Nube de Oort

La distancia de la nube Oort al interior del Sistema Solar, y dos de las estrellas más cercanas, se mide en unidades astronómicas. La escala es logarítmica: cada distancia indicada está diez veces más lejos que la distancia anterior. La flecha roja indica la ubicación de la sonda espacial Voyager 1, que alcanzará la nube de Oort en unos 300 años.

La impresión de un artista de la nube de Oort y el cinturón de Kuiper (inset); los tamaños de los objetos son sobre escala para la visibilidad.

La nube de Oort (), a veces llamada nube de Öpik-Oort, descrita por primera vez en 1950 por el astrónomo holandés Jan Oort, es un concepto teórico de una nube de planetesimales predominantemente helados propuestos para rodear al Sol a distancias que van desde 2.000 a 200.000 AU (0,03 a 3,2 años luz). Se divide en dos regiones: una nube de Oort interna en forma de disco (o nube de Hills) y una nube de Oort externa esférica. Ambas regiones se encuentran más allá de la heliosfera y se encuentran en el espacio interestelar. El cinturón de Kuiper, el disco disperso y los objetos separados, los otros tres reservorios de objetos transneptunianos, están a menos de una milésima parte del Sol que la nube de Oort.

El límite exterior de la nube de Oort define el límite cosmográfico del Sistema Solar y la extensión de la esfera Sun's Hill. La nube de Oort exterior está débilmente unida al Sistema Solar y, por lo tanto, se ve fácilmente afectada por la atracción gravitacional tanto de las estrellas que pasan como de la propia Vía Láctea. Estas fuerzas ocasionalmente desalojan cometas de sus órbitas dentro de la nube y los envían hacia el Sistema Solar interior. Según sus órbitas, la mayoría de los cometas de período corto pueden provenir del disco disperso, pero algunos cometas de período corto pueden haberse originado en la nube de Oort.

Los astrónomos conjeturan que la materia que compone la nube de Oort se formó más cerca del Sol y se dispersó en el espacio por los efectos gravitacionales de los planetas gigantes al principio de la evolución del Sistema Solar. Aunque no se han realizado observaciones directas confirmadas de la nube de Oort, puede ser la fuente que repone la mayoría de los cometas de período largo y tipo Halley que ingresan al Sistema Solar interior, y también muchos de los cometas centauros y de la familia de Júpiter.

Hipótesis

Hay dos clases principales de cometas: cometas de período corto (también llamados cometas eclípticos) y cometas de período largo (también llamados cometas casi isotrópicos). Los cometas de la eclíptica tienen órbitas relativamente pequeñas, por debajo de 10 au, y siguen el plano de la eclíptica, el mismo plano en el que se encuentran los planetas. Todos los cometas de período largo tienen órbitas muy grandes, del orden de miles de ua, y aparecen en el cielo desde todas las direcciones.

A. O. Leuschner en 1907 sugirió que muchos cometas que se creía que tenían órbitas parabólicas y, por lo tanto, hacían visitas únicas al sistema solar, en realidad tenían órbitas elípticas y regresarían después de períodos muy largos. En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik postuló que los cometas de período largo se originaron en una nube en órbita en el borde más externo del Sistema Solar. El astrónomo holandés Jan Oort revivió la idea de forma independiente en 1950 como un medio para resolver una paradoja:

• A lo largo de la existencia del Sistema Solar las órbitas de los cometas son inestables, y eventualmente las dinámicas dictan que un cometa debe chocar con el Sol o un planeta o ser expulsado del Sistema Solar por las perturbaciones planetarias.
• Además, su composición volátil significa que a medida que se acercan repetidamente al Sol, la radiación hierve gradualmente los volatiles hacia fuera hasta que el cometa se separe o desarrolle una corteza aislante que evite aún más el gaseo.

Por lo tanto, razonó Oort, un cometa no podría haberse formado mientras estaba en su órbita actual y debe haber estado retenido en un depósito externo durante casi toda su existencia. Observó que había un pico en el número de cometas de período largo con afelia (su distancia más lejana del Sol) de aproximadamente 20 000 ua, lo que sugería un reservorio a esa distancia con una distribución isotrópica esférica. Esos cometas relativamente raros con órbitas de alrededor de 10,000 au probablemente hayan pasado por una o más órbitas a través del Sistema Solar y la gravedad de los planetas haya atraído sus órbitas hacia adentro.

Estructura y composición

La presunta distancia de la nube de Oort en comparación con el resto del Sistema Solar

Se cree que la nube de Oort ocupa un vasto espacio desde entre 2000 y 5000 au (0,03 y 0,08 al) hasta 50 000 au (0,79 al) del Sol. Algunas estimaciones sitúan el límite exterior entre 100 000 y 200 000 au (1,58 y 3,16 ly). La región se puede subdividir en una nube de Oort exterior esférica de 20 000 a 50 000 au (0,32 a 0,79 ly) y una nube de Oort interior en forma de toro de 2000 a 20 000 au (0,0 a 0,3 ly). La nube exterior está débilmente unida al Sol y alimenta a los cometas de período largo (y posiblemente del tipo Halley) al interior de la órbita de Neptuno. La nube de Oort interior también se conoce como la nube de Hills, en honor a Jack G. Hills, quien propuso su existencia en 1981. Los modelos predicen que la nube interior debería tener decenas o cientos de veces más núcleos cometarios que el halo exterior; se ve como una posible fuente de nuevos cometas para reabastecer la tenue nube exterior a medida que el número de estos últimos se agota gradualmente. La nube de Hills explica la existencia continua de la nube de Oort después de miles de millones de años.

La nube de Oort exterior puede tener billones de objetos de más de 1 km (0,62 mi) y miles de millones con magnitudes absolutas más brillantes que 11 (que corresponden a aproximadamente 20 kilómetros (12 mi) de diámetro), con objetos vecinos de decenas de millones de kilómetros de distancia. Se desconoce su masa total, pero, asumiendo que el cometa Halley es un prototipo adecuado para los cometas dentro de la nube exterior de Oort, aproximadamente la masa combinada es 3×< /span>10²⁵ kilogramos (6,6×10²⁵ lb), o cinco veces la de Tierra. Anteriormente se pensaba que era más masivo (hasta 380 masas terrestres), pero un mejor conocimiento de la distribución del tamaño de los cometas de período largo condujo a estimaciones más bajas. No se han publicado estimaciones conocidas de la masa de la nube de Oort interior.

Si los análisis de los cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Oort consisten en hielos como agua, metano, etano, monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW, un objeto cuya apariencia era consistente con un asteroide tipo D en una órbita típica de un cometa de período largo, impulsó una investigación teórica que sugiere que la población de la nube de Oort consiste en aproximadamente uno o dos por ciento de asteroides. El análisis de las proporciones de isótopos de carbono y nitrógeno en los cometas de período largo y de la familia de Júpiter muestra poca diferencia entre los dos, a pesar de que presumiblemente tienen regiones de origen muy separadas. Esto sugiere que ambos se originaron a partir de la nube protosolar original, una conclusión también respaldada por estudios de tamaño granular en los cometas de la nube de Oort y por el reciente estudio de impacto del cometa Tempel 1 de la familia de Júpiter.

Origen

Se cree que la nube de Oort se desarrolló después de la formación de planetas a partir del disco protoplanetario primordial hace aproximadamente 4600 millones de años. La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Oort inicialmente se fusionaron mucho más cerca del Sol como parte del mismo proceso que formó los planetas y los planetas menores. Después de la formación, las fuertes interacciones gravitatorias con gigantes gaseosos jóvenes, como Júpiter, dispersaron los objetos en órbitas elípticas o parabólicas extremadamente amplias que posteriormente fueron modificadas por perturbaciones de estrellas pasajeras y nubes moleculares gigantes en órbitas de larga duración separadas de la región gigante gaseosa.

La NASA ha citado investigaciones recientes que plantean la hipótesis de que una gran cantidad de objetos de la nube de Oort son el producto de un intercambio de materiales entre el Sol y sus estrellas hermanas a medida que se formaban y se separaban, y se sugiere que muchos, posiblemente la mayoría —Los objetos de la nube de Oort no se formaron en las proximidades del Sol. Las simulaciones de la evolución de la nube de Oort desde los comienzos del Sistema Solar hasta el presente sugieren que la masa de la nube alcanzó su punto máximo alrededor de 800 millones de años después de la formación, a medida que el ritmo de acumulación y colisión se desaceleró y el agotamiento comenzó a superar el suministro.

Los modelos de Julio Ángel Fernández sugieren que el disco disperso, que es la fuente principal de cometas periódicos en el Sistema Solar, también podría ser la fuente principal de objetos de la nube de Oort. Según los modelos, aproximadamente la mitad de los objetos dispersos viajan hacia la nube de Oort, mientras que una cuarta parte se desplaza hacia el interior de la órbita de Júpiter y una cuarta parte se expulsa en órbitas hiperbólicas. El disco disperso aún podría estar suministrando material a la nube de Oort. Es probable que un tercio de la población del disco disperso termine en la nube de Oort después de 2500 millones de años.

Los modelos informáticos sugieren que las colisiones de desechos cometarios durante el período de formación juegan un papel mucho más importante de lo que se pensaba anteriormente. Según estos modelos, el número de colisiones al principio de la historia del Sistema Solar fue tan grande que la mayoría de los cometas fueron destruidos antes de llegar a la nube de Oort. Por lo tanto, la masa acumulada actual de la nube de Oort es mucho menor de lo que se sospechaba. La masa estimada de la nube es solo una pequeña parte de las 50 a 100 masas terrestres de material expulsado.

La interacción gravitacional con las estrellas cercanas y las mareas galácticas modificaron las órbitas de los cometas para hacerlas más circulares. Esto explica la forma casi esférica de la nube de Oort exterior. Por otro lado, la nube de Hills, que está más unida al Sol, no ha adquirido forma esférica. Estudios recientes han demostrado que la formación de la nube de Oort es ampliamente compatible con la hipótesis de que el Sistema Solar se formó como parte de un cúmulo incrustado de 200 a 400 estrellas. Estas primeras estrellas probablemente desempeñaron un papel en la formación de la nube, ya que el número de pasajes estelares cercanos dentro del cúmulo era mucho mayor que el actual, lo que provocaba perturbaciones mucho más frecuentes.

En junio de 2010, Harold F. Levison y otros sugirieron, sobre la base de simulaciones informáticas mejoradas, que el Sol "capturó cometas de otras estrellas mientras estaba en su cúmulo de nacimiento". Sus resultados implican que "una fracción sustancial de los cometas de la nube de Oort, quizás más del 90%, provienen de los discos protoplanetarios de otras estrellas". En julio de 2020, Amir Siraj y Avi Loeb encontraron que un origen capturado para la Nube de Oort en el cúmulo de nacimiento del Sol podría abordar la tensión teórica al explicar la relación observada entre la nube de Oort exterior y los objetos del disco disperso, y además podría aumentar las posibilidades de un Planeta Nueve capturado.

Cometas

Se cree que los cometas tienen dos puntos de origen separados en el Sistema Solar. En general, se acepta que los cometas de período corto (aquellos con órbitas de hasta 200 años) surgieron del cinturón de Kuiper o del disco disperso, que son dos discos planos unidos de desechos helados más allá de la órbita de Neptuno a 30 au y extendiéndose conjuntamente más allá de 100 au del Sol. Se cree que los cometas de período muy largo, como C/1999 F1 (Catalina), cuyas órbitas duran millones de años, se originan directamente en la nube de Oort exterior. Otros cometas modelados para haber venido directamente de la nube exterior de Oort incluyen C/2006 P1 (McNaught), C/2010 X1 (Elenin), cometa ISON, C/2013 A1 (Siding Spring), C/2017 K2 y C/2017 T2 (PANSTARRS). Las órbitas dentro del cinturón de Kuiper son relativamente estables, por lo que se cree que muy pocos cometas se originan allí. El disco disperso, sin embargo, es dinámicamente activo y es mucho más probable que sea el lugar de origen de los cometas. Los cometas pasan del disco disperso al reino de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce como centauros. Luego, estos centauros son enviados más adentro para convertirse en cometas de período corto.

Hay dos variedades principales de cometas de período corto: los cometas de la familia de Júpiter (aquellos con semiejes mayores de menos de 5 UA) y los cometas de la familia Halley. Los cometas de la familia Halley, llamados así por su prototipo, el cometa Halley, son inusuales porque, aunque son cometas de período corto, se supone que su origen último se encuentra en la nube de Oort, no en el disco disperso. Según sus órbitas, se sugiere que fueron cometas de período largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas gigantes y enviados al Sistema Solar interior. Este proceso también puede haber creado las órbitas actuales de una fracción significativa de los cometas de la familia de Júpiter, aunque se cree que la mayoría de estos cometas se originaron en el disco disperso.

Oort señaló que el número de cometas que regresaban era mucho menor de lo que predijo su modelo, y este problema, conocido como "desvanecimiento del cometa", aún no se ha resuelto. No se conoce ningún proceso dinámico que explique el menor número de cometas observados que el estimado por Oort. Las hipótesis de esta discrepancia incluyen la destrucción de cometas debido a la tensión de las mareas, el impacto o el calentamiento; la pérdida de todos los volátiles, haciendo invisibles algunos cometas, o la formación de una corteza no volátil en la superficie. Los estudios dinámicos de cometas hipotéticos de la nube de Oort han estimado que su ocurrencia en la región del planeta exterior sería varias veces mayor que en la región del planeta interior. Esta discrepancia puede deberse a la atracción gravitatoria de Júpiter, que actúa como una especie de barrera, atrapando a los cometas entrantes y provocando que colisionen con él, tal como sucedió con el cometa Shoemaker–Levy 9 en 1994. Un ejemplo de un comportamiento dinámico típico antiguo cometa con origen en la nube de Oort podría ser C/2018 F4.

Efectos de marea

La mayoría de los cometas vistos cerca del Sol parecen haber alcanzado sus posiciones actuales a través de la perturbación gravitacional de la nube de Oort por la fuerza de marea ejercida por la Vía Láctea. Así como la fuerza de marea de la Luna deforma los océanos de la Tierra, haciendo que las mareas suban y bajen, la marea galáctica también distorsiona las órbitas de los cuerpos en el Sistema Solar exterior. En las regiones cartografiadas del Sistema Solar, estos efectos son insignificantes en comparación con la gravedad del Sol, pero en los confines del sistema, la gravedad del Sol es más débil y el gradiente de la Vía Láctea campo gravitacional tiene efectos sustanciales. Las fuerzas de marea galáctica estiran la nube a lo largo de un eje dirigido hacia el centro galáctico y la comprimen a lo largo de los otros dos ejes; estas pequeñas perturbaciones pueden cambiar las órbitas en la nube de Oort para acercar los objetos al Sol. El punto en el que la gravedad del Sol cede su influencia a la marea galáctica se denomina radio de truncamiento de la marea. Se encuentra en un radio de 100.000 a 200.000 au y marca el límite exterior de la nube de Oort.

Algunos eruditos teorizan que la marea galáctica pudo haber contribuido a la formación de la nube de Oort al aumentar el perihelio (distancias más pequeñas al Sol) de los planetesimales con grandes afelios (distancias más grandes al Sol). Los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. Sin embargo, acumulativamente, el efecto puede ser bastante significativo: hasta el 90% de todos los cometas que se originan en la nube de Oort pueden ser el resultado de la marea galáctica. Los modelos estadísticos de las órbitas observadas de los cometas de período largo argumentan que la marea galáctica es el medio principal por el cual sus órbitas son perturbadas hacia el Sistema Solar interior.

Perturbaciones estelares e hipótesis de acompañantes estelares

Además de la marea galáctica, se cree que el principal desencadenante del envío de cometas al Sistema Solar interior es la interacción entre la nube de Oort del Sol y los campos gravitatorios de estrellas cercanas o nubes moleculares gigantes. La órbita del Sol a través del plano de la Vía Láctea a veces lo acerca relativamente a otros sistemas estelares. Por ejemplo, se plantea la hipótesis de que hace 70 000 años, quizás la estrella de Scholz atravesó la nube de Oort exterior (aunque su baja masa y su alta velocidad relativa limitaron su efecto). Durante los próximos 10 millones de años, la estrella conocida con mayor posibilidad de perturbar la nube de Oort es Gliese 710. Este proceso también podría dispersar los objetos de la nube de Oort fuera del plano de la eclíptica, lo que podría explicar también su distribución esférica.

En 1984, el físico Richard A. Muller postuló que el Sol tiene un compañero aún no detectado, ya sea una enana marrón o una enana roja, en una órbita elíptica dentro de la nube de Oort. Se planteó la hipótesis de que este objeto, conocido como Némesis, atravesaría una parte de la nube de Oort aproximadamente cada 26 millones de años, bombardeando el Sistema Solar interior con cometas. Sin embargo, hasta la fecha no se ha encontrado evidencia de Némesis, y muchas líneas de evidencia (como el recuento de cráteres) han puesto en duda su existencia. Los análisis científicos recientes ya no respaldan la idea de que las extinciones en la Tierra ocurren a intervalos regulares y repetitivos. Por lo tanto, la hipótesis de Némesis ya no es necesaria para explicar los supuestos actuales.

El astrónomo John J. Matese, de la Universidad de Louisiana en Lafayette, avanzó una hipótesis algo similar en 2002. Sostiene que están llegando más cometas al Sistema Solar interior desde una región particular de la nube de Oort postulada de lo que se puede explicar. sólo por la marea galáctica o por perturbaciones estelares, y que la causa más probable sería un objeto de la masa de Júpiter en una órbita distante. Este gigante gaseoso hipotético fue apodado Tyche. La misión WISE, un estudio de todo el cielo que utiliza medidas de paralaje para aclarar las distancias de las estrellas locales, fue capaz de probar o refutar la hipótesis de Tyche. En 2014, la NASA anunció que la encuesta WISE había descartado cualquier objeto tal como lo habían definido.

Vista esquemática a escala de las estrellas presentes, pasadas y futuras más cercanas del Sol.

Exploración futura

La impresión del artista de la nave espacial TAU

Las sondas espaciales aún no han llegado al área de la nube de Oort. La Voyager 1, la más rápida y lejana de las sondas espaciales interplanetarias que abandonan actualmente el Sistema Solar, alcanzará la nube de Oort en unos 300 años y tardaría unos 30.000 años en atravesarla. Sin embargo, alrededor de 2025, los generadores termoeléctricos de radioisótopos de la Voyager 1 ya no suministrarán suficiente energía para operar ninguno de sus instrumentos científicos, lo que impedirá que la Voyager 1 realice más exploraciones. El otro cuatro sondas que actualmente escapan del Sistema Solar ya no funcionan o se prevé que no funcionarán cuando lleguen a la nube de Oort.

En la década de 1980, hubo un concepto para una sonda que podría alcanzar las 1000 UA en 50 años, llamado TAU; entre sus misiones estaría la de buscar la nube de Oort.

En el Anuncio de oportunidad de 2014 para el programa Discovery, un observatorio para detectar los objetos en la nube de Oort (y el cinturón de Kuiper) llamado "Misión Whipple" fue propuesto. Supervisaría estrellas distantes con un fotómetro, buscando tránsitos de hasta 10.000 UA de distancia. El observatorio fue propuesto para un halo en órbita alrededor de L2 con una misión sugerida de 5 años. También se sugirió que el observatorio Kepler podría haber sido capaz de detectar objetos en la nube de Oort.

Notas explicativas