Buzz
Cụm sao Oort (/ɔːrt,
Rìa bên ngoài của cụm sao Oort xác định ranh giới vũ trụ của Hệ Mặt Trời và phạm vi của vòng Hill của Mặt Trời. Cụm sao Oort bên ngoài liên kết lỏng lẻo với Hệ Mặt Trời, do đó dễ dàng bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn của cả những ngôi sao đi qua và của Dải Ngân Hà chính. Những lực này đôi khi đẩy các sao chổi ra khỏi quỹ đạo của chúng trong cụm sao và đưa chúng về phía bên trong Hệ Mặt Trời. Dựa trên quỹ đạo của chúng, hầu hết các sao chổi có chu kỳ ngắn có thể đến từ đĩa phân tán, nhưng một số khác có thể có nguồn gốc từ cụm sao Oort.
Các nhà thiên văn cho rằng vật chất tạo thành đám sao Oort được hình thành gần Mặt Trời hơn và sau đó bị phân tán ra xa vào không gian do tác động hấp dẫn của các hành tinh khổng lồ trong quá trình tiến hóa của Hệ Mặt Trời. Mặc dù chưa có quan sát trực tiếp nào được xác nhận về đám sao Oort, nhưng nó có thể là nguồn gốc của tất cả các sao chổi có chu kỳ dài và sao chổi như Halley đi vào trong Hệ Mặt Trời, cũng như của nhiều sao chổi thuộc họ Sao Mộc và centaur.
|
|
Hành tinh lùn bên ngoài Sao Hải Vương thì được gọi là "plutoid" |
Giả thuyết
Có hai loại sao chổi chính: sao chổi chu kỳ ngắn (còn gọi là sao chổi hoàng đạo) và sao chổi chu kỳ dài (còn gọi là sao chổi gần đẳng hướng). Sao chổi hoàng đạo có quỹ đạo tương đối nhỏ, dưới 10 au, và đi theo mặt phẳng của hoàng đạo, cùng với các hành tinh. Tất cả các sao chổi chu kỳ dài đều có quỹ đạo rất lớn, khoảng vài nghìn au, và xuất hiện từ mọi hướng trên bầu trời.
Vào năm 1907, AO Leuschner cho rằng nhiều sao chổi có quỹ đạo hình parabol thực tế là hình elip và sẽ quay trở lại sau một thời gian rất dài khi chúng chỉ ghé qua Hệ Mặt Trời một lần. Vào năm 1932, nhà thiên văn người Estonia Ernst Öpik đã nhận ra rằng các sao chổi chu kỳ dài có nguồn gốc từ một đám mây quay quanh quỹ đạo ở rìa ngoài cùng của Hệ Mặt Trời. Nhà thiên văn người Hà Lan Jan Oort đã tái khám phá ý tưởng này vào năm 1950 và coi nó như một cách để giải thích một nghịch lý:
- Trong quá trình tồn tại của Hệ Mặt Trời, quỹ đạo của các sao chổi không ổn định, và cuối cùng động lực học quyết định rằng một sao chổi phải va chạm với Mặt Trời hoặc một hành tinh hoặc bị đẩy ra khỏi Hệ Mặt Trời do tác động của các hành tinh.
- Bên cạnh đó, vì chúng chứa các thành phần dễ bay hơi, mỗi khi chúng tiếp cận Mặt Trời, bức xạ từ Mặt Trời sẽ dần làm bay hơi các chất đó cho đến khi sao chổi bị phá vỡ hoặc phát triển một lớp vỏ bảo vệ ngăn chặn quá trình bay hơi ra ngoài.
Oort lý thuyết rằng, do đó mà một sao chổi không thể hình thành trong quỹ đạo hiện tại của nó mà phải được giữ trong một hồ chứa ở ngoài suốt hầu hết thời gian tồn tại của nó. Ông lưu ý rằng sao chổi chu kỳ dài có viễn điểm quỹ đạo (khoảng cách xa nhất từ Mặt Trời) khoảng 20.000 au có số lượng lớn nhất trong số các sao chổi chu kỳ dài, điều này cho thấy có sự tồn tại của một hồ chứa ở khoảng cách đó với một sự phân bố hình cầu, đồng hướng. Những sao chổi hiếm hơn có quỹ đạo khoảng 10.000 au có lẽ đã đi qua một hoặc nhiều quỹ đạo trong Hệ Mặt Trời và bị lực hấp dẫn của các hành tinh hút chúng vào bên trong.
Cấu trúc và thành phần
Đám sao Oort được cho là chiếm một không gian rộng lớn từ khoảng 2.000 đến 5.000 au (0,03 đến 0,08 ly) đến xa nhất là 50.000 au (0,79 ly) tính từ Mặt Trời. Một số ước tính đưa ranh giới bên ngoài lên khoảng từ 100.000 đến 200.000 au (1,58 đến 3,16 ly). Nó có thể được chia thành đám sao Oort hình cầu bên ngoài rộng khoảng 20.000–50.000 au (0,32–0,79 ly), và đám sao Oort hình xuyến bên trong có kích thước 2.000–20.000 au (0,0–0,3 ly). Đám sao bên ngoài chỉ liên kết yếu với Mặt Trời và cung cấp các sao chổi chu kỳ dài (và có thể là loại Halley) vào bên trong quỹ đạo của Sao Hải Vương. Đám sao Oort bên trong còn được gọi là đám sao Hills, được đặt theo tên của Jack G. Hills, người đã đề xuất sự tồn tại của nó vào năm 1981. Các mô hình dự đoán rằng đám sao bên trong phải có nhiều hạt nhân sao chổi nhiều gấp hàng chục hoặc hàng trăm lần so với vòng bên ngoài; nó được coi là một nguồn khả thi các sao chổi mới để bổ sung cho đám sao bên ngoài mỏng manh khi số lượng của đám sao này đang dần cạn kiệt. Đám sao Hills giải thích sự tồn tại tiếp tục của đám sao Oort sau hàng tỷ năm.
Đám sao Oort bên ngoài có thể chứa hàng nghìn tỷ vật thể lớn hơn 1 km (0,62 mi), và hàng tỷ vật thể có cấp sao tuyệt đối sáng hơn 11 (tương ứng với đường kính khoảng 20 kilômét (12 mi)), với các vật thể lân cận cách nhau hàng chục triệu km. Chưa rõ tổng khối lượng của nó, nhưng giả sử rằng sao chổi Halley là một mô hình phù hợp cho các sao chổi bên trong đám sao Oort bên ngoài thì khối lượng tổng hợp là 3×10 kilôgam (6,6×10 lb), tức là gấp năm lần khối lượng Trái Đất. Trước đây, nó được cho là có khối lượng lớn hơn (lên đến 380 lần khối lượng Trái Đất) nhưng do kiến thức về phân bố kích thước của các sao chổi chu kỳ dài được cải tiến dẫn đến một con số ước tính thấp hơn. Chưa có bất kỳ công bố nào về ước tính khối lượng của đám sao Oort bên trong.
Nếu phân tích của sao chổi được xem như đại diện cho toàn bộ, thì phần lớn các vật thể trong đám mây Oort chủ yếu gồm các chất dễ bay hơi như nước, metan, etan, cacbon monoxit và axit xianhidric. Tuy nhiên, việc phát hiện vật thể 1996 PW - một vật thể có bề ngoài phù hợp với tiểu hành tinh loại D trên quỹ đạo điển hình của một sao chổi chu kỳ dài - đã thúc đẩy các nghiên cứu lý thuyết cho rằng quần thể đám mây Oort bao gồm khoảng một đến hai phần trăm tiểu hành tinh. Phân tích tỷ lệ đồng vị cacbon và nitơ trong cả sao chổi chu kỳ dài và sao chổi họ Sao Mộc cho thấy có ít sự khác biệt giữa hai loại, mặc dù vùng xuất xứ của chúng được cho là rất tách biệt. Điều này cho thấy rằng cả hai đều có nguồn gốc từ đám mây tiền cực ban đầu, và kết luận này cũng được hỗ trợ bởi các nghiên cứu về kích thước hạt trong sao chổi đám mây Oort và bởi nghiên cứu tác động gần đây của sao chổi Tempel 1 thuộc họ Sao Mộc.
Nguồn gốc
Đám mây Oort được cho là đã phát triển sau khi hình thành các hành tinh từ đĩa tiền hành tinh nguyên thủy khoảng 4,6 tỷ năm trước. Giả thuyết được chấp nhận rộng rãi nhất là các vật thể của đám mây Oort ban đầu liên kết gần Mặt Trời hơn nhiều và là một phần của quá trình hình thành các hành tinh và tiểu hành tinh. Sau khi hình thành, các tương tác hấp dẫn mạnh với các hành tinh khí khổng lồ chẳng hạn như Sao Mộc đã làm phân tán các vật thể thành các quỹ đạo hình elip hoặc parabol cực rộng, sau đó bị nhiễu loạn từ các ngôi sao đi ngang qua và các đám mây phân tử khổng lồ biến đổi thành các quỹ đạo tồn tại lâu dài tách ra khỏi phạm vi của các hành tinh khí khổng lồ.
Nghiên cứu gần đây của NASA đặt giả thuyết rằng một số lượng lớn các vật thể trong đám mây Oort là sản phẩm của sự trao đổi vật chất giữa Mặt Trời và các ngôi sao anh chị em của nó khi chúng hình thành và tách rời nhau và người ta cho rằng nhiều —có thể là phần lớn— vật thể đám mây Oort không hình thành ở gần Mặt Trời. Các mô phỏng về sự tiến hóa của đám mây Oort từ thuở sơ khai của Hệ Mặt Trời cho đến nay đã cho thấy khối lượng của đám mây đạt đỉnh vào khoảng 800 triệu năm sau khi hình thành, khi tốc độ bồi tụ và va chạm chậm lại và sự cạn kiệt bắt đầu vượt quá nguồn cung.
Mô hình của Julio Ángel Fernández gợi ý rằng đĩa phân tán, nguồn cấp chính cho các sao chổi tuần hoàn trong Hệ Mặt Trời, cũng có thể là nguồn cấp chính cho các vật thể đám mây Oort. Theo các mô hình thì khoảng một nửa số vật thể phân tán di chuyển ra ngoài về phía đám mây Oort, trong khi đó một phần tư dịch chuyển vào trong quỹ đạo của Sao Mộc và một phần tư bị đẩy ra trong một quỹ đạo hình hypebol. Đĩa phân tán có thể vẫn cung cấp nguyên liệu cho đám mây Oort. Một phần ba số lượng vật thể đĩa phân tán có khả năng kết thúc tại trong đám mây Oort sau 2,5 tỷ năm.
Hiệu ứng thủy triều
Hầu hết các sao chổi được quan sát gần Mặt Trời có thể đã đạt vị trí hiện tại của chúng nhờ vào sự nhiễu loạn hấp dẫn từ đám mây Oort do lực thủy triều của Dải Ngân Hà gây ra. Như lực thủy triều của Mặt Trăng gây biến dạng các đại dương trên Trái Đất và tạo ra hiện tượng thủy triều, thủy triều thiên hà cũng biến dạng quỹ đạo của các thiên thể ngoài Hệ Mặt Trời. Ở các vùng được lập biểu đồ của Hệ Mặt Trời, tác động này không đáng kể so với lực hấp dẫn của Mặt Trời, nhưng ở vùng ngoài của hệ mà lực hấp dẫn của Mặt Trời yếu hơn, gradient trường hấp dẫn của Dải Ngân Hà có tác động đáng kể. Lực thủy triều thiên hà kéo căng đám mây dọc theo một trục hướng về trung tâm thiên hà và nén nó dọc theo hai trục còn lại; những nhiễu loạn nhỏ này có thể dịch chuyển quỹ đạo trong đám mây Oort để đưa các vật thể đến gần Mặt Trời. Điểm mà lực hấp dẫn của Mặt Trời chịu ảnh hưởng của nó đối với thủy triều thiên hà được gọi là bán kính cắt ngắn thủy triều. Nó nằm ở bán kính từ 100.000 đến 200.000 au, và đánh dấu ranh giới bên ngoài của đám mây Oort.
Một số học giả đưa ra giả thuyết rằng thủy triều thiên hà có thể đã đóng góp vào việc hình thành các đám mây Oort bằng cách làm tăng cận điểm quỹ đạo (khoảng cách nhỏ nhất đến Mặt Trời) của các vật thể hành tinh với viễn điểm quỹ đạo lớn (khoảng cách lớn nhất đến Mặt Trời). Tác động của thủy triều thiên hà khá phức tạp và phụ thuộc nhiều vào hành vi của từng vật thể riêng lẻ trong một hệ hành tinh. Tuy nhiên, về tổng thể, nó có thể có ảnh hưởng khá đáng kể: tới 90% tất cả các sao chổi có nguồn gốc từ đám mây Oort có thể là kết quả của thủy triều thiên hà. Các mô hình thống kê về quỹ đạo quan sát được của các sao chổi chu kỳ dài lập luận rằng thủy triều thiên hà là phương tiện chính khiến quỹ đạo của chúng bị xáo trộn về phía bên trong Hệ Mặt Trời.
