Nube de Oort

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Imaxe artística del cinturón de Kuiper y de la nube de Oort.

La nube de Oort (tamién llamada nube de Öpik-Oort, n'honor a Ernst Öpik y Jan Oort) ye una nube esférica d'oxetos transneptunianos hipotética (esto ye, non reparada directamente) que s'atopa nes llendes del sistema solar, casi a un añu lluz del Sol, y aprosimao a un cuartu de la distancia del sol a Próxima Centauri, la estrella más cercana al nuesu sistema solar. Les otres dos acumuladures conocíes d'oxetos transneptunianos, el cinturón de Kuiper y el discu esvalixáu, tán asitiaes unos cien vegaes más cerca del Sol que la nube de Oort. Según delles estimaciones estadístiques, la nube podría allugar ente unu y cien billones (1012 - 1014) d'oxetos, siendo la so masa unu cinco veces la de la Tierra

Presenta dos región estremaes: la nube de Oort esterior, de forma esférica, y la nube de Oort interior, tamién llamada nube de Hills, en forma de discu. Los oxetos de la nube tán formaos por compuestos como xelu, metanu y amoniacu, ente otros, y formáronse mui cerca del Sol cuando'l sistema solar inda taba nes sos primeres etapes de formación. Una vegada formaos, llegaron a la so posición actual na nube de Oort por causa de los efecto gravitatorios de los planetes xigantes.[1]

A pesar de que la nube de Oort, como se dixo, nun se reparó directamente (un cuerpu neses distancies ye imposible de detectar hasta en rayos X), los astrónomos creen que ye la fonte de toos les cometes de períodu llargu y de tipu Halley, y de dalgunos centauros y cometes de Xúpiter.[2] Los oxetos de la nube de Oort esterior atópense bien pocu amestaos gravitacionalmente al Sol, y esto fai qu'otres estrelles, ya inclusive la mesma Vía Láctea, puedan afectalos y provocar que salgan despidíos escontra'l sistema solar interior.[1] La mayoría de les cometes de períodu curtiu aniciar nel discu esvalixáu, pero créese que, aun así, esiste un gran númberu d'ellos que tienen el so orixe na nube de Oort.[1][2] A pesar de que tanto'l cinturón de Kuiper como'l discu esvalixáu reparáronse, estudiáu, y tamién clasificáu munchos de los sos componentes, namái tenemos evidencia na nube de Oort de cinco posibles miembros: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372, 2008 KV42 y un nuevu oxetu descubiertu'l 10 de payares de 2015 entá ensin nomar. Toos ellos atópense na nube de Oort interior.[3] El 26 de marzu de 2014 anuncióse'l descubrimientu d'un nuevu oxetu, que sería'l segundu más grande de la nube tres Sedna, identificáu como 2012 VP113.[4] El 10 de payares de 2015 la revista Nature publicaba anunciando'l descubrimientu d'un nuevu oxetu transneptuniano alcontráu nos marxes inferiores de la nube de Oort. Dichu oxetu sería'l más alloñáu del sistema solar, récord qu'antes ostentaba'l planeta nanu Eris.[5]

Primeres hipótesis[editar | editar la fonte]

En 1932, l'astrónomu estoniu Ernst Öpik postuló que les cometes de períodu llargu aniciar nuna nube que orbitaba nes llendes del sistema solar.[6] En 1950, l'astrónomu holandés Jan Oort postuló la teoría de manera independiente pa resolver una paradoxa.[7] Les órbites de les cometes son bien inestables, siendo la dinámica la que dictamina si van topetar col Sol o con cualesquier otru planeta, o si van salir despidíos del sistema solar por cuenta de les perturbaciones de los planetes. Amás, al tar formaos nel so mayor parte por xelu y otros elementos volátiles, éstos van esprendiendo gradualmente por cuenta de la radiación electromagnético hasta que la cometa estrémase o adquier una corteza aislante que frena la desgasificación. D'esta miente, Oort razonó que les cometes nun pudieron formase na so órbita actual, y que debíen de permanecer mientres tola so esistencia nun alloñáu depósitu apináu d'estos cuerpos celestes, cayendo col tiempu escontra'l sistema solar y convirtiéndose en cometes de períodu llargu.[7][8][9]

Esisten dos tipos de cometes: los de períodu curtiu (tamién llamaos cometes eclípticos), que presenten órbites per debaxo de les 10 ua, y los de períodu llargu (cometes casi isótropos), que tienen órbites de más de 1000 ua. Oort investigó les cometes casi isótropos, y atopó que la mayoría d'ellos teníen un afelio (la so distancia más alloñada al Sol) d'aprosimao 20 000 ua y paecíen provenir de toes direcciones, lo cual fortalecía la so hipótesis y suxuría un depósitu de forma esférica. Los escasos cometes que teníen afelios de 10 000 ua tuvieron de pasar en dalgún momentu mui cerca del sistema solar, siendo influyíos pola gravedá de los planetes y polo tanto faciendo más pequena la so órbita.[9]

Composición y estructura[editar | editar la fonte]

Alloña de la nube de Oort respectu del restu de cuerpos del sistema solar.

Créese que la nube de Oort estender dende 2000 ua o 5000 ua[9] hasta 50 000 ua[1] del Sol, anque delles fontes asitien la so llende ente 100 000 ua y 200 000 ua.[9] La nube de Oort puede estremase en dos región: la nube de Oort esterior (ente 20 000 ua y 50 000 ua), de forma esférica, y la nube de Oort interior (ente 2000 ua y 20 000 ua), que tien forma toroidal.

La nube esterior atópase bien pocu amestada al Sol y ye la fonte de la mayor parte de les cometes de períodu llargu.[1] La nube interior tamién se conoz como nube de Hills, n'honor a Jack G. Hills, l'astrónomu que propunxo la so esistencia en 1981.[10] Los modelos predicen que la nube interior tendría de tener decenes o cientos de vegaes más oxetos que la nube esterior;[10][11][12] paez ser que la nube de Hills reabastece de cometes a la nube esterior a midida que vanse escosando y esplica la esistencia de la nube de Oort tres miles de millones d'años.[13]

Créese que la nube de Oort puede allugar dellos billones de cuerpos de más de 1,3 kilómetros de diámetru y quinientos mil millones con una magnitú absoluta menor a +10,9 (cuanto menor ye'l valor, mayor ye'l rellumu).[1][Nota 1] A pesar del númberu tan alzáu de cuerpos, cada unu d'ellos taría dixebráu en promediu delles decenes de millones de kilómetros con respectu al más cercanu.[2][14] La masa de la nube de Oort nun se sabe con certidume, pero si toma'l cometa Halley como prototipu d'oxetu de la nube esterior, envalórase que la masa sería de 3x1025 kg, unos cinco vegaes la de la Tierra.[1][15] Enantes pensábase que la so masa podría aportar a hasta trescientes ochenta vegaes la masa terrestre,[16] pero la nuesa comprensión de la distribución de tamaños de les cometes de períodu llargu amenorgó les estimaciones. Anguaño la masa de la nube de Oort interior sigue siendo desconocida.

Si les cometes que s'analizaron conformen una estimación de los que s'atopen na nube de Oort, la gran mayoría taríen formaos por xelu, metanu, etanu, monóxidu de carbonu y ácidu cianhídrico.[17] Sicasí, el descubrimientu del oxetu transneptuniano 1996 PW, que tien una órbita más característica d'una cometa de períodu llargu, suxure que la nube tamién alluga oxetos predresos.[18] Los analises de los isótopos de carbonu y nitróxenu revelen qu'apenes esisten diferencies ente les cometes de la nube de Oort y les cometes de Xúpiter, a pesar de les enormes distancies que los dixebren. Esti fechu suxure que toos ellos formáronse na nube protosolar, mientres la formación del sistema solar.[19][20] Estes conclusiones son tamién aceptaes polos estudios del tamañu granular nes cometes de la nube de Oort,[21] según tamién pol estudiu de los impactos de la cometa 9P/Tempel 1.[22]

Orixe[editar | editar la fonte]

Imaxe artística d'un discu protoplanetario, similar al que formó'l sistema solar. Créese que los oxetos de la nube de Oort formar nel interior d'estos discos (bien llueñe de l'actual posición de la nube), cerca de los planetes xigantes como Xúpiter cuando inda taben formándose, y que la gravedá d'éstos espulsó al esterior los oxetos que güei formen la nube de Oort.

Tou indica que la nube de Oort formóse como remanente del discu protoplanetario que se formó alredor del Sol fai 4600 millones d'años.[1][20] La hipótesis más aceptada ye que los oxetos de la nube de Oort formáronse mui cerca del Sol, nel mesmu procesu nel que se crearon los planetes y los asteroides, pero les interacciones gravitatories colos nuevos planetes gaseosos como Xúpiter y Saturno espulsaron estos oxetos escontra llargues órbites elíptiques o parabóliques.[23][24][25] Realizáronse simulaciones de la evolución de la nube de Oort dende la so formación hasta los nuesos díes y éstes amuesen que la so máxima masa adquirir 800 millones d'años tres la so formación.[1]

Los modelos realizaos pol astrónomu uruguayu Julio Ángel Fernández suxuren qu'el discu esvalixáu, que ye la principal fonte de cometes periódicos del sistema solar, podría ser tamién la principal fonte de los oxetos de la nube de Oort. Acordies con los sos modelos, la metá de los oxetos tremaos viaxa escontra la nube de Oort, un cuartu queda atrapáu orbitando a Xúpiter, y otru cuartu sale espulsáu n'órbites parabóliques. El discu esvalixáu inda podría siguir alimentando a la nube de Oort, apurriéndo-y nuevu material.[26] Calculóse que, al cabu de 2500 millones d'años, un terciu de los oxetos del discu esvalixáu van acabar na nube de Oort.[27].


Los modelos computacionales suxuren que los choques de los escombros de les cometes asocedíos mientres el períodu de formación desempeñen un rol muncho más importante de lo qu'enantes se creía. Acordies con estos modelos, mientres les fases más tempranes del sistema solar asocedieron tal cantidá de choques, que munches cometes fueron destruyíos antes d'algamar la nube de Oort. Con éses la masa acumulao na actualidá na nube de Oort ye enforma menor de lo que se pensaba.[28] Calcúlase que la masa de la nube de Oort ye solo una pequena parte de les ente cincuenta y cien mases terrestres de material espulsáu.[1]

La interacción gravitatoria d'otres estrelles y la marea galáctica modifica les órbites de les cometes, faciéndoles más circulares. Esto podría esplicar la forma esférica de la nube de Oort esterior.[1] Per otru llau, la nube interior, que s'atopa más amestada gravitacionalmente al Sol, inda nun adquirió dicha forma. Estudios recién amuesen que la formación de la nube de Oort ye compatible cola hipótesis de que'l sistema solar formóse como parte d'un cúmulu d'ente doscientes y cuatrocientes estrelles. Si la hipótesis ye correcta, les primeres estrelles del cúmulu que se formaron podríen afectar en gran midida a la formación de la nube de Oort, dando llugar a frecuentes perturbaciones.[29]

Cometes[editar | editar la fonte]

Créese que los cometes aniciáronse en dos puntos bien estremaos del sistema solar. Les cometes de períodu curtiu xenerar nel so mayor parte nel Cinturón de Kuiper o nel [ isu esvalixáu]], qu'empiecen a partir de la órbita de Plutón (a 38 ua del Sol) y estiéndense hasta les 1El cinturón. Los de períodu llargu, como'l cometa Hale-Bopp, que tarden miles d'años en completar una órbita, aniciáronse toos na nube de Oort. El cinturón de Kuiper xenera poques cometes por cuenta de la so órbita estable, al contrariu que'l discu esvalixáu, que ye dinámicamente bien activu.[9] Les cometes escapen del discu esvalixáu y cayen so los dominios gravitatorios de los planetes esteriores, convirtiéndose no que se conoz como centauros.[30] Estos centauros, col tiempu, son unviaos más adientro del sistema solar y conviértense en cometes de períodu curtiu.[31]

Cometa Halley, ye'l prototipu de cometer tipu Halley (períodu curtiu), que se cree que s'aniciaron na nube de Oort.

Les cometes de períodu curtiu pueden estremase en dos tipos: los de la familia de Xúpiter y los de la familia del Halley (tamién llamaos cometas tipu Halley). La so principal diferencia anicia nel períodu; los primeres tarden menos de veinte años en completalo y tienen semiexes mayores en redol a 5 ua y los segundos tarden más de veinte años y el so semiexe mayor sueli ser de más de 10 ua. Tamién puede utilizase el parámetru de Tisserand pa estremalos,[Nota 2] siendo "" la frontera de separación ente dambos, anque la so efectividá ta apostada. Amás, les cometes de la familia de Xúpiter tienen enclinos orbitales baxes, unos 10° de media, ente que los de tipu Halley tienen enclinos orbitales bien desiguales, anque xeneralmente bien pronunciaes, d'unos 41° de media. Toes estes diferencies tienen llugar por cuenta del so orixe: les cometes de la familia de Xúpiter formar nel so mayor parte nel discu esvalixáu, ente que los de la familia del Halley aniciar na nube de Oort.[32] Créese qu'estos postreros fueron cometes de períodu llargu que fueron prindaos pola gravedá de los planetes xigantes y unviaos al sistema solar interior.[8]

Jan Oort decatar de que'l númberu de cometes yera menor que'l predichu pol so modelu ya inda na actualidá'l problema ta ensin resolver. Les hipótesis apunten a la destrucción de les cometes por impactu o a la so disgregación por fuerces de marea; tamién se suxure la perda de tolos compuestos volátiles o la formación d'una capa non volátil na so superficie, lo cual fadría invisible a la cometa.[33] Reparóse tamién que la incidencia de les cometes nos planetes esteriores ye enforma mayor que nos interiores. Lo más probable ye que se deba a l'atracción gravitatoria de Xúpiter, qu'actuaría a manera de barrera, atrapando les cometes y faciendo que topetaren con él, de la mesma qu'asocedió col cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994.[34]

Fuerces de marea[editar | editar la fonte]

Ver tamién: Marea galáctica
Al igual que la Lluna exerz marees sobre los océanos de la Tierra, la nube de Oort tamién sufre estes fuerces de marea; siguiendo'l símil, la Lluna sería la Vía Láctea y los océanos los oxetos de la nube de Oort.

Les fuerces de marea prodúcense por cuenta de que la gravedá qu'exerz un cuerpu escai cola distancia. L'efectu más cotidianu son les marees que la Lluna provoca sobre los océanos terrestres, causando qu'éstos xuban o baxen según la so cercanía al satélite.[35][36] De la mesma, la Vía Láctea exerz estes fuerces de marea sobre la nube de Oort, deformándola llixeramente escontra'l centru de la galaxa (polo que la nube de Oort nun ye una esfera perfecta). Nel sistema solar interior esta marea galáutica ye ínfima, una y bones la gravedá solar predomina; pero cuanto mayor ye l'alloñanza al Sol aquélla vuélvese cada vez más perceptible. Esta pequena fuerza ye abonda p'alteriar el movimientu de dellos miembros de la nube y una parte d'ellos son unviaos escontra'l Sol.[37][38][39]

Dellos espertos creen que la marea galáutica pudo aumentar los perihelios (distancia más cercana al Sol) de dalgunos planetesimales con grandes afelios, contribuyendo asina a la formación de la nube de Oort.[40] Los efectos de la marea galáutica son bien complexos y dependen en gran midida del comportamientu de cada unu de los oxetos del sistema planetariu. Otra manera, a nivel global los efectos son más qu'evidentes: créese que cerca d'un 90 % de les cometes qu'espulsa la nube de Oort deber a ella.[41] Los modelos estadísticos basaos nes órbites de les cometes de períodu llargu sofiten esta idea.[42]

Ciclos d'estinción[editar | editar la fonte]

Al estudiar les estinciones na Tierra los científicos alvirtieron un patrón que se repite cada ciertu tiempu. Repararon qu'aprosimao cada 26 millones d'años nel nuesu planeta sume un porcentaxe d'especies considerable, anque inda nun se sabe con certidume qué la causa.

La marea galáctica podría esplicar estos ciclos d'estinciones. El Sol xira alredor del centru de la Vía Láctea y, na so órbita en redol a él, pasa pol planu galácticu con cierta regularidá. Cuando'l nuesu astru ta asitiáu fora del planu galácticu la fuerza de marea provocada pola galaxa ye más débil; de la mesma, cuando crucia'l planu galácticu la intensidá d'esta fuerza llega al so máximu, resultando nuna medría de la perturbación de la nube de Oort y, por tanto, de la unviada de cometes escontra'l sistema solar interior hasta un factor de cuatro. Calcúlase que'l Sol pasa al traviés del planu galácticu n'intervalos d'ente venti y veinticinco millones d'años.[43] Sicasí, dellos astrónomos creen que'l pasu del Sol pol planu galácticu nun puede esplicar por sigo solo l'aumentu de la unviada de cometes, argumentando qu'anguaño'l Sol ta asitiáu mui cerca del planu galácticu y sicasí l'últimu eventu d'estinción asocedió fai apenes 15 millones d'años. En llugar d'ello proponen como causa'l pasu del Sol polos brazos espirales de la galaxa, que, amás d'allugar a ensame de nubes moleculares qu'alterien la nube de Oort, tamién acueyen a numberoses xigantes azules, que'l so tiempu de vida ye bien curtiu al consumir más rápido'l so combustible nuclear y en cuestión d'unos pocos millones d'años esploten violentamente aniciando supernoves.[44]

Perturbaciones estelares[editar | editar la fonte]

Amás de la marea galáctica, esisten otros mecanismos capaces d'unviar cometes escontra'l sistema solar interior, como los campo gravitatorios de les estrelles cercanes o de les grandes nubes moleculares.[34] N'ocasiones, mientres la órbita que sigue'l Sol al traviés de la galaxa averar a otros sistemes estelares. Por casu, calculóse que mientres los próximos diez millones d'años la estrella conocida con mayores posibilidaes d'afectar a la nube de Oort ye Gliese 710 (ello ye que calcúlase que dientro d'unos 1,4 millones d'años va transitar pela nube de Oort, aumentando hasta nun 50 % la tasa d'espulsión de cometes).[45][46] Esti procesu tamién esvalixa los oxetos fuera del planu eclíptico, esplicando la distribución esférica de la nube.[47]

Hipótesis de Némesis[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Hipótesis Némesis

En 1984, Richard A. Muller, Piet Hut y Marc Davis suxurieron la posibilidá de qu'el Sol pudiera tener una compañera estelar que lo orbitara.[48] Dichu oxetu hipotéticu recibió'l nome de Némesis, que sería probablemente una nana marrón y orbitaría mui cerca d'onde creemos que s'atopa la nube de Oort. Némesis tendría una órbita elíptica, polo que cada 26 millones d'años pasaría al traviés de la nube, bombardeando cometes al sistema solar interior,[49] lo qu'esplicaría la periodicidad de les estinciones na Tierra. Un añu más tarde, D. Whitmire y J. J. Matese suxurieron la posibilidá de que Némesis pudiera tratase d'un pequeñu furacu negru; y nel 2002 esti postreru propunxo la esistencia d'un planeta xigante bien distante que sería'l causante de qu'una gran parte de les cometes que lleguen al sistema solar interior provengan d'una rexón concreta de la nube de Oort.[50]

Sicasí, nun s'atoparon pruebes definitives de la so esistencia y munchos científicos argumenten qu'una compañera estelar a una distancia tan enorme del Sol nun podría tener una órbita estable, yá que sería espulsada poles perturbaciones de les demás estrelles.

Oxetos de la nube de Oort[editar | editar la fonte]

Animación qu'amuesa la órbita de Sedna, afayáu en 2004, un posible oxetu de la nube de Oort interior.

Dexando a un llau les cometes de períodu llargu, solo conócense cuatro objetos que se cree que pertenecen a la nube de Oort; tratar de 90377 Sedna, (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372, 2008 KV42. Por causa de la so alloñanza, el perihelio de los dos primeros, a diferencia de los oxetos del discu esvalixáu, nun llega a trate afectáu pola gravedá de Neptuno, polo que les sos órbites nun pueden esplicase poles perturbaciones de los planetes xigantes.[51] Si formárense nes sos actuales posiciones, les sos órbites tendríen de ser circulares; amás, la acreción queda refugada, pos la enorme velocidá cola que se movíen los planetesimales resultaría demasiáu perxudicial.[52]

Hai delles hipótesis qu'esplicaríen les sos excéntricas órbites: podríen ser afectaos pola gravedá d'una estrella cercana cuando'l Sol inda s'atopaba dientro del cúmulu estelar que dio llugar a la so formación. En casu de qu'asina fora,[3] podríen tamién ser alteriaos por un cuerpu inda desconocíu del tamañu d'un planeta que s'atopara dientro de la nube de Oort,[53] podría debese tamién a una dispersión exercida por Neptuno mientres un períodu de gran escentricidá o pola gravedá d'un alloñáu discu transneptuniano primitivu, o inclusive ser prindaes por pequenu estrelles que pasaben esporádicamente cerca del Sol. De toes elles, la perturbación d'otres estrelles paez ser hasta agora lo más plausible.[3] Dellos astrónomos prefieren incluyir tantu a Sedna como a 2000 CR105 no que denominen "discu esvalixáu estendíu", en llugar d'en la nube de Oort interna.[52]

Posibles Oxetos de la nube de Oort
Númberu !colspan="1"|Nome !colspan="1"|Diámetru ecuatorial

(km)

Perihelio (ua) Afelio (ua) Añu de descubrimientu !colspan="1"|Descubridor
90377 Sedna 1.180-1.800 76,1 892 2003 Brown, Trujillo, Rabinowitz
148209 (148209) 2000 CR105 ~250 44,3 397 2000 Observatoriu Lowell
308933 (308933) 2006 SQ372 50-100 24,17 2005,38 2006 A. C. Becker
- 2008 KV42 58,9 20 217 71 760 2008 Canada-France-Hawaii Telescope

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Notes[editar | editar la fonte]

  1. La magnitú absoluta ye la midida del rellumu d'un oxetu celeste si atopar a 10 pcs (Pársecs); otra manera, la magnitú aparente mide'l rellumu que se repara dende la Tierra. Como la magnitú absoluta parte de que tolos cuerpos atopar a la mesma distancia, tratar d'una midida del rellumu real d'un oxetu. Cuanto más brillosu sía un oxetu, menor va ser el valor de la so magnitú absoluta.
  2. El parámetru Tisserand vien dáu por:

    Onde:
    "" ye'l semiexe mayor del planeta.
    "a" ye'l semiexe mayor de la cometa.
    "i" ye l'enclín orbital de la cometa.
    "y" ye la escentricidá de la cometa.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 Morbidelli, Alessandro (2005). «Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs». Consultáu'l 2 de setiembre de 2008.
  2. 2,0 2,1 2,2 Emel'yanenko, V.V.; Asher, D.J. y Bailey, M.Y.. «The fundamental role of the Oort cloud in determining the flux of comets through the planetary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 381. p. 779-789. http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. 
  3. 3,0 3,1 3,2 Morbidelli, A. y Levison H. F.. «Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna)». The Astronomical Journal 128. p. 2564-2576. http://dx.doi.org/10.1086/424617. 
  4. Europa Press (26 de marzu de 2014). «Un nuevu planeta nanu camuda'l mapa del Sistema Solar». Consultáu'l 27 de marzu de 2013.
  5. un artículu
  6. Ernst Julius Öpik. «Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits». Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences 67. p. 169-182. 
  7. 7,0 7,1 Oort, J. H.. «The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin». Bull. Astron. Inst. Neth. 11. p. 91-110. http://adsabs.harvard.edu/abs/1950BAN....11...91O. 
  8. 8,0 8,1 Jewitt, David C.. «From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter». The Astronomical Journal 123. p. 1039-1049. http://dx.doi.org/10.1086/338692. 
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 Harold F. Levison, Luke Donnes (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics», Encyclopedia of the Solar System, Second Edition. Academic Press.
  10. 10,0 10,1 Hills, J. G.. «Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud». Astronomical Journal 86. p. 1730-1740. http://dx.doi.org/10.1086/113058. 
  11. Levison, H. F.; Dones, L. y Duncan M. J.. «The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud». The Astronomical Journal 121. p. 2253-2267. http://dx.doi.org/10.1086/319943. 
  12. Slotten, National Academy of Sciences (1991). Planetary Sciences: American and Soviet Research/Proceedings from the O.S.-O.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences. National Academies Press, 304 págs.. ISBN 0309043336.
  13. Fernández, Julio A.. «The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment». Icarus 129. p. 106-119. http://dx.doi.org/10.1006/icar.1997.5754. 
  14. Paul R. Weissman (1998). «The Oort Cloud» (inglés). Scientific American. Scientific American, Inc.. Consultáu'l 1 de setiembre de 2008.
  15. Weissman, P. R.. «The mass of the Oort cloud». Astronomy and Astrophysics 118. p. 90-94. http://adsabs.harvard.edu/abs/1983A&A...118...90W. 
  16. Buhai, Sebastian. «On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories» (inglés). Utrecht University College. Archiváu dende l'orixinal, el 26 de payares de 2015. Consultáu'l 1 de setiembre de 2008.
  17. Gibb, Y. L.; Mumma, M. J.; Russo, N. D.; Di Santi, M. A. y Magee-Sauer, K.. «Methane in Oort cloud comets». Icarus 165. p. 391-406. http://dx.doi.org/10.1016/S0019-1035(03)00201-X. 
  18. Weissman, Paul R. y Levison, Harold F.. «Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?». The Astrophysical Journal Letters 488. p. L133-L136. http://dx.doi.org/10.1086/310940. 
  19. Hutsemékers, D.; Manfroid, J.; Jehin, Y.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; Stüwe, J. A. y Zucconi J. M.. «Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets». Astronomy & Astrophysics 440. p. L21-L24. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200500160. 
  20. 20,0 20,1 Neslušan, L.. «The Oort cloud as a remnant of the protosolar nebula». Astronomy and Astrophysics 361. p. 369-378. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...361..369N. 
  21. Ootsubo, T.; Watanabe, J.; Kawakita, H.; Honda M. y Furusho R.. «Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features». Planetary and Space Science 55. p. 1044-1049. http://dx.doi.org/10.1016/j.pss.2006.11.012. 
  22. Mumma, M. J.; Di Santi, M. A.; Magee-Sauer, K.; Bonev, B. P.; Villanueva, G. L.; Kawakita, H.; Russo, N.; Gibb, Y. L.; Blake, G. A.; Lyke, J. Y.; Campbell, R. D.; Aycock, J.; Conrad, A. y Hill G. M.. «Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact». Science 310. p. 270-274. http://dx.doi.org/10.1126/science.1119337. 
  23. «Oort Cloud & Sol b?» (inglés). Sol Company. Consultáu'l 2 de setiembre de 2008.
  24. Levison, H.; Dones, L.; Duncan, M.; Weissman, P.. «The Formation of the Oort Cloud». American Astronomical Society 31. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999DPS....31.0605L. 
  25. Dones, L.; Duncan, M. J.; Levison, H. F.; Weissman, P. R.. «Simulations of the Formation of the Oort Cloud of Comets». Bulletin of the American Astronomical Society 30. p. 1113. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998DPS....30.5107D. 
  26. Fernández, Julio A.. «The scattered disk population as a source of Oort cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort cloud». Icarus 172. p. 372-381. http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.023. 
  27. Fernández, Julio A.; Gallardo, T. y Brunini, A.. «The Scattered Disk Population and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets 92. p. 43-48. http://dx.doi.org/10.1023/B:MOON.0000031923.69935.6a. 
  28. Stern, S. Alan y Weissman, Paul R.. «Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud». Nature 409. p. 589-591. http://dx.doi.org/10.1038/35054508. 
  29. Brasser, R.; Duncan, M .J. y Levison, H. F.. «Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud». Icarus 184. p. 59-82. http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2006.04.010. 
  30. Levison, H. Y. y Dones, L. (1998). «Comet Populations and Cometary dynamics», Encyclopedia of the Solar System. p. 575-588, Academic Press.
  31. Horner, J., Evans, N.W.; Bailey, M.Y. y Asher D.J.. «The populations of comet-like bodies in the Solar system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 343. p. 1057-1066. http://10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x. 
  32. «Cometas: Clasificación». Astroplaneta (17 de xunetu de 2007). Archiváu dende l'orixinal, el 26 de payares de 2015. Consultáu'l 4 de setiembre de 2008.
  33. Dones, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J.. «Oort Cloud Formation and Dynamics». ASP Conference Proceedings 323. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ASPC..323..371D. 
  34. 34,0 34,1 Fernández, Julio A.. «Long-Period Comets and the Oort Cloud». Earth, Moon and Planets 89. p. 325-343. http://dx.doi.org/10.1023/A:1021571108658. 
  35. Butikov, Eugene I.. «A dynamical picture of the oceanic tides». American Journal of Physics 70. p. 1001-1011. http://dx.doi.org/10.1119/1.1498858. 
  36. Kapoulitsas, G. M.. «On the generation of tides». Eur. J. Phys. 6. p. 201-207. http://dx.doi.org/10.1088/0143-0807/6/3/015. 
  37. Breiter, S.; Dybczynski, P. A.; Elipe, A.. «The action of the Galactic disk on the Oort cloud comets». Astronomy and Astrophysics 315. p. 618-624. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...315..618B. 
  38. Fouchard, M.; Froeschlé, C.; Valsecchi, G. y Rickman, H.. «Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 95. p. 299-326. http://dx.doi.org/10.1007/s10569-006-9027-8. 
  39. Matese, J. y Whitmire, D.. «Tidal Imprint of Distant Galactic Matter on the Oort Comet Cloud». The Astrophysical Journal Letters 472. p. L41-L43. http://dx.doi.org/10.1086/310348. 
  40. Higuchi, A.; Kokubo, Y.; Mukai, T.. «Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide». Bulletin of the American Astronomical Society 37. p. 521. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DDA....36.0205H. 
  41. Nurmi, P.; Valtonen, M. J. y Zheng, J. Q.. «Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 327. p. 1367-1376. http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2001.04854.x. 
  42. Matese, J. J. y Lissauer, J. J.. «Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernable». Icarus 170. p. 508-513. http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2004.03.019. 
  43. «Perturbing the Oort Cloud» (inglés). American Scientist. Consultáu'l 15 de setiembre de 2009.
  44. Leitch, Y.M. y Vasisht, G.. «Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms». New Astronomy 3. p. 51-56. http://dx.doi.org/10.1016/S1384-1076(97)00044-4. 
  45. García-Sánchez, Joan; Preston, Robert A.; Jones, Dayton L.; Weissman, Paul R.; Lestrade, Jean-François; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.. «Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data». The Astronomical Journal 117. p. 1042-1055. http://dx.doi.org/10.1086/300723. 
  46. Molnar, L. A. y Mutel, R. L.. «Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710». Bulletin of the American Astronomical Society 29. p. 1315. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...191.6906M. 
  47. Higuchi, A.; Kokubo, Y. y Mukai, T.. «Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet cloud Candidates». The Astronomical Journal 131. p. 1119-1129. http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/131/2/1119/204756.text.html. 
  48. Davis, M.; Hut, P. y Muller, R. A.. «Extinction of Species by Periodic Comet Showers». Nature 308. p. 715-717. http://links.isiglobalnet2.com/gateway/Gateway.cgi?&GWVersion=2&SrcAuth=Nature&SrcApp=Nature&DestLinkType=FullRecord&KeyUT=A1984SM96000043&DestApp=WOS_CPL. 
  49. Hills, J. G.. «Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit». Nature 311. p. 636-638. http://dx.doi.org/10.1038/311636a0. 
  50. Matese, J. J. y Lissauer, J. J.. «Continuing evidence of an impulsive component of Oort cloud cometary flux». Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors. p. 309-314, ISBN 92-9092-810-7. http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/2002ESASP.500..309M. 
  51. Brown, M. Y.; Trujillo, C.; Rabinowitz, D.. «Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid». The Astrophysical Journal 617. p. 645-649. http://dx.doi.org/10.1086/422095. 
  52. 52,0 52,1 Sheppard, S. S.. «Small Bodies in the Outer Solar System». New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 352. The University of Texas, Austin, Texas, USA. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ASPC..352....3S. 
  53. Gomes, R. S.; Matese, J. J. y Lissauer, J. J.. «A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects». Icarus 184. p. 589-601. http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2006.05.026. 

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]