언덕구름

Hills cloud
천체의 중력권에 대해서는 힐 구를 참조해 주세요.
이론적인 오르트 구름, 힐 구름 및 카이퍼 벨트(인셋)에 대한 아티스트의 견해

천문학에서, 힐스 구름(또한 내부 오르트 cloud[1]와 내부 cloud[2]을 불렀다)는 어마어마한 이론적인 별의 주위를 도는 디스크의 외부 국경 주변 2만 3만 천문 단위에(AU)은 태양에서 그리고 내부 국경, 덜 정의가 잘 되어, 가설적으로 250–1500 AU,는 경우에는 citatio에 위치한다 위치할 것은 오르트 구름에 내부.N]p.를 한참 벗어난 것이 필요했다랜메탈 및 카이퍼 벨트 물체 궤도—단, 거리가 훨씬 더 클 수 있습니다.만약 그것이 존재한다면, 힐스 구름은 오르트 [3]구름보다 약 5배 많은 혜성을 포함하고 있습니다.

개요

Hills 클라우드 가설의 필요성은 오르트 클라우드의 역학과 밀접하게 관련되어 있습니다.오르트 구름 혜성은 그들의 환경에서 지속적으로 교란된다.지워지지 않는 부분은 태양계를 떠나거나, 증발하는 내부계로 떨어지거나, 태양이나 가스 거대체로 떨어집니다.따라서 오르트 구름은 오래 전에 고갈되었어야 했지만, 여전히 혜성과 함께 잘 공급되고 있다.

힐스 구름 가설은 인구 밀도가 높은 오르트 지역인 "힐스 구름"을 가정함으로써 오르트 구름의 지속성을 해결합니다.힐스 구름에서 분출된 물체는 오르트 [4]구름의 전형적인 영역인 오르트 구름을 유지할 가능성이 높습니다.힐스 구름은 태양계 전체에서 가장 많은 혜성 농도를 가지고 있을 가능성이 높다.

힐스 구름의 존재는 그럴듯하다. 왜냐하면 이미 많은 시체들이 그곳에서 발견됐기 때문이다.오르트 [5][6]구름보다 더 밀도가 높을 겁니다.가장 가까운 별과의 중력 상호작용과 은하의 조석 효과는 오르트 구름에 있는 혜성에 원형 궤도를 제공했는데, 힐스 구름에 있는 혜성의 경우는 그렇지 않을 수 있습니다.힐스 구름의 총 질량은 알려져 있지 않다; 일부 과학자들은 이것이 오르트 구름의 바깥쪽보다 몇 배 더 클 것이라고 생각한다.

역사

오리지널 오르트 클라우드 모델

에른스트 외픽

1932년과 1981년 사이에 천문학자들은 에른스트 외픽과 얀 오르트가 제안한 오르트 구름과 카이퍼 벨트가 태양계에서 혜성의 유일한 매장지라고 믿었다.

1932년, 에스토니아 천문학자 에른스트 외픽은 혜성이 태양계의 [7]바깥쪽 경계를 도는 구름에 뿌리를 두고 있다는 가설을 세웠다.1950년, 네덜란드 천문학자 얀 오르트는 명백한 모순을 설명하기 위해 독립적으로 이 아이디어를 부활시켰다.혜성은 내태양계를 여러 번 통과한 후에 파괴되기 때문에, 만약 혜성이 존재했다면,[8] 지금 더 이상 관찰될 수 없었다.

오르트는 그의 연구를 위해 1850년과 1952년 사이에 가장 잘 관찰된 46개의 혜성을 선택했습니다.반장축의 역분포는 최대 빈도를 보여 주었는데, 이는 40,000~15,000AU(0.6~2.4ly) 떨어진 곳에 혜성의 저장소가 존재함을 시사한다.태양 영향권(천체역학)의 한계에 위치한 이 저수지는 항성 교란으로 인해 구름 혜성을 바깥쪽으로 내쫓거나 안으로 밀어넣을 가능성이 있습니다.

신모델

Hills 구름을 처음 제안한 천문학자 Jack G. Hills

1980년대에 천문학자들은 주 구름의 내부 단면이 태양으로부터 약 3,000AU에서 시작하여 20,000AU의 전형적인 구름까지 이어질 수 있다는 것을 깨달았다.대부분의 추정에 따르면 힐스 구름의 인구는 약 20조 명(외부 구름의 약 5~10배)으로 추정되지만,[9] 그 수는 이보다 10배 더 많을 수 있습니다.

"내부 구름"의 주요 모델은 1981년 천문학자 잭 G에 의해 제안되었습니다. 로스앨러모스 연구소에서 온 힐스가 이 지역에 이름을 지어줬어요그는 태양계 근처에 별이 지나가면 지구에 멸종할 수도 있다고 계산했고, 이로 인해 "폭우"가 발생했다고 한다.

그의 연구는 대부분의 구름 혜성의 궤도가 오르트 [5]구름의 제안된 거리보다 태양에 훨씬 더 가까운 10,000AU의 반장축을 가지고 있다는 것을 시사했다.게다가, 주변 별들과 은하 조수의 영향으로 오르트 구름 혜성은 태양에 더 가까이 또는 태양계 바깥쪽으로 보내졌을 것입니다.이러한 문제들을 설명하기 위해, 힐스는 혜성 핵이 외부 [5]후광보다 수십 배에서 수백 배 더 많은 내부 구름의 존재를 제안했다.따라서, 그것은 희박한 외부 구름을 재보급하기 위한 새로운 혜성의 가능한 원천이 될 것이다.

그 다음 해에 다른 천문학자들은 힐스 구름을 찾아 장주기 혜성을 연구했다.이는 [10]각각 1982년과 1983년에 힐스 구름의 구조를 제안한 시드니 반 덴 버그와 마크 E. 베일리의 경우였다.1986년, 베일리는 태양계에 있는 대부분의 혜성은 오르트 구름 지역이 아니라, 반장축이 5,000AU인 [10]궤도로 더 가깝고 내부 구름에 위치해 있다고 말했다.이 연구는 빅터 클럽과 빌 네이피어(1987년)와 R. B. 스토더스(1988년)[10]의 연구에 의해 더욱 확대되었다.

하지만,[11] 힐스 구름은 과학자들이 힐스의 [a]이론을 재개한 1991년에 큰 관심을 얻었다.

특성.

구조 및 구성

내외부 Oort 클라우드

오르트 구름 혜성은 주변과 먼 물체에 의해 지속적으로 방해를 받는다.상당수는 태양계를 떠나거나 태양에 훨씬 더 가까이 간다.따라서 오르트 구름은 오래 전에 산산조각 났어야 했지만, 여전히 온전하게 남아 있습니다.힐스 구름 제안은 설명을 제공할 수 있다; J. G. 힐스와 다른 과학자들은 이것이 오르트 구름의 [12]혜성을 보충할 수 있다고 제안한다.

또한 힐스 구름은 태양계를 [10]가로지르는 혜성들의 가장 큰 집결지일 가능성이 높다.힐스 구름은 외부 오르트 구름보다 훨씬 밀도가 높아야 합니다.존재한다면 크기는 5,000~20,000AU 사이입니다.반면 오르트 클라우드의 [13]크기는 20,000~50,000AU(0.3~0.8ly)입니다.

힐스 구름의 질량은 알려지지 않았다.일부 과학자들은 오르트 [3]구름보다 5배 더 클 수 있다고 믿는다.마크 E. 베일리는 힐스 구름의 질량이 지구의 13.8질량으로 추정하는데, 만약 천체의 대부분이 10,[10]000AU에 위치해 있다면 말이다.

혜성의 분석이 전체를 대표한다면, 힐스 구름 물체의 대부분은 물, 메탄, 에탄, 일산화탄소, [14]시안화수소와 같은 다양한 얼음으로 구성되어 있다.하지만, 장주기 혜성의 전형적인 궤도에 있는 소행성인 1996 PW 물체의 발견은 [15]이 구름에 암석 물체도 포함되어 있을 수 있다는 것을 암시한다.

오르트 구름 계열의 혜성과 목성 영역의 다른 혜성에서의 질소의 탄소 분석과 동위원소 비율은 뚜렷한 외진 영역에도 불구하고 두 가지 사이에 거의 차이를 보이지 않습니다.이는 둘 다 원시 행성계 [16]원반에서 나왔다는 것을 시사하며, 혜성 구름 크기 연구와 최근 템펠 1 [17]혜성의 충돌 연구에서도 이 결론을 뒷받침한다.

태양으로부터 4.5광년 이내의 알려진 천체 축척에 대한 개략도.Hills 구름은 여기서 아쿠아 그린 선(토러스 모양의 단면)으로 표시됩니다.

형성

많은 과학자들은 힐스 구름이 태양계의 첫 8억 년 동안 태양과 또 다른 별 사이의 가까운 (800 AU) 조우에서 형성되었다고 생각하는데, 이것은 목성이나 해왕성의 영향을 [18]받지 않고 있어서는 안 되는 90377 세드나의 이심 궤도를 설명할 수 있다.그러면 힐스 구름이 오르트 구름보다 "젊은" 구름일 가능성이 있습니다.그러나 Sedna와 두 개의 다른 Sednoid(2012113 VP와 541132 Leahakuhonua)만이 이러한 불규칙성을 가지고 있다. 2000년67 OO와 2006년372 SQ의 경우, 둘 다 태양계의 거대 가스 행성 주위를 돌고 있기 때문에 이 이론은 필요하지 않다.

가능한 힐 구름 개체

이름. 직경
(km)		 근일점
(AU)		 아필리온
(AU)		 검출
2012년113 부사장 315 ~ 640 80.5 445 2012
(90377) 세드나 995 ~ 1,060 76.1 935 2003
(87269) 2000 OO67 28 ~ 87 20.8 1,014.2 2000
(308933) 2006년372 SQ 50 ~ 100 24.17 2,005.38 2006
(541132) 렐레아쿠호누아 200 ~ 248 64.94 2123 2015

힐스 구름의 몸은 대부분 얼음, 메탄, 암모니아로 이루어져 있다.천문학자들은 햐쿠타케 혜성과 같은 많은 장주기 혜성들이 힐스 구름에서 유래한 것으로 추정하고 있다.

Mike Brown과 그의 동료들은 Sedna의 발견을 알리는 기사에서 최초의 오르트 구름 물체를 관측했다고 주장했습니다.그들은 에리스와 같이 산란된 원반 천체와는 달리, 세드나의 근일점(76AU)은 해왕성의 진화에 [19]중력의 영향을 끼치기에는 너무 멀다는 것을 관찰했다.저자들은 Sedna를 황도를 따라 위치하여 카이퍼 벨트와 오르트 [20][21]구름의 보다 구면 부분 사이에 위치한 "내부 오르트 구름 물체"로 간주했다.하지만, Sedna는 Hills 구름에 있는 물체들이 예상한 것보다 태양에 훨씬 더 가깝고 그것의 기울기는 행성과 카이퍼 벨트의 기울기에 가깝습니다.

2008년 KV42를 둘러싼 상당한 미스터리는 힐스 구름 또는 오르트 [22]구름에서 기원할 수 있는 역행 궤도와 함께 있다.5335 다모클레스라는 이 카테고리의 이름과 같은 기원이 의심스러운 다모클로이드도 마찬가지다.

혜성

맥노트 혜성

천문학자들은 몇몇 혜성들이 힐스 구름과 같은 지역에서 온 것으로 추정하고 있다; 특히 그들은 1,000AU보다 더 먼 지역에서 온 천AU보다 더 크지만 10,000AU보다 더 낮은 지역에 있는 혜성들에 초점을 맞추고 있다.

몇몇 유명한 혜성들은 매우 먼 거리에 도달하고 힐스 구름 물체의 후보입니다.예를 들어 호주의 천문학자 테리 러브조이가 2007년 3월 15일 발견한 러브조이 혜성의 원일점 거리는 약 1800AU였다.1996년 아마추어 천문학자 유지 히아쿠타케에 의해 발견된 혜성 햐쿠타케는 외향 원일점이 3,500AU이다.2006년 8월 7일 호주에서 로버트 H. 맥노트(Robert H. McNaught)에 의해 발견된 맥노트 혜성은 원일점 4,100AU로 최근 수십 년 동안 가장 밝은 혜성 중 하나가 되었다.2004년 8월 27일 아마추어 천문학자 도널드 마홀츠에 의해 발견된 마홀츠 혜성은 약 5,000AU에서 왔다.

세드나, 첫 번째 후보

루프의 마지막 순간에 Sedna의 궤도(빨간색)와 힐스 구름(파란색)의 애니메이션

세드나는 마이클 E에 의해 발견된 작은 행성이다. 2003년 11월 14일 브라운, 채드 트루히요, 데이비드 L. 라비노위츠.분광학적 측정 결과 표면 구성은 다른 해왕성 횡단 물체와 유사하다.그것은 주로 물 얼음, 메탄, 그리고 질소와 톨린의 혼합물로 구성되어 있다.그것의 표면은 태양계에서 가장 붉은 것 중 하나이다.

사용된 정의에 따라 Hills 구름 개체를 처음 탐지하는 것일 수 있습니다.힐스 구름의 영역은 1,500에서 10,000AU [citation needed]사이의 궤도를 가진 모든 물체로 정의됩니다.

세드나에 대한 아티스트의 인상

하지만 Sedna는 Hills 구름의 추정 거리보다 훨씬 더 가깝습니다.태양으로부터 약 130억 킬로미터(87 AU) 떨어진 곳에서 발견된 이 미행성체는 가장 가까운 거리(2076년 다음 발생)에서 태양으로부터 76 AU의 근일점만을 가지고 11,400년 동안 타원 궤도를 돌며 가장 먼 지점에서는 936 AU까지 이동합니다.

그러나 Sedna는 궤도가 50AU의 Kuiper 벨트 영역으로 진입하지 않기 때문에 Kuiper 벨트 물체로 간주되지 않습니다.Sedna는 "분리된 물체"이기 때문에 해왕성과 공명하지 않습니다.

2012년113 부사장

해왕성 횡단 천체 2012 VP113은 2014년 3월 26일에 발표되었으며, 해왕성에서 근일점으로부터 상당히 떨어져 있는 세드나와 궤도가 유사하다.공전 궤도는 태양으로부터 80~400AU 떨어져 있다.

각주

  1. ^ 새로운 관심은 1987년 마틴 던컨, 토마스 퀸, 스콧 트레메인이 쓴 논문을 제외했고, 이는 힐스의 가설을 추가 연구로 [citation needed][dubious – discuss]확장시켰다.

레퍼런스

  1. ^ 오르트 클라우드 보기
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추가 정보

외부 링크

  • Wikimedia Commons의 Hills 클라우드 관련 미디어