Oortův oblak

Oortův oblak [1] (také Epik-Oortův oblak [2] ) je hypotetická sférická oblast sluneční soustavy , která je zdrojem dlouhoperiodických komet . Instrumentálně nebyla existence Oortova oblaku potvrzena, ale mnoho nepřímých faktů ukazuje na jeho existenci.

Odhadovaná vzdálenost k vnějším hranicím Oortova oblaku od Slunce je mezi 50 000 a 100 000 AU  . e. [3]  je přibližně světelný rok . To je asi čtvrtina vzdálenosti od Proximy Centauri , nejbližší hvězdy ke Slunci. Kuiperův pás a rozptýlený disk , dvě další známé oblasti transneptunských objektů , mají asi tisíckrát menší průměr než Oortův oblak. Vnější hranice Oortova oblaku určuje gravitační hranici sluneční soustavy [4]  - sféra Hill , definovaná pro sluneční soustavu na 2 st. rok .

Předpokládá se, že Oortův oblak zahrnuje dvě oddělené oblasti: sférický vnější Oortův oblak a vnitřní diskovitý Oortův oblak. Objekty v Oortově oblaku jsou z velké části složeny z vody, čpavku a metanového ledu. Astronomové se domnívají, že objekty, které tvoří Oortův oblak, se zformovaly v blízkosti Slunce a byly rozptýleny daleko do vesmíru gravitačními účinky obřích planet na počátku vývoje sluneční soustavy [3] .

Ačkoli nebyla potvrzena žádná přímá pozorování Oortova oblaku, astronomové se domnívají, že je zdrojem všech dlouhoperiodických komet a komet Halleyova typu přilétajících do sluneční soustavy, stejně jako mnoha kentaurů a komet z rodiny Jupiterů [5 ] . Vnější část Oortova oblaku je přibližnou hranicí sluneční soustavy a může být snadno ovlivněna gravitačními silami jak procházejících hvězd, tak samotné Galaxie . Tyto síly někdy způsobují, že komety směřují do centrální části sluneční soustavy [3] . Krátkoperiodické komety mohou na základě svých drah pocházet nejen z rozptýleného disku , ale také z Oortova oblaku [3] [5] . Ačkoli Kuiperův pás a vzdálenější rozptýlený disk byly pozorovány a měřeny, pouze pět známých objektů bylo údajně považováno za objekty Oortova oblaku pro roky 2004-2008: Sedna , 2000 CR 105 , 2006 SQ 372 , 2008 KV 42 a 2012 VP 113 [6] [7] . Následně byly objeveny další takové objekty, jako C/2014 UN271 . Existují také nepotvrzené hypotézy o existenci na vnitřní hranici Oortova oblaku (30 tisíc AU) plynného obra planety Tyche a případně jakékoli další " planety X ", a za jejími vnějšími hranicemi - satelitní hvězda Slunce Nemesis .

Hypotézy

Myšlenku existence takového oblaku poprvé předložil estonský astronom Ernst Epik v roce 1932 [8] . V 50. letech 20. století tuto myšlenku nezávisle na sobě předložil nizozemský astrofyzik Jan Oort jako prostředek řešení paradoxu [9] křehkosti komet (rozpadnou se v důsledku vypařování v blízkosti perihelia, pokud se nevytvoří kůra netěkavé hmoty ) a nestabilita jejich drah (padnou na Slunce nebo planetu nebo je vymrští ze sluneční soustavy). Komety se zřejmě zachovaly v „oblaku“, velmi vzdáleném od Slunce [9] [10] [11] .

Existují dvě třídy komet: komety s krátkou periodou a komety s dlouhou periodou. Krátkoperiodické komety mají oběžné dráhy relativně blízko Slunce, s periodou kratší než 200 let a malým sklonem k rovině ekliptiky .

Oort poznamenal, že u dlouhoperiodických komet je vrchol v distribuci afélií - ≈ 20 000 AU. e. (3 biliony km), což naznačuje v této vzdálenosti oblak komet s kulovým, izotropním rozložením (protože dlouhoperiodické komety se objevují ze všech sklonů) [11] . Poměrně vzácné komety s drahami menšími než 10 000 AU. e. pravděpodobně prošli jednou nebo vícekrát sluneční soustavou, a proto mají oběžné dráhy komprimované gravitací planet [11] .

Struktura a kompozice

Oortův oblak je tvořen hypotetickým

• vnitřní toroidní (od 2000-5000 [3] do 20 000 AU ) Hills cloud , pojmenovaný po Hills , který navrhl jeho existenci [12] .
• vnější sférické (od 20 000 do 50 000 ; podle některých odhadů až 100 000 ÷ 200 000 AU [11] ), zdroj dlouhoperiodických komet a případně komet z rodiny Neptunů [3] .

Modely předpovídají, že ve vnitřním oblaku je desítky či stokrát více kometárních jader než ve vnějším [12] [13] [14] ; je považován za možný zdroj nových komet k doplnění relativně skrovného vnějšího oblaku, protože se postupně vyčerpává. Hillsův oblak vysvětluje tak dlouhou existenci Oortova oblaku po miliardy let [15] .

Předpokládá se, že vnější Oortův oblak obsahuje několik bilionů kometárních jader větších než asi 1,3 km [3] (asi 500 miliard s absolutní magnitudou jasnější než 10,9), s průměrnou vzdáleností mezi kometami několik desítek milionů kilometrů [5] [ 16] . Její celková hmotnost není spolehlivě známa, ale za předpokladu, že Halleyova kometa  je vhodným prototypem pro všechny komety ve vnějším Oortově oblaku, odhadovaná celková hmotnost je 3⋅1025 kg , tedy asi pětinásobek hmotnosti Země [3] [17 ] . Dříve se předpokládalo, že oblak je masivnější (až 380 hmotností Země) [18] , ale nedávné poznatky o distribuci velikosti dlouhoperiodických komet vedly k mnohem nižším odhadům. Hmotnost vnitřního Oortova oblaku je v současnosti neznámá.

Na základě studií komet lze předpokládat, že naprostá většina objektů Oortova oblaku se skládá z různých ledů tvořených látkami jako je voda, metan , ethan , oxid uhelnatý a kyanovodík [19] . Nicméně objev 1996 PW , asteroidu s oběžnou dráhou typičtější pro dlouhoperiodické komety, naznačuje, že v Oortově oblaku mohou být kamenné objekty [20] . Analýza poměru izotopů uhlíku a dusíku v kometách Oortova oblaku a Jupiterovy rodiny ukazuje jen malé rozdíly, a to i přes jejich velmi izolované oblasti původu. Z toho vyplývá, že objekty těchto oblastí pocházejí z původního protosolárního oblaku [21] . Tento závěr podporují i ​​studie velikosti částic v kometách Oortova oblaku [22] a studie srážky vesmírné sondy Deep Impact s kometou Tempel 1 patřící do rodiny Jupiterů [23] .

Původ

Předpokládá se, že Oortův oblak je pozůstatkem původního protoplanetárního disku , který se zformoval kolem Slunce přibližně před 4,6 miliardami let [3] . Podle široce přijímané hypotézy se objekty Oortova mračna původně vytvořily mnohem blíže ke Slunci ve stejném procesu, který tvořil planety i asteroidy , ale gravitační interakce s mladými obřími planetami, jako je Jupiter, uvrhla tyto objekty na extrémně eliptické dráhy nebo parabolické dráhy [ 3] [24] . Simulace vývoje Oortova oblaku od počátků Sluneční soustavy do současného období ukazují, že hmotnost oblaku vyvrcholila přibližně 800 milionů let po zformování, protože rychlost narůstání a srážek se zpomalila a rychlost vyčerpání oblačnosti začala klesat. předběhnout rychlost doplňování [3] .

Model Julia Ángela Fernándeze naznačuje, že rozptýlený disk , který je hlavním zdrojem krátkoperiodických komet ve Sluneční soustavě, by mohl být také hlavním zdrojem objektů Oortova oblaku. Podle modelu je přibližně polovina objektů v rozptýleném disku posunuta směrem ven do Oortova oblaku, zatímco čtvrtina je posunuta dovnitř na oběžnou dráhu Jupitera a čtvrtina je vyvržena na hyperbolické dráhy . Rozptýlený disk může stále dodávat materiál do Oortova oblaku [25] . V důsledku toho jedna třetina současných rozptýlených diskových objektů pravděpodobně za 2,5 miliardy let spadne do Oortova oblaku [26] .

Počítačové modely ukazují, že dopady kometárního materiálu během období formování hrály mnohem větší roli, než se dříve předpokládalo. Podle těchto modelů byl počet kolizí v rané historii Sluneční soustavy tak vysoký, že většina komet byla zničena dříve, než dosáhly Oortova oblaku. Proto je současná kumulativní hmotnost Oortova oblaku mnohem menší, než se dříve myslelo [27] . Odhadovaná hmotnost oblaku je pouze malá část vyvrženého materiálu, 50-100 hmotností Země [3] .

Gravitační interakce s blízkými hvězdami a galaktickými slapovými silami změnily oběžné dráhy komet tak, aby byly kruhovější. To vysvětluje téměř kulovitý tvar vnějšího Oortova oblaku [3] . A Hillsův oblak, který je více spojený se Sluncem, by měl časem získat kulový tvar. Nedávné studie ukázaly, že vznik Oortova oblaku je jistě v souladu s hypotézou, že sluneční soustava vznikla jako součást hvězdokupy 200-400 hvězd. Tyto rané blízké hvězdy pravděpodobně hrály roli při formování mračna, protože počet blízkých průchodů hvězd v kupě byl mnohem vyšší než dnes, což vedlo k mnohem častějším poruchám [28] .

Výsledky studia spektra mezihvězdné komety C/2019 Q4 (Borisov) ukazují, že komety v jiných planetárních soustavách mohou vznikat v důsledku procesů podobných těm, které vedly ke vzniku komet v Oortově oblaku [29 ] .

Komety

Předpokládá se, že komety mají ve sluneční soustavě dvě odlišné oblasti původu. Obvykle se předpokládá, že krátkoperiodické komety (s periodami až 200 let) pocházejí z Kuiperova pásu nebo Rozptýleného disku, dvou spojených plochých disků ledového materiálu začínajících na oběžné dráze Pluta kolem 38 AU. e. a společně dosahující až 100 a.u. e. ze Slunce. Na druhé straně se předpokládá, že dlouhoperiodické komety, jako je Hale-Boppova kometa , s periodami tisíců let, pocházejí z Oortova oblaku. Dráhy v Kuiperově pásu jsou relativně stabilní, a proto se předpokládá, že odtud pochází pouze několik komet. Rozptýlený disk je naproti tomu dynamicky aktivní a je mnohem pravděpodobnějším místem vzniku komet. Komety se pohybují z rozptýleného disku do sféry vnějších planet a stávají se objekty známými jako kentauři . Poté se kentauři přesunou na vnitřní dráhy a stanou se z nich krátkoperiodické komety.

Existují dvě hlavní rodiny krátkoperiodických komet: rodina Jupiterů (s polohlavními osami menšími než 5 AU) a rodina Neptunů neboli Halleyova rodina (toto jméno je dáno kvůli podobnosti jejich drah s dráhou komet ). Halleyova kometa ). Komety z rodiny Neptunů jsou neobvyklé, protože ačkoli jsou krátkoperiodické, jejich primární oblastí původu je Oortův oblak, nikoli rozptýlený disk. Na základě jejich drah se věří, že to byly komety s dlouhou periodou a poté byly zachyceny gravitací obřích planet a přesměrovány do vnitřní oblasti sluneční soustavy. Tento proces mohl také ovlivnit dráhy významné části komet z rodiny Jupiterů, ačkoli se předpokládá, že většina těchto komet pochází z rozptýleného disku.

Oort poznamenal, že počet vracejících se komet je mnohem menší, než předpovídal jeho model, a tento problém stále není vyřešen. Žádný známý dynamický proces nemůže vysvětlit menší počet pozorovaných komet. Hypotézy pro tento rozpor jsou: zničení komet v důsledku slapových sil, srážek nebo ohřevu; ztráta všech těkavých látek, což způsobí, že se některé komety stanou nedetekovatelné nebo se na povrchu vytvoří izolační kůra. Dlouhodobé studie komet Oortova oblaku ukázaly, že jejich výskyt v oblasti vnějších planet je několikanásobně vyšší než v oblasti vnitřních planet. Tento rozpor by mohl být způsoben tahem Jupitera, který působí jako určitá bariéra, zachycuje přilétající komety a způsobuje jejich srážku s kometou, jako tomu bylo v případě komety Shoemaker-Levy 9 v roce 1994.

Přílivové efekty

Předpokládá se, že současné polohy většiny komet pozorovaných v blízkosti Slunce jsou způsobeny gravitačním zkreslením Oortova oblaku slapovými silami způsobenými galaxií Mléčná dráha . Stejně jako slapové síly Měsíce ohýbají a deformují zemské oceány a způsobují příliv a odliv, stejným způsobem galaktické slapové síly ohýbají a deformují oběžné dráhy těles ve vnější sluneční soustavě a táhnou je směrem ke středu sluneční soustavy. galaxie. Ve vnitřní sluneční soustavě jsou tyto účinky ve srovnání s gravitací Slunce zanedbatelné. Ve vnější sluneční soustavě je však gravitace Slunce mnohem slabší a gradient gravitačního pole Mléčné dráhy hraje mnohem významnější roli. Díky tomuto gradientu mohou galaktické slapové síly deformovat sférický Oortův oblak, natahovat oblak směrem ke galaktickému středu a stlačovat jej podél dalších dvou os. Tyto slabé galaktické poruchy mohou stačit k vytlačení objektů Oortova oblaku z jejich drah směrem ke Slunci. Vzdálenost, ve které gravitační síla Slunce ustupuje galaktickému přílivu, se nazývá poloměr přílivu a odlivu. Nachází se v okruhu 100 000 - 200 000 AU. e. a označuje vnější hranici Oortova oblaku.

Někteří vědci předložili následující teorii: možná ke vzniku Oortova oblaku přispěly galaktické slapové síly, které zvýšily perihélium planetesimál s velkými aféliemi. Účinky galaktického přílivu jsou velmi složité a silně závisí na chování jednotlivých objektů planetární soustavy. Kumulativní efekt však může být poměrně významný: až 90 % komet z Oortova oblaku může být způsobeno galaktickým přílivem. Statistické modely drah pozorovatelných dlouhoperiodických komet ukazují, že galaktický příliv je hlavním zdrojem orbitálních poruch, které je přesouvají směrem k vnitřní sluneční soustavě.

Objekty Oortova oblaku

Kromě dlouhoperiodických komet má pouze pět známých objektů dráhy, které naznačují příslušnost k Oortovu oblaku: Sedna , 2000 CR 105 , 2006 SQ 372 , 2008 KV 42 a 2012 VP 113 . První dva a poslední, na rozdíl od objektů rozptýleného disku , mají perihelia umístěná mimo gravitační dosah Neptunu, a proto jejich dráhy nelze vysvětlit poruchami obřích planet [30] . Pokud se zformovaly na svých současných místech, jejich oběžné dráhy musely být zpočátku kruhové. Za jiných okolností by akrece (sloučení malých těles do velkého) nebyla možná, protože velké relativní rychlosti mezi planetesimály by byly příliš destruktivní [31] . Jejich moderní eliptické dráhy lze vysvětlit následujícími hypotézami:

1. Je možné, že oběžné dráhy a rozměry perihelia těchto objektů byly „zvednuty“ průletem sousední hvězdy v období, kdy bylo Slunce ještě v původní hvězdokupě [6] .
2. Jejich oběžné dráhy mohlo být narušeno dosud neznámým tělesem Oortova oblaku o velikosti planety [32] .
3. Mohli být rozptýleni Neptunem během období obzvláště vysoké excentricity.
4. Byli rozptýleni přitažlivostí možného masivního transneptunského disku v rané epoše.
5. Možná je zachytilo Slunce, když míjely menší hvězdy.

Hypotézy zachycení a „vzestupu“ nejvíce odpovídají pozorování [6] .

18. srpna 2008 na konferenci „Sloan Digital Sky Survey: Asteroids in Cosmology“ astronomové z Washingtonské univerzity předložili důkazy o původu transneptunského objektu 2006 SQ 372 z vnitřního Oortova oblaku [33] .

Někteří astronomové klasifikují Sednu a 2000 CR 105 spíše jako "expandovaný rozptýlený disk " než jako vnitřní Oortův oblak.

Vliv na biosféru Země

Existuje názor, že Oortův oblak je jediným pravděpodobným zdrojem komet, které se v pravidelných intervalech srážejí se Zemí. Americká astrofyzička Lisa Randall se domnívá, že periodicita masových vymírání v biosféře Země souvisí s vlivem Oortova oblaku [34] .

Viz také

• Transneptunský objekt
• Kuiperův pás
• Rozptýlený disk

Poznámky

1. ↑ Domovská stránka : Oxfordský anglický slovník
2. ↑ Whipple, FL ; Turner, G.; McDonnell, JAM; Wallis, M. K. (1987-09-30). „Přehled kometárních věd“ . Filosofické transakce královské společnosti A . 323 (1572): 339–347 [341]. Bibcode : 1987RSPTA.323..339W . DOI : 10.1098/rsta.1987.0090 .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Alessandro Morbidelli. Vznik a dynamický vývoj komet a jejich zásobníků  (anglicky) (PDF). arxiv (2. března 2008). Získáno 28. února 2009. Archivováno z originálu 12. května 2020.
4. ↑ Oort Cloud  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . Průzkum sluneční soustavy NASA. Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
5. ↑ 1 2 3 V. V. Emelyanenko, DJ Asher, ME Bailey. [www.blackwell-synergy.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x Základní role Oortova oblaku při určování toku komet planetárním systémem]  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Společnost . - Royal Astronomical Society, 2007. - Sv. 381 , č.p. 2 . - str. 779-789 .  (nedostupný odkaz) DOI : 10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x  (anglicky)
6. ↑ 1 2 3 Alessandro Morbidelli, Harold Levison. Scénáře vzniku drah transneptunských objektů 2000 CR 105 a 2003 VB 12 (Sedna )  // The Astronomical Journal . - University of Chicago Press, 2004. - Sv. 128 , č.p. 5 . - S. 2564-2576 . DOI : 10.1086/424617 (anglicky)    
7. ↑ Mezinárodní tým astronomů našel chybějící článek  // NRC Herzbergův institut astrofyziky. - 2008. Archivováno 30. října 2008.  (Angličtina)
8. ↑ Ernst Julius Öpik. Poznámka o hvězdných poruchách blízkých parabolických drah // Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences. - 1932. - T. 67 . - S. 169-182 .
9. ↑ 12. Jan Oort . Struktura oblaku komet obklopujících Sluneční soustavu a hypotéza o jeho původu  // Bull. Astron. Inst. Neth. - 1950. - T. 11 . - S. 91-110 . (Angličtina)  
10. ↑ David C. Jewitt. Od objektu Kuiperova pásu ke kometárnímu jádru: Chybějící ultračervená hmota //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 123 . - S. 1039-1049 . DOI : 10.1086/338692 (anglicky)    
11. ↑ 1 2 3 4 Harold F. Levison, Luke Donnes. Populace komet a dynamika komet // Encyklopedie sluneční soustavy / Editovali Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. — 2. vyd. — Amsterdam; Boston: Academic Press, 2007, s. 575-588. — ISBN 0120885891 .
12. ↑ 1 2 Jack G. Hills. Kometní přeháňky a sestup komet v ustáleném stavu z Oortova oblaku //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Sv. 86 . - S. 1730-1740 . DOI : 10.1086/113058 (anglicky)    
13. ↑ Harold F. Levison, Luke Dones, Martin J. Duncan. Původ komet Halleyova typu: sondování vnitřního Oortova oblaku //  The Astronomical Journal . - The American Astronomical Society., 2001. - Vol. 121 . - str. 2253-2267 . DOI : 10.1086/319943 (anglicky)    
14. ↑ Planetární vědy: Americký a sovětský výzkum / Proceedings from the US-SSSR Workshop on Planetary Sciences / Edited by Thomas M. Donahue with Kathleen Kearney Trivers, David M. Abramson. - National Academy Press, 1991. - S. 251. - ISBN 0-309-04333-6 . (Angličtina)  
15. ↑ Julio A. Fernéndez. Vznik Oortova oblaku a primitivní galaktické prostředí (anglicky)  // Icarus . — Elsevier, 04.07.1997. — Ne. 219 . - str. 106-119 . (Angličtina)   
16. ↑ Paul R. Weissman. The Oort Cloud  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . Scientific American . Společnost Scientific American Inc. (1998). Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
17. ↑ Paul R. Weissman. Hmotnost Oortova oblaku // Astronomie a astrofyzika  . — Americká astronomická společnost, 02.01.1983. — Sv. 118 , č. 1 . - S. 90-94 . (Angličtina)   
18. ↑ Sebastian Buhai. On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories (anglicky) (nepřístupný odkaz - historie ) . Utrecht University College. Staženo 28. února 2009.   
19. ↑ EL Gibb, MJ Mumma, N. Dello Russo, MA DiSanti a K. Magee-Sauer. Metan v kometách Oortova oblaku  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , říjen 2003. - Sv. 165 , č.p. 2 . - S. 391-406 . Archivováno z originálu 21. května 2008.  (Angličtina)
20. ↑ Paul R. Weissman, Harold F. Levison. Vznik a evoluce neobvyklého objektu 1996 PW: Asteroidy z Oortova oblaku?  (anglicky) . Divize věd o Zemi a vesmíru, Laboratoř proudového pohonu, Oddělení vesmírných věd, Jihozápadní výzkumný ústav . University of Chicago Press (1997). Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
21. ↑ D. Hutsemekers, J. Manfroid, E. Jehin, C. Arpigny, A. Cochran, R. Schulz, J. A. Stüwe a J. M. Zucconi. Izotopické abundance uhlíku a dusíku v kometách Jupiterovy rodiny a Oortova oblaku // Astronomie a astrofyzika  . - American Astronomical Society, 2005. - Sv. 440 . -P.L21- L24 . DOI : 10.1051/0004-6361:200500160 (anglicky)    
22. ↑ Takafumi Ootsubo, Jun-ichi Watanabe, Hideyo Kawakita, Mitsuhiko Honda a Reiko Furusho. Vlastnosti zrn komet Oortova oblaku: Modelování mineralogického složení kometárního prachu ze středních infračervených emisních prvků  // Highlights in Planetary Science, 2nd General Assembly of Asia Oceania Geophysical Society. - Elselvier, červen 2007. - V. 55 , č. 9 . - S. 1044-1049 . Archivováno z originálu 4. prosince 2008. DOI : 10.1016/j.pss.2006.11.012  (anglicky)
23. ↑ Michael J. Mumma, Michael A. DiSanti, Karen Magee-Sauer et al. Parent Volatiles v Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact  // Science Express. - Skupina nakladatelství Nature, 15.09.2005. - T. 310 , č. 5746 . - S. 270-274 . DOI : 10.1126/ věda.1119337  
24. ↑ Oort Cloud & Sol b?  (anglicky) . SolStation . Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
25. ↑ Julio A. Fernández, Tabaré Gallardo a Adrián Brunini. Populace rozptýlených disků jako zdroj komet Oortova oblaku: hodnocení její současné a minulé role při osídlení Oortova  oblaku  // Icarus . - Elsevier, prosinec 2004. - Sv. 172 , č.p. 2 . - str. 372-381 . Archivováno z originálu 4. prosince 2008. DOI : 10.1016/j.icarus.2004.07.023  (anglicky)
26. ↑ Davies, JK; Barrera, LH První dekádový přehled Edgeworth-Kuiperova pásu . - Kluwer Academic Publishers, 2004. (anglicky)  
27. ↑ S. Alan Stern, Paul R. Weissman. Rychlý srážkový vývoj komet během formování Oortova oblaku (anglicky)  // Nature. - Nature Publishing Group, 01.02.2001. — Sv. 409 , č.p. 6820 . - S. 589-591 . DOI : 10.1038/35054508 (anglicky)    
28. ↑ R. Brasser, MJ Duncan, H. F. Levison. Vložené hvězdokupy a vznik Oortova oblaku (anglicky)  // Icarus . - Elsevier, 2006. - Sv. 184 , č. 1 . - str. 59-82 . DOI : 10.1016/j.icarus.2006.04.010 (anglicky)    
29. ↑ Gran Telescopio Canarias (GTC) získává viditelné spektrum C/2019 Q4 (Borisov), první potvrzená mezihvězdná kometa Archivováno 16. září 2019 na Wayback Machine , září. 14, 2019
30. ↑ Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz. Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 12/10/2004. — Sv. 617 . - str. 645-649 . DOI : 10.1086/422095 (anglicky)    
31. ↑ Scott S. Sheppard.; D. Jewitt . Malá tělesa ve vnější sluneční soustavě  (anglicky) (PDF). Frank N. Bash Symposium . Texaská univerzita v Austinu (2005). Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
32. ↑ Rodney S. Gomes; John J. Matese, Jack J. Lissauer. Vzdálený planetární sluneční společník mohl vytvořit vzdálené oddělené objekty  // Icarus . - Elsevier, 2006. - Sv. 184 , č. 2 . - S. 589-601 . DOI : 10.1016/j.icarus.2006.05.026 (anglicky)    
33. ↑ Jeff Hecht. První objekt pozorovaný z vnitřního Oortova  oblaku sluneční soustavy . Nový vědec. Datum přístupu: 28. února 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012.
34. ↑ Randall, 2016 , str. 314.

Literatura

• Lisa Randallová. Temná hmota a dinosauři: Úžasná propojenost vesmíru = Lisa Randall: „Temná hmota a dinosauři: Úžasná propojenost vesmíru“. - M . : Alpina Literatura faktu, 2016. - 506 s. — ISBN 978-5-91671-646-7 .

Odkazy

• Kuiperův pás a Oortův oblak . Astronet . Astronet . Získáno 16. února 2009. Archivováno z originálu 11. května 2012. (neurčitý)
•  Kuiperův pás a Oortův oblak . Devět planet . Získáno 13. dubna 2005. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
• Zbytkem mlhoviny je Oortův oblak . Zkoumání sluneční soustavy . Staženo 16. února 2009. (neurčitý)

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty

Slovníky a encyklopedie	Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007539066105171 LCCN : sh86000523 VIAF : 307321359 WorldCat VIAF : 307321359