=Oort Cloud Formation and Dynamics
|chapterurl=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7031.pdf
|editor=Michel C. Festou
|editor2=H. Uwe Keller
|editor3=Harold A. Weaver
|date=2004
|title=Comets II
|url=http://www.uapress.arizona.edu/books/bid1580.htm
|publisher=University of Arizona Press
|pages=153–173
|accessdate=2008-03-22
}}</ref>對奧爾特雲彗星的動力學研究發現，外行星範圍的彗星出現次數比內行星範圍高出幾倍。這可能是木星強大的引力影響所造成的：木星起到了屏障的作用，使外來的彗星墮入其中，就像1994年的[[蘇梅克－列維9號彗星]]一樣。<ref name=julio>
{{cite journal
|author=Julio A. Fernández
|date=2000
|title=Long-Period Comets and the Oort Cloud
|journal=[[Earth, Moon, and Planets]]
|volume=89 |issue=1–4 |pages=325–343
|bibcode = 2002EM&P...89..325F
|doi=10.1023/A:1021571108658
}}</ref>

==潮汐力效應==
<!--{{Main|星系潮汐}}-->
大部份靠近太陽的彗星都可能是因為[[銀河系]][[潮汐力]]對奧爾特雲的引力[[攝動]]而進入今天的軌道的。正如[[月球]]的潮汐力會使地球的海洋變形一樣，銀河系也會擾動外太陽系天體的軌道。在可觀測的太陽系範圍內，這一效應相比太陽的引力來說是微不足道的，但在太陽引力影響較弱的遙遠地區，銀河系的引力場就會有明顯的作用。奧爾特雲會沿著指向[[銀河系中心]]的軸線被潮汐力拉伸，在另外兩條垂直的軸線上則會被擠壓。奧爾特雲天體會因此被帶到更接近太陽的位置。<ref>
{{cite journal
|author=Marc Fouchard
|author2=Christiane Froeschlé
|author3=Giovanni Valsecchi
|author4=Hans Rickman
|date=2006
|title=Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics
|journal=[[Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy]]
|volume=95 |issue=1–4 |pages=299–326
|bibcode=2006CeMDA..95..299F
|doi=10.1007/s10569-006-9027-8
}}</ref>銀河系潮汐力的影響超越太陽引力之處，稱為「潮汐截斷半徑」，大約位於100,000至200,000天文單位處。這也是奧爾特雲外端界線的半徑。<ref name=book />

一些學者猜想，銀河潮汐有可能通過增加高[[遠日點]][[微行星]]的[[近日點]]距離，促使奧爾特雲的形成。<ref>
{{cite journal
|author=Higuchi A.
|author2=Kokubo E.
|author3=Mukai, T.
|last-author-amp=yes
|date=2005
|title=Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide
|journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]
|volume=37 |page=521
|bibcode=2005DDA....36.0205H
}}</ref>銀河潮汐效應非常複雜，其影響取決於太陽系中各個天體的具體運動。然而它的累計效應卻是舉足輕重的：來自奧爾特雲的彗星當中，因銀河潮汐而被帶入內太陽系的可能佔高達90%的比例。<ref>
{{cite journal
|author=Nurmi P.
|author2=Valtonen M.J. |author3=Zheng J.Q.
|date=2001
|title=Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=327 |issue=4 |pages=1367–1376
|bibcode=2001MNRAS.327.1367N
|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x
}}</ref>對長週期彗星軌道的統計模型也指出，銀河潮汐是彗星軌道移入內太陽系的主要原因。<ref>
{{cite journal
|author=John J. Matese
|author2=Jack J. Lissauer
|last-author-amp=yes
|date=2004
|title=Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort Cloud comets discernible
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=170|issue=2|pages=508–513
|bibcode=2004Icar..170..508M
|doi=10.1016/j.icarus.2004.03.019
}}</ref>

==恒星攝動及伴星假說==
除了銀河系潮汐力以外，導致彗星墮入內太陽系的另一大因素是鄰近恒星或大型[[分子雲]]的引力場。<ref name=Morbidelli2006/><ref name=julio/>在太陽圍繞銀心運轉的時候，會不時靠近[[臨近恒星列表|其他的恒星系統]]。例如，7萬年前[[舒爾茨星]]（Scholz's star）曾在奧爾特雲中穿過，但其質量低、相對速度高，所以影響並不大。<ref>{{cite journal
|last1=Mamajek |first1=Eric E.
|last2=Barenfeld |first2=Scott A.
|last3=Ivanov |first3=Valentin D.
|title=The Closest Known Flyby of a Star to the Solar System
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=800 |issue=1 |date=2015
|doi=10.1088/2041-8205/800/1/L17
|arxiv=1502.04655|bibcode = 2015ApJ...800L..17M }}</ref>在未來的1千萬年內最有可能靠近並擾動奧爾特雲的恒星是[[格利澤710]]。<ref name=algol />這種效應也會把奧爾特雲天體驅離黃道平面，有可能可以解釋這些天體的球形分佈結構。<ref name=algol>
{{cite conference
|author = L. A. Molnar
|author2 = R. L. Mutel
|date = 1997
|title = Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710
|publisher = [[American Astronomical Society]]
|conference = American Astronomical Society 191st meeting
|bibcode = 1997AAS...191.6906M
}}<!--|accessdate = 2014-01-19--></ref><ref>
{{cite journal
|author=A. Higuchi
|author2=E. Kokubo
|author3=T. Mukai
|last-author-amp=yes
|date=2006
|title=Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates
|journal=[[Astronomical Journal]]
|volume=131 |pages=1119–1129
|bibcode = 2006AJ....131.1119H
|doi = 10.1086/498892
|issue=2
}}</ref>

1984年，美國物理學家[[理查德·A·穆勒]]（Richard A. Muller）提出了[[太陽伴星]]的猜想，即一顆尚未被發現的[[棕矮星]]或[[紅矮星]]正在奧爾特雲以內以橢圓軌道繞太陽公轉。這顆被稱為[[涅墨西斯星]]的伴星大約每2600萬年進入奧爾特雲範圍，使大量彗星墮入內太陽系，從而解釋地球上大型[[生物集群滅絕|生物滅絕事件]]似乎週期性發生的現象。不過，至今沒有證明涅墨西斯星存在的任何證據，而其他的證據（如[[撞擊坑計數]]等）則反而降低了其存在的可能性。<ref>
{{cite journal
|author= J. G. Hills
|date=1984
|title=Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit
|journal=[[Nature (journal)|Nature]]
|volume=311 |issue= 5987 |pages=636–638
|bibcode = 1984Natur.311..636H
|doi=10.1038/311636a0
}}</ref><ref>{{cite web|title=Nemesis is a myth|publisher=Max Planck Institute|url= http://www.mpg.de/4372308/nemsis_myth?page=1|date=2011|accessdate=2011-08-11}}</ref>更近期的分析指出，滅絕事件的發生不具有週期性，<ref name="Tyche2011-060"/>因此也不再需要太陽伴星這一猜想了。<ref name="Tyche2011-060">{{cite web
|date=February 18, 2011
|title=Can WISE Find the Hypothetical 'Tyche'?
|publisher=NASA/JPL
|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-060
|accessdate=2011-06-15}}</ref>

[[拉法葉路易斯安那大學]]天文學家約翰·J·馬蒂斯（John J. Matese）在2002年也提出了相似的假說。他認為，從奧爾特雲某個特定區域進入內太陽系的彗星，其觀測上的數目不能完全由銀河潮汐和恒星攝動所解釋，所以在遙遠的軌道上很可能有一個與木星質量相當的天體。<ref>{{cite web
|author=John J. Matese
|author2=Jack J. Lissauer
|last-author-amp=yes
|title=Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux
|url=http://www.ucs.louisiana.edu/~jjm9638/acm2002/acm2002_05_06.pdf
|publisher=[[University of Louisiana at Lafayette]], and [[NASA]] [[Ames Research Center]]
|date=2002-05-06
|accessdate=2008-03-21
}}</ref>該假想的大行星名為[[堤喀 (假想行星)|堤喀]]。利用[[視差]]進行[[巡天調查]]的[[廣域紅外線巡天探測衛星]]旨在準確測量鄰近恒星的距離，並有能力證明堤喀存在與否。<ref name="Tyche2011-060"/>2014年，[[美國太空總署]]宣佈該衛星的調查結果足以淘汰大部份伴星或遙遠大行星假說。<ref name="NASA-20140307">{{cite journal
|journal=The Astrophysical Journal
|last=K. L. |first=Luhman
|title=A Search For A Distant Companion To The Sun With The Wide-field Infrared Survey Explorer
|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/781/1/4?fromSearchPage=true
|date=7 March 2014
|volume=781
|number=1
|doi=10.1088/0004-637X/781/1/4
|accessdate=20 March 2014 |bibcode = 2014ApJ...781....4L }}</ref>

==修正牛頓動力學==
根據[[修正牛頓動力學]]（MOND），<ref
name="mil1"/><ref>{{cite journal
|last = Milgrom |first= M.
|title= Solutions for the modified Newtonian dynamics field equation
|date=1986
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|volume= 302 |pages= 617–625
|bibcode=1986ApJ...302..617M
|doi = 10.1086/164021
}}</ref>奧爾特雲天體在距離太陽遙遠的軌道上，運行[[加速度]]應在10<sup>−10</sup>&nbsp;m/s<sup>2</sup>的數量級，與普通[[牛頓力學|牛頓動力學]]所預測的有可觀的差異。根據MOND猜想，在加速度很低的情況下，加速度不再和[[力]]成正比關係。這可以解決一般由[[暗物質]]來解釋的[[星系自轉問題]]。<ref name="mil1"/>一旦確實，這將會大大改變人們對奧爾特雲形成和結構的認識。不過，絕大部份宇宙學家都認為MOND猜想是不成立的。<ref>{{cite web
|author=Sean Carroll
|title=Dark Matter: Just Fine, Thanks
|url=http://blogs.discovermagazine.com/cosmicvariance/2011/02/26/dark-matter-just-fine-thanks/
|work=[[Discover (magazine)|Discover]]
|accessdate=2011-03-04
}}</ref>

==未來的探索==
目前尚未有人類製造的[[空間探測器]]抵達奧爾特雲。在正在離開太陽系的探測器中，就算是行進速度最快、<ref name="New_Horizons2006">{{cite web |url=http://pluto.jhuapl.edu/news_center/news/081706.php |title=New Horizons Salutes Voyager |date=August 17, 2006 |publisher=New Horizons |accessdate=November 3, 2009 }}</ref>距離最遠<ref name="g.2013sep13">{{cite news |last=Clark |first=Stuart |title=Voyager 1 leaving solar system matches feats of great human explorers |url=http://www.theguardian.com/science/across-the-universe/2013/sep/13/voyager-1-solar-system-great-explorers |newspaper=The Guardian |date=September 13, 2013 }}</ref><ref>{{cite news |url=http://www.spacetoday.org/SolSys/Voyagers20years.html |title=Voyagers are leaving the Solar System |work=Space Today |date=2011 |accessdate=May 29, 2014}}</ref>的[[旅行者1號]]，也要在300年後才會到達奧爾特雲，<ref name="jpl.PIA17046">{{cite web |url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA17046 |title=Catalog Page for PIA17046 |work=Photo Journal |publisher=NASA |date= |accessdate=April 27, 2014}}</ref><ref name="ut.104717">{{cite web |url=http://www.universetoday.com/104717/its-official-voyager-1-is-now-in-interstellar-space/ |title=It's Official: Voyager 1 Is Now In Interstellar Space |work=UniverseToday |date= |accessdate=April 27, 2014}}</ref>要穿越它更需要3萬年的時間。<ref name="Ghose2013">{{cite web |last=Ghose |first=Tia |title=Voyager 1 Really Is In Interstellar Space: How NASA Knows |work=[http://www.space.com/ Space.com web site] |publisher=TechMedia Network |date=September 13, 2013 |url=http://www.space.com/22797-voyager-1-interstellar-space-nasa-proof.html |accessdate=September 14, 2013 }}</ref><ref name="How_We_Know">{{cite web |last=Cook |first=J.-R |title=How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space? |publisher=NASA / Jet Propulsion Lab | date=September 12, 2013 |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-278 |accessdate=September 15, 2013 }}</ref>另外，旅行者1號所攜帶的[[放射性同位素熱電機]]在2025年前後就無法再為同行的科學儀器提供足夠的電力，所以不能用來對奧爾特雲做任何實質性的探索。其餘四個正在離開太陽系的探測器（[[旅行者2號]]、[[先驅者10號]]、[[先驅者11號]]及[[新視野號]]）到達奧爾特雲的時候也將無法作業。另一方面，如果使用[[太陽帆]]來推進探測器，則可以在大約30年內抵達奧爾特雲。<ref>{{cite web|author=Paul Gilster |url=http://www.centauri-dreams.org/?p=4238 |title=An Inflatable Sail to the Oort Cloud |publisher=Centauri-dreams.org |date=2008-11-12 |accessdate=2013-07-23}}</ref>

==參見==
{{Portal|太陽系|天文學}}
*[[太陽圈]]
*[[星際彗星]]
*[[凱伯帶]]
*[[矮行星候選者列表]]
*[[海王星外天體列表]]
*[[離散盤]]
*[[堤喀 (假想行星)]]

==參考資料==
{{Reflist|colwidth=30em|refs=
<ref name=book>{{cite book
| author=Harold F. Levison
| author2=Luke Donnes
| chapter=Comet Populations and Cometary Dynamics
| editor=Lucy Ann Adams McFadden
| display-editors=4
| editor2=Lucy-Ann Adams
| editor3=Paul Robert Weissman
| editor4=Torrence V. Johnson
| date=2007
| title=Encyclopedia of the Solar System
| pages=575–588 | edition=2nd
| publisher=Academic Press
| publication-place=Amsterdam; Boston
| isbn=0-12-088589-1
}}</ref>

<ref name=dave>{{cite journal
|author=David C. Jewitt
|date=2001
|title=From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter
|journal=[[Astronomical Journal]]
|volume= 123|issue= 2|pages=1039–1049
|doi=10.1086/338692
|bibcode = 2002AJ....123.1039J
}}</ref>

<ref name="Donahue1991">{{cite book
| editor = Thomas M. Donahue
| others = Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson
| date = 1991
| title = Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.–U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences
| url = http://books.nap.edu/openbook.php?record_id=1790&page=R1
| publisher = National Academy Press
| page = 251
| isbn = 0-309-04333-6
| accessdate = 2008-03-18
}}</ref>

<ref name="emel2007">{{cite journal
|author=V. V. Emelyanenko
|author2=D. J. Asher
|author3=M. E. Bailey
|date=2007
|title=The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=381 |issue=2 |pages=779–789
|bibcode=2007MNRAS.381..779E
|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x
}}</ref>

<ref name="hills1981">{{cite journal
|author=Jack G. Hills
|date=1981
|title=Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud
|journal=[[Astronomical Journal]]
|volume=86 |pages=1730–1740
|bibcode=1981AJ.....86.1730H
|doi=10.1086/113058
}}</ref>

<ref name="Julio1997">{{cite journal
|author=Julio A. Fernéndez
|date=1997
|title=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment
|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/oort.pdf
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=219 |pages=106–119
|accessdate=2008-03-18
| bibcode = 1997Icar..129..106F | doi = 10.1006/icar.1997.5754
}}</ref>

<ref name="levison2001">{{cite journal
|author=Harold F. Levison
|author2=Luke Dones
|author3=Martin J. Duncan
|date=2001
|title=The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud
|journal=[[Astronomical Journal]]
|volume=121 |issue=4 |pages=2253–2267
|bibcode=2001AJ....121.2253L
|doi=10.1086/319943
}}</ref>

<ref name="mil1">{{cite journal
|last = Milgrom |first= M.
|date=1983
|title=A modification of the newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|volume= 270 |pages= 365–370
|bibcode=1983ApJ...270..365M
|doi = 10.1086/161130
}}</ref>

<ref name="Morbidelli2006">{{cite arXiv
|author=Alessandro Morbidelli
|date=2006
|title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs of water ammonia and methane
|class=astro-ph
|eprint=astro-ph/0512256
}}</ref>

<ref name="NASA_SSE_oort">{{cite web
|title=Kuiper Belt & Oort Cloud
| work = [http://solarsystem.nasa.gov/index.cfm NASA Solar System Exploration web site]
|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs&Display=OverviewLong
|publisher=[[NASA]] |accessdate=2011-08-08
}}</ref>

<ref name="nasax">{{cite web|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2010/23nov_aliencomets/|title=The Sun Steals Comets from Other Stars|date=2010|publisher=NASA}}</ref>

<ref name=Oort>{{cite journal
|author=Jan Oort
|title=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin
|journal=[[Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands]]
|volume=11|pages=91–110|date=1950
|bibcode=1950BAN....11...91O
}}</ref>

<ref name = "Whipple">{{Cite journal
| last = Whipple | first = F. L. | authorlink = Fred Lawrence Whipple
| last2 = Turner | first2 = G.
| last3 = McDonnell | first3 = J. A. M.
| last4 = Wallis | first4 = M. K.
| title = A Review of Cometary Sciences
| url = http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/323/1572/339.short
| journal = [[Philosophical Transactions of the Royal Society A]]
| volume = 323 | issue = 1572 | pages = 339–347 [341]
| publisher = [[Royal Society Publishing]] | date = 1987-09-30
| bibcode = 1987RSPTA.323..339W
| doi = 10.1098/rsta.1987.0090
}}</ref>

}}


==外部連結==
==外部鏈接==
{{Commons category|Oort cloud}}
{{Commons category|Oort cloud}}
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=OortCloud Oort Cloud Profile] by [http://solarsystem.nasa.gov/ NASA's Solar System Exploration]
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs Oort Cloud Profile]（[http://solarsystem.nasa.gov/ 美國太空總署太陽系探索網站]──奧爾特雲）
*[http://www.nineplanets.org/kboc.html The Kuiper Belt and The Oort Cloud]
* [http://www.nineplanets.org/kboc.html The Kuiper Belt and The Oort Cloud]（凱伯帶與奧爾特雲）
*[http://adsabs.harvard.edu/abs/1994QJRAS..35....1M The effect of perturbations by the Alpha Cen A/B system on the Oort Cloud]
* [http://adsabs.harvard.edu/abs/1994QJRAS..35....1M The effect of perturbations by the Alpha Cen A/B system on the Oort Cloud]
* [http://arxiv.org/abs/1411.1844 Reassessing the formation of the Inner Oort cloud in an embedded star cluster II: Probing the inner edge] (Brasser; Schwamb : 7 Nov 2014 : [[arXiv]]:1411.1844)


{{小天體}}
{{太陽系}}
{{太陽系}}
{{太陽系小天體}}
{{類冥矮行星}}
{{彗星}}


[[Category:太阳系|O]]
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[[分類:太陽系]]
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[[Category:奧爾特星雲]]
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2015年6月6日 (六) 16:50的版本

「Oort cloud」的各地常用名稱
中国大陸奥尔特云
臺灣歐特雲
港澳奧爾特雲
奧爾特雲和太陽系各大行星及最接近的兩顆恒星的相對距離示意圖。圖中橫軸使用對數刻度，每一刻度所表示的距離為前一個的十倍。
奧爾特雲及凱伯帶示意圖

奧爾特雲，又稱奧匹克-奧爾特雲，[1]在理論上是一個圍繞太陽、主要由冰微行星組成的球體雲團。[2]奧爾特雲位於星際空間之中，距離太陽最遠至10萬天文單位（約2光年）左右，也就是太陽和比鄰星距離的一半。[3]同樣由海王星外天體組成的凱伯帶和離散盤與太陽的距離不到奧爾特雲的千分之一。奧爾特雲的外邊緣標誌著太陽系結構上的邊緣，也是太陽引力影響範圍的邊緣。[4]

奧爾特雲由兩個部份組成：一個球形外層和一個盤形內層，後者又稱希爾斯雲（Hills cloud）。奧爾特雲天體的主要成份為水冰、氨和甲烷等固體揮發物。

天文學家猜測，組成奧爾特雲的物質最早位於距太陽更近的地方，在太陽系形成早期因木星和土星的引力作用而分散到今天較遠的位置。[2]目前對奧爾特雲沒有直接的觀測證據，但科學家仍然認為它是所有長週期彗星、進入內太陽系的哈雷類彗星、半人馬小行星及木星族彗星的發源之地。[5]奧爾特雲外層受太陽系的引力牽制較弱，因此很容易受到臨近恒星和整個銀河系的引力影響。這些擾動都會不時導致奧爾特雲天體離開原有軌道，進入內太陽系，並成為彗星。[2]根據軌道推算，大部份短週期彗星都可能來自於離散盤，其餘的仍有可能來自奧爾特雲。[2][5]

假說

1932年，愛沙尼亞天文學家恩斯特·奧匹克猜想，長週期彗星都起源於太陽系最外端的一處雲團。[6]荷蘭天文學家揚·奧爾特在試圖解開一個悖論時，也獨立提出了這一假說。[7]在太陽系演化的過程中，彗星的軌道在動力學上並不穩定，最終必定會撞入太陽或行星，或者被行星的攝動甩出太陽系。另外，由於成份揮發性高，所以彗星每次接近太陽時，來自太陽的輻射都會使彗星物質漸漸揮發出去，直到彗星解體或形成保護性殼層。奧爾特因此推斷，彗星不可能在現有的軌道上形成，而是曾很長時間位於太陽系的外端。[7][8][9]

彗星共有兩類，一種為短週期彗星，又稱「黃道彗星」，另一種為長週期彗星，又稱「近各向同性彗星」。黃道彗星的軌道較小，大小在10天文單位的數量級以下，並和各大行星的軌道一樣與黃道處於同一平面。所有長週期彗星的軌道都非常大，大小可超過幾千天文單位的數量級，且來自於各個方向，不局限於黃道平面上。[9]奧爾特還注意到，遠日點位於大約2萬天文單位的長週期彗星居多，因此在那個距離應有一個各向分佈均勻的球形雲團，是為這些彗星的發源地。[9]遠日點位於1萬天文單位的那些為數不多的彗星，則可能已經在太陽系內穿梭數次，軌道被行星的引力效應拖拽至更近的位置了。[9]

結構和組成

理論上奧爾特雲的距離與太陽系其他結構的大小對比

奧爾特雲所佔空間極大，其距離太陽最近處在2,000—5,000天文單位（0.03—0.08光年）[9]，最遠處在50,000天文單位（0.79光年）[2]。最遠處距離在某些文獻中的估值為100,000—200,000天文單位（1.58—3.16光年）。[9]奧爾特雲可分為：一個半徑為20,000—50,000天文單位（0.32—0.79光年）的球形外層雲團，和一個半徑為2,000—20,000天文單位（0.03—0.32光年）的環形內層雲團。外層受太陽系內部的牽制較弱，是長週期彗星（有可能也是哈雷類彗星）在進入海王星軌道以內之前的起源地。[2]內層又稱希爾斯雲，以1981年提出其存在的傑克·G·希爾斯（Jack G. Hills）命名。[10]理論模型預測，內層雲團所含的彗星核數量比外層多幾十甚至幾百倍。[10][11][12]稀薄的外層會隨時間漸漸消亡，一些學者認為，內層不斷為外層補充新的彗星，是奧爾特雲在形成後數十億年仍然存在的原因。[13]

外層天體中，大於1公里的可能有上兆個（萬億個），[2]而絕對星等[14]大於11（即直徑約為20公里以上）的有幾十億個，各自之間相距數千萬公里之遙。[5][15]奧爾特雲的總質量目前尚不確定，但如果假設外層中的彗星核均與哈雷彗星質量相仿，估計其總質量為3×1025公斤，約等於地球質量的五倍。[2][16]早期估計奧爾特雲的質量更高（最高有380個地球質量），[17]但在更準確地掌握長週期彗星的大小分佈之後，估值就相應降低了。尚無對內層雲團的類似質量估值。

根據對彗星的實質觀察推測，絕大部份的奧爾特雲天體都由諸如水冰、甲烷、乙烷、一氧化碳和氰化氫的「冰」組成。[18]然而，1996 PW的外表符合D-型小行星的分類，[19][20]但軌道卻屬於長週期彗星。它的發現，使一些理論學家猜想，奧爾特雲可能還含有1%到2%的小行星。[21]分析指出，長週期彗星和木星族彗星的碳氮同位素比率差異不大，儘管兩者的起源地點截然不同。這意味著，兩類彗星都源自於原太陽星雲。[22]對奧爾特雲彗星顆粒大小的研究，[23]以及對屬於木星族的坦普爾1號彗星實施撞擊後的研究，[24]都支持這一結論。

起源

奧爾特雲是46億年前太陽系形成早期的原行星盤殘餘物質。[2]最為廣泛接受的假說是，奧爾特雲天體最初在更接近太陽的地方凝聚形成，過程與行星和小行星相同，但當時形成不久的木星和土星經引力作用把這些天體甩出了太陽系內部，並使它們進入離心率極高的橢圓軌道或拋物線軌道。[2][25]另一項研究卻認為，不少甚至是大部份的奧爾特雲天體都是從太陽及其鄰近恒星形成時交換的物質產生的，而不是在靠近太陽的地方形成。[26]對奧爾特雲發展過程的模擬顯示，其總質量在形成後8億年前後達到最高值，之後吸積和碰撞的速度減慢，雲團也逐漸消退。[2]

胡利奧·昂海爾·費爾南德斯（Julio Ángel Fernández）所建立的模型顯示，週期彗星的主要來源離散盤，也有可能是不少奧爾特雲天體的來源。根據此模型，離散的天體當中，有一半左右向外移至奧爾特雲，四分之一向內移至木星軌道附近，另有四分之一被拋射進入拋物線軌道。離散盤有可能至今仍然為奧爾特雲補充物質。[27]25億年後，離散盤物質中估計有三分之一會成為奧爾特雲的一部份。[28]

電腦模型指出，太陽系形成時彗星碎片之間的碰撞極為頻繁，以至大部份彗星在抵達奧爾特雲之前就被撞碎了。因此奧爾特雲今天的總質量應比先前所估計的低很多，[29]在最初一共50至100個地球質量的被拋射物質中，只佔很小一部份。[2]

來自臨近恒星的引力作用加上星系潮汐作用，使彗星軌道漸趨圓形，也是外奧爾特雲擁有近乎球形結構的原因；[2]然而受太陽引力影響更強的希爾斯雲，卻沒有形成球形結構。一些研究指出，奧爾特雲的形成過程符合太陽系在一個星團中與200至400顆恒星共同形成的假說。這些早期恒星很可能對奧爾特雲的形成起到了重要的作用，因為當時恒星近距離略過太陽系的頻率比今天高得多，對太陽系內部的攝動也更頻繁。[30]

2010年，哈羅德·利維森（Harold F. Levison）等人根據更強的電腦模擬結果提出，太陽仍在初生星團中的時候從其他恒星捕獲了眾多彗星。這意味著，奧爾特雲彗星中很大的一部份（甚至超過90%）都來自於其他恒星的原行星盤。[31]

彗星

海爾-波普彗星，一個典型的奧爾特雲彗星

太陽系中的彗星被認為有兩個獨立的起源地。短週期彗星（週期在200年以下）一般認為來自於凱伯帶或離散盤，這兩個相互連接的圓盤形區域位於海王星的軌道以外，距離太陽約30天文單位，由冰小天體組成。長週期彗星（週期可達數千年），如海爾-波普彗星，則可能源自奧爾特雲。凱伯帶天體的軌道相對穩定，因此來自凱伯帶的彗星應該為數不多；另一方面，離散盤在天體動力學上較為活躍，作為彗星來源的可能性也大得多。[9]來自離散盤的彗星進入外行星的軌道之內，此時被稱為半人馬小行星。[32]繼續被移入內太陽系的半人馬小行星，就成為了短週期彗星。[33]

短週期彗星有兩大類：木星族彗星（半長軸小於5天文單位）及哈雷類彗星。哈雷類彗星，以哈雷彗星作為典型。雖然這些彗星週期短，但卻可能源自奧爾特雲。根據軌道屬性推算，它們是被大行星的引力拖拽至內太陽系的。[8]不少的木星族彗星也有可能是這樣形成的，但絕大部份相信源自於離散盤。[5]

奧爾特發現，回歸彗星的數量遠比他的模型所預測的少。這一矛盾稱為「彗星衰退」，至今還沒有得到解決，已知的動力學過程都無法解釋彗星數目在觀測上過低的現象。可能的原因包括：潮汐力使彗星變形、碰撞或加熱而導致解體，揮發物的完全消失導致彗星不可被觀測，或彗星表面形成揮發性低的殼層。[34]對奧爾特雲彗星的動力學研究發現，外行星範圍的彗星出現次數比內行星範圍高出幾倍。這可能是木星強大的引力影響所造成的：木星起到了屏障的作用，使外來的彗星墮入其中，就像1994年的蘇梅克－列維9號彗星一樣。[35]

潮汐力效應

大部份靠近太陽的彗星都可能是因為銀河系潮汐力對奧爾特雲的引力攝動而進入今天的軌道的。正如月球的潮汐力會使地球的海洋變形一樣，銀河系也會擾動外太陽系天體的軌道。在可觀測的太陽系範圍內，這一效應相比太陽的引力來說是微不足道的，但在太陽引力影響較弱的遙遠地區，銀河系的引力場就會有明顯的作用。奧爾特雲會沿著指向銀河系中心的軸線被潮汐力拉伸，在另外兩條垂直的軸線上則會被擠壓。奧爾特雲天體會因此被帶到更接近太陽的位置。[36]銀河系潮汐力的影響超越太陽引力之處，稱為「潮汐截斷半徑」，大約位於100,000至200,000天文單位處。這也是奧爾特雲外端界線的半徑。[9]

一些學者猜想，銀河潮汐有可能通過增加高遠日點微行星的近日點距離，促使奧爾特雲的形成。[37]銀河潮汐效應非常複雜，其影響取決於太陽系中各個天體的具體運動。然而它的累計效應卻是舉足輕重的：來自奧爾特雲的彗星當中，因銀河潮汐而被帶入內太陽系的可能佔高達90%的比例。[38]對長週期彗星軌道的統計模型也指出，銀河潮汐是彗星軌道移入內太陽系的主要原因。[39]

恒星攝動及伴星假說

除了銀河系潮汐力以外，導致彗星墮入內太陽系的另一大因素是鄰近恒星或大型分子雲的引力場。[2][35]在太陽圍繞銀心運轉的時候，會不時靠近其他的恒星系統。例如，7萬年前舒爾茨星（Scholz's star）曾在奧爾特雲中穿過，但其質量低、相對速度高，所以影響並不大。[40]在未來的1千萬年內最有可能靠近並擾動奧爾特雲的恒星是格利澤710。[41]這種效應也會把奧爾特雲天體驅離黃道平面，有可能可以解釋這些天體的球形分佈結構。[41][42]

1984年，美國物理學家理查德·A·穆勒（Richard A. Muller）提出了太陽伴星的猜想，即一顆尚未被發現的棕矮星或紅矮星正在奧爾特雲以內以橢圓軌道繞太陽公轉。這顆被稱為涅墨西斯星的伴星大約每2600萬年進入奧爾特雲範圍，使大量彗星墮入內太陽系，從而解釋地球上大型生物滅絕事件似乎週期性發生的現象。不過，至今沒有證明涅墨西斯星存在的任何證據，而其他的證據（如撞擊坑計數等）則反而降低了其存在的可能性。[43][44]更近期的分析指出，滅絕事件的發生不具有週期性，[45]因此也不再需要太陽伴星這一猜想了。[45]

拉法葉路易斯安那大學天文學家約翰·J·馬蒂斯（John J. Matese）在2002年也提出了相似的假說。他認為，從奧爾特雲某個特定區域進入內太陽系的彗星，其觀測上的數目不能完全由銀河潮汐和恒星攝動所解釋，所以在遙遠的軌道上很可能有一個與木星質量相當的天體。[46]該假想的大行星名為堤喀。利用視差進行巡天調查的廣域紅外線巡天探測衛星旨在準確測量鄰近恒星的距離，並有能力證明堤喀存在與否。[45]2014年，美國太空總署宣佈該衛星的調查結果足以淘汰大部份伴星或遙遠大行星假說。[47]

修正牛頓動力學

根據修正牛頓動力學（MOND），[48][49]奧爾特雲天體在距離太陽遙遠的軌道上，運行加速度應在10−10 m/s2的數量級，與普通牛頓動力學所預測的有可觀的差異。根據MOND猜想，在加速度很低的情況下，加速度不再和力成正比關係。這可以解決一般由暗物質來解釋的星系自轉問題。[48]一旦確實，這將會大大改變人們對奧爾特雲形成和結構的認識。不過，絕大部份宇宙學家都認為MOND猜想是不成立的。[50]

未來的探索

目前尚未有人類製造的空間探測器抵達奧爾特雲。在正在離開太陽系的探測器中，就算是行進速度最快、[51]距離最遠[52][53]的旅行者1號，也要在300年後才會到達奧爾特雲，[3][54]要穿越它更需要3萬年的時間。[55][56]另外，旅行者1號所攜帶的放射性同位素熱電機在2025年前後就無法再為同行的科學儀器提供足夠的電力，所以不能用來對奧爾特雲做任何實質性的探索。其餘四個正在離開太陽系的探測器（旅行者2號、先驅者10號、先驅者11號及新視野號）到達奧爾特雲的時候也將無法作業。另一方面，如果使用太陽帆來推進探測器，則可以在大約30年內抵達奧爾特雲。[57]

參見

參考資料

  1. ^ Whipple, F. L.; Turner, G.; McDonnell, J. A. M.; Wallis, M. K. A Review of Cometary Sciences. Philosophical Transactions of the Royal Society A (Royal Society Publishing). 1987-09-30, 323 (1572): 339–347 [341]. Bibcode:1987RSPTA.323..339W. doi:10.1098/rsta.1987.0090. 
  2. ^ 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 2.10 2.11 2.12 2.13 Alessandro Morbidelli. Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs of water ammonia and methane. 2006. arXiv:astro-ph/0512256 可免费查阅 |class=被忽略 (帮助). 
  3. ^ 3.0 3.1 Catalog Page for PIA17046. Photo Journal. NASA. [April 27, 2014]. 
  4. ^ Kuiper Belt & Oort Cloud. NASA Solar System Exploration web site. NASA. [2011-08-08].  外部链接存在于|work= (帮助)
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 V. V. Emelyanenko; D. J. Asher; M. E. Bailey. The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, 381 (2): 779–789. Bibcode:2007MNRAS.381..779E. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. 
  6. ^ Ernst Julius Öpik. Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits. Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. 1932, 67 (6): 169–182. JSTOR 20022899. doi:10.2307/20022899. 
  7. ^ 7.0 7.1 Jan Oort. The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 1950, 11: 91–110. Bibcode:1950BAN....11...91O. 
  8. ^ 8.0 8.1 David C. Jewitt. From Kuiper Belt to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. Astronomical Journal. 2001, 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 9.4 9.5 9.6 9.7 Harold F. Levison; Luke Donnes. Comet Populations and Cometary Dynamics. Lucy Ann Adams McFadden; Lucy-Ann Adams; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (编). Encyclopedia of the Solar System 2nd. Amsterdam; Boston: Academic Press. 2007: 575–588. ISBN 0-12-088589-1. 
  10. ^ 10.0 10.1 Jack G. Hills. Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud. Astronomical Journal. 1981, 86: 1730–1740. Bibcode:1981AJ.....86.1730H. doi:10.1086/113058. 
  11. ^ Harold F. Levison; Luke Dones; Martin J. Duncan. The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud. Astronomical Journal. 2001, 121 (4): 2253–2267. Bibcode:2001AJ....121.2253L. doi:10.1086/319943. 
  12. ^ Thomas M. Donahue (编). Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.–U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences. Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson. National Academy Press. 1991: 251 [2008-03-18]. ISBN 0-309-04333-6. 
  13. ^ Julio A. Fernéndez. The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment (PDF). Icarus. 1997, 219: 106–119 [2008-03-18]. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754. 
  14. ^ 絕對星等所代表的是天體如果置於地球以外某特定距離時所呈現的亮度。與視星等不同的是，絕對星等把所有天體都假設置於同一距離，因此也是對天體亮度的測量。絕對星等越低，亮度就越高。
  15. ^ Paul R. Weissman. The Oort Cloud. Scientific American. 1998 [2007-05-26]. 
  16. ^ Paul R. Weissman. The mass of the Oort Cloud. Astronomy and Astrophysics. 1983, 118 (1): 90–94. Bibcode:1983A&A...118...90W. 
  17. ^ Sebastian Buhai. On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories (PDF). Utrecht University College. [2008-03-29]. （原始内容 (PDF)存档于2006-09-30）. 
  18. ^ E. L. Gibb; M. J. Mumma; N. Dello Russo; M. A. DiSanti & K. Magee-Sauer. Methane in Oort Cloud comets. Icarus. 2003, 165 (2): 391–406. Bibcode:2003Icar..165..391G. doi:10.1016/S0019-1035(03)00201-X. 
  19. ^ Rabinowitz, D. L. 1996 PW. IAU circular (International Astronomical Union). August 1996, 6466. Bibcode:1996IAUC.6466....2R. 
  20. ^ Davies, John K.; McBride, Neil; Green, Simon F.; Mottola, Stefano; et al. The Lightcurve and Colors of Unusual Minor Planet 1996 PW. Icarus (Elsevier). April 1998, 132 (2): 418–430. Bibcode:1998Icar..132..418D. doi:10.1006/icar.1998.5888. 
  21. ^ Paul R. Weissman; Harold F. Levison. Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?. Astrophysical Journal. 1997, 488 (2): L133–L136. Bibcode:1997ApJ...488L.133W. doi:10.1086/310940. 
  22. ^ D. Hutsemekers; J. Manfroid; E. Jehin; C. Arpigny; A. Cochran; R. Schulz; J.A. Stüwe & J.M. Zucconi. Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets. Astronomy and Astrophysics. 2005, 440 (2): L21–L24. Bibcode:2005A&A...440L..21H. arXiv:astro-ph/0508033 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361:200500160. 
  23. ^ Takafumi Ootsubo; Jun-ichi Watanabe; Hideyo Kawakita; Mitsuhiko Honda & Reiko Furusho. Grain properties of Oort Cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features. Highlights in Planetary Science, 2nd General Assembly of Asia Oceania Geophysical Society. 2007, 55 (9): 1044–1049. Bibcode:2007P&SS...55.1044O. doi:10.1016/j.pss.2006.11.012. 
  24. ^ Michael J. Mumma; Michael A. DiSanti; Karen Magee-Sauer; et al. Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact. Science Express. 2005, 310 (5746): 270–274. Bibcode:2005Sci...310..270M. PMID 16166477. doi:10.1126/science.1119337. 
  25. ^ Oort Cloud & Sol b?. SolStation. [2007-05-26]. 
  26. ^ The Sun Steals Comets from Other Stars. NASA. 2010. 
  27. ^ Julio A. Fernández; Tabaré Gallardo & Adrián Brunini. The scattered disc population as a source of Oort Cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort Cloud. Icarus. 2004, 172 (2): 372–381. Bibcode:2004Icar..172..372F. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.023. 
  28. ^ Davies, J. K.; Barrera, L. H. The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt.. Kluwer Academic Publishers. 2004. ISBN 978-1-4020-1781-0. 
  29. ^ S. Alan Stern; Paul R. Weissman. Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort Cloud. Nature. 2001, 409 (6820): 589–591. Bibcode:2001Natur.409..589S. PMID 11214311. doi:10.1038/35054508. 
  30. ^ R. Brasser; M. J. Duncan; H.F. Levison. Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud. Icarus. 2006, 184 (1): 59–82. Bibcode:2006Icar..184...59B. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.010. 
  31. ^ Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010) (SwRI) News
  32. ^ Harold E. Levison & Luke Dones. Comet Populations and Cometary dynamics. Encyclopedia of the Solar System. 2007: 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3. doi:10.1016/B978-012088589-3/50035-9. 
  33. ^ J Horner; NW Evans; ME Bailey; DJ Asher. The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System (PDF). 2003 [2007-06-29]. 
  34. ^ Luke Dones; Paul R Weissman; Harold F Levison; Martin J Duncan. Oort Cloud Formation and Dynamics (PDF). Michel C. Festou; H. Uwe Keller; Harold A. Weaver (编). Comets II. University of Arizona Press. 2004: 153–173 [2008-03-22]. 
  35. ^ 35.0 35.1 Julio A. Fernández. Long-Period Comets and the Oort Cloud. Earth, Moon, and Planets. 2000, 89 (1–4): 325–343. Bibcode:2002EM&P...89..325F. doi:10.1023/A:1021571108658. 
  36. ^ Marc Fouchard; Christiane Froeschlé; Giovanni Valsecchi; Hans Rickman. Long-term effects of the galactic tide on cometary dynamics. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 2006, 95 (1–4): 299–326. Bibcode:2006CeMDA..95..299F. doi:10.1007/s10569-006-9027-8. 
  37. ^ Higuchi A.; Kokubo E. & Mukai, T. Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide. Bulletin of the American Astronomical Society. 2005, 37: 521. Bibcode:2005DDA....36.0205H. 
  38. ^ Nurmi P.; Valtonen M.J.; Zheng J.Q. Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 327 (4): 1367–1376. Bibcode:2001MNRAS.327.1367N. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x. 
  39. ^ John J. Matese & Jack J. Lissauer. Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort Cloud comets discernible. Icarus. 2004, 170 (2): 508–513. Bibcode:2004Icar..170..508M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.019. 
  40. ^ Mamajek, Eric E.; Barenfeld, Scott A.; Ivanov, Valentin D. The Closest Known Flyby of a Star to the Solar System. The Astrophysical Journal. 2015, 800 (1). Bibcode:2015ApJ...800L..17M. arXiv:1502.04655 可免费查阅. doi:10.1088/2041-8205/800/1/L17. 
  41. ^ 41.0 41.1 L. A. Molnar; R. L. Mutel. Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710. American Astronomical Society 191st meeting. American Astronomical Society. 1997. Bibcode:1997AAS...191.6906M. 
  42. ^ A. Higuchi; E. Kokubo & T. Mukai. Scattering of Planetesimals by a Planet: Formation of Comet Cloud Candidates. Astronomical Journal. 2006, 131 (2): 1119–1129. Bibcode:2006AJ....131.1119H. doi:10.1086/498892. 
  43. ^ J. G. Hills. Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit. Nature. 1984, 311 (5987): 636–638. Bibcode:1984Natur.311..636H. doi:10.1038/311636a0. 
  44. ^ Nemesis is a myth. Max Planck Institute. 2011 [2011-08-11]. 
  45. ^ 45.0 45.1 45.2 Can WISE Find the Hypothetical 'Tyche'?. NASA/JPL. February 18, 2011 [2011-06-15]. 
  46. ^ John J. Matese & Jack J. Lissauer. Continuing Evidence of an Impulsive Component of Oort Cloud Cometary Flux (PDF). University of Louisiana at Lafayette, and NASA Ames Research Center. 2002-05-06 [2008-03-21]. 
  47. ^ K. L., Luhman. A Search For A Distant Companion To The Sun With The Wide-field Infrared Survey Explorer. The Astrophysical Journal. 7 March 2014, 781 (1) [20 March 2014]. Bibcode:2014ApJ...781....4L. doi:10.1088/0004-637X/781/1/4. 
  48. ^ 48.0 48.1 Milgrom, M. A modification of the newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis. Astrophysical Journal. 1983, 270: 365–370. Bibcode:1983ApJ...270..365M. doi:10.1086/161130. 
  49. ^ Milgrom, M. Solutions for the modified Newtonian dynamics field equation. Astrophysical Journal. 1986, 302: 617–625. Bibcode:1986ApJ...302..617M. doi:10.1086/164021. 
  50. ^ Sean Carroll. Dark Matter: Just Fine, Thanks. Discover. [2011-03-04]. 
  51. ^ New Horizons Salutes Voyager. New Horizons. August 17, 2006 [November 3, 2009]. 
  52. ^ Clark, Stuart. Voyager 1 leaving solar system matches feats of great human explorers. The Guardian. September 13, 2013. 
  53. ^ Voyagers are leaving the Solar System. Space Today. 2011 [May 29, 2014]. 
  54. ^ It's Official: Voyager 1 Is Now In Interstellar Space. UniverseToday. [April 27, 2014]. 
  55. ^ Ghose, Tia. Voyager 1 Really Is In Interstellar Space: How NASA Knows. Space.com web site. TechMedia Network. September 13, 2013 [September 14, 2013]. 
  56. ^ Cook, J.-R. How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space?. NASA / Jet Propulsion Lab. September 12, 2013 [September 15, 2013]. 
  57. ^ Paul Gilster. An Inflatable Sail to the Oort Cloud. Centauri-dreams.org. 2008-11-12 [2013-07-23]. 

外部鏈接

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注：類冥矮行星即海王星外的矮行星。从大到小顺序排列，仅列出直径大于800公里的天体（括号中为修正后直径数据小于800公里）
特徵
C/1996 B2 (百武彗星)
類型
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