Astronomía

¿Existe el cinturón de Kuiper / una estructura similar a una nube de Oort en los gigantes gaseosos?

¿Existe el cinturón de Kuiper / una estructura similar a una nube de Oort en los gigantes gaseosos?


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Sé que los gigantes gaseosos tienen lunas, al igual que las estrellas tienen planetas, ¿qué tal los cinturones de Kuiper o la nube de Oort? ¿Existe alguna estructura correspondiente en los gigantes gaseosos? Si no es así, ¿por qué no lo han hecho?


La región gravitacional alrededor de los planetas no es difícil de calcular, a veces llamada Esfera de Influencia, a veces llamada Esfera Colina. Se calculan de manera diferente, pero definen prácticamente la misma idea.

La región estable real a largo plazo es alrededor del 50% de la Esfera Hill. Un gigante gaseoso como Júpiter simplemente no tiene una región estable lo suficientemente grande sobre la que tenga control gravitacional para tener su propio Cinturón de Kuiper o equivalente en la Nube de Oort. Además, la proximidad al sol y la estabilidad gravitacional de los puntos troyanos es un factor. Lo que realmente sucede con un sistema Sol-Júpiter es que las regiones estables son los puntos troyanos y (debido a Saturno) las órbitas de Cis-Resonancia, pero no la transresonancia (Saturno es demasiado grande y está demasiado cerca de Júpiter, por lo que interrumpe la trans- resonancia). Los puntos troyanos abarrotados de Júpiter e Hildas (en su mayoría resonancia Cis) son un poco como su equivalente del cinturón de kuiper y eso es el resultado del sistema sol-júpiter, el sol es dominante y júpiter, una milésima de la masa del sol, pero grande lo suficiente para ser dominante entre los planetas.

Vale la pena señalar que a la distancia de Júpiter del sol, el sistema solar está un poco más concurrido y se ha aplanado en gran medida en un plano, a diferencia del cinturón de Kuiper, por lo que no es una comparación real con el cinturón de kuiper, pero ahí es donde orbita. los objetos tienden a acumularse, porque esas son las regiones más estables. El cinturón de Kuiper y la nube de Oort no son realmente regiones, ya que abarcan toda la esfera alrededor del sol a ciertas distancias.

Creo que podría ser posible que un gigante gaseoso en la situación correcta tenga algo como su propio cinturón de Kuiper y la nube de Oort, pero tendría que estar muy lejos de su estrella y lejos de otros planetas grandes y preferiblemente bastante masivo. . Las limitaciones seguirían siendo no más de la mitad de la esfera montañosa de ese planeta, pero creo que es teóricamente posible, en las circunstancias adecuadas. Aun así, tal situación, los puntos troyanos y los orbitales trans y cis podrían ser aún más comunes que cualquier posible cinturón kuiper o equivalente de nube de oort, por lo que solo estoy especulando que podría ser posible. No estoy 100% seguro.


Si Júpiter o Saturno se consideraran estrellas, su anillos serían llamados 'cinturones de asteroides', sus lunas esféricas 'planetas (enanos)' y los otros satélites 'asteroides'. Esto es particularmente evidente con los anillos de Júpiter que son anchos y no visibles a simple vista, por lo que se parecen más a los cinturones de asteroides alrededor de una estrella que a los anillos de los otros tres gigantes gaseosos que son visualmente sobresalientes.

Hasta donde yo sé, no hay ningún satélite natural que orbita por encima o cerca de un polo de un gigante gaseoso.


Nube de Oort

La nube de Oort (/ ɔːr t, ʊər t /), [1] a veces llamado el Nube de Öpik – Oort, [2] descrito por primera vez en 1950 por el astrónomo holandés Jan Oort, [3] es un concepto teórico [4] de una nube de planetesimales predominantemente helados que se propone rodear al Sol a distancias que van de 2.000 a 200.000 au (0,03 a 3,2 luz- años). [nota 1] [5] Se divide en dos regiones: una nube de Oort interior en forma de disco (o nube de colinas) y una nube de Oort exterior esférica. Ambas regiones se encuentran más allá de la heliosfera y en el espacio interestelar. [5] [6] El cinturón de Kuiper y el disco disperso, los otros dos depósitos 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 de la Colina del Sol. [7] La ​​nube exterior de Oort está unida débilmente al Sistema Solar y, por lo tanto, se ve fácilmente afectada por la atracción gravitacional de las estrellas que pasan y de la Vía Láctea misma. Estas fuerzas ocasionalmente desalojan a los cometas de sus órbitas dentro de la nube y los envían hacia el interior del Sistema Solar. [5] 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. [5] [8]

Los astrónomos conjeturan que la materia que compone la nube de Oort se formó más cerca del Sol y fue esparcida en el espacio por los efectos gravitacionales de los planetas gigantes al principio de la evolución del Sistema Solar. [5] 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 de tipo Halley que ingresan al Sistema Solar interior, y también a muchos de los centauros y cometas de la familia Júpiter. . [8]


Por Joseph Lazio [email protected]>

Los cometas tienen órbitas muy elípticas. Cuando en el perihelio o más cerca
aproximación al Sol, suelen estar a la misma distancia de
el Sol como la Tierra. Cuando está en el afelio o en la distancia más lejana de
el Sol, pueden estar fuera de la órbita de Plutón. Si un cometa es
observado durante un período de tiempo suficiente, su movimiento en el cielo permite
nosotros para estimar cuándo está en el perihelio y qué tan lejos está el afelio
(más precisamente, podemos estimar el eje mayor de su órbita).

En 1950, Jan Oort estaba analizando los cometas cuyas órbitas habían sido
determinado. Descubrió que muchos cometas tenían su afelia en
aproximadamente a la misma distancia del Sol, alrededor de 50.000 UA. (Para
referencia, la Tierra está a una distancia de 1 UA del Sol, Neptuno está
a una distancia de 40 AU, y la estrella más cercana está a una distancia de
270.000 AU.) Así que Oort propuso que el Sol estaba rodeado por una vasta
enjambre de cometas, que se extiende casi 1/5 de la distancia al más cercano
estrella.

A estas grandes distancias del Sol, estos cometas son solo vagamente
ligado gravitacionalmente al sol. Un ligero empujón gravitacional, desde
una estrella que pase dentro de un par de años luz más o menos, es suficiente
para cambiar sus órbitas dramáticamente. El tirón gravitacional puede resultar
en un cometa, ya sea (1) separándose gravitacionalmente del Sol
y a la deriva hacia el espacio interestelar para nunca regresar o (2) caer
en el sistema solar interior. Este es el actualmente aceptado
explicación del origen de los denominados cometas de "período largo". Estas
Los cometas orbitan alrededor del Sol a grandes distancias, hasta que una ligera
empujar cambia su órbita y hace que caigan en el interior solar
sistema, donde los vemos. Porque su afelia permanece suelta
distancias, puede tomar cientos, miles o tal vez incluso 1 millón
años antes de que regresen al sistema solar interior. Cometa Hale-Bopp
es un ejemplo de tal cometa.

Teorizar que los cometas se originan en la nube de Oort no explica
las propiedades de todos los cometas, sin embargo. Cometas de "período corto", aquellos
con períodos de menos de 200 años, tienen órbitas en o cerca del
eclíptica: el plano en el que orbitan la Tierra y otros planetas.
Los cometas de períodos prolongados parecen provenir de todo el cielo. Período corto
Los cometas se pueden explicar si hay un disco de material, probablemente dejado
sobre de la formación del sistema solar, que se extiende desde la órbita
de Neptuno a 50 AU o más. Colisiones entre objetos en tal
Discos y remolcadores gravitacionales de los gigantes gaseosos de nuestro sistema solar.
Sería suficiente para hacer que algunos de los objetos cayeran en el interior
sistema solar de vez en cuando donde los veríamos. El cometa Halley es
probablemente un ejemplo de tal cometa.

La detección directa de objetos del cinturón de Kuiper ocurrió a principios de la década de 1990
con la detección de 1992 / QB1, ver
& ltURL: http: //www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/qb1.html>. Adicional
La evidencia indirecta de un disco de material alrededor del Sol proviene de
imágenes de estrellas cercanas que tienen discos a su alrededor. Estos discos
alrededor de otras estrellas son varias veces más grandes de lo que el Cinturón de Kuiper tiene
hasta ahora se ha observado que se extienden, pero podrían ser cualitativamente
similar al cinturón de Kuiper. Ver
& ltURL: http: //galileo.ifa.hawaii.edu/users/jewitt/Origins-bpic.html>.

Curiosamente, las teorías actuales sobre el origen de la Nube de Oort y
El Cinturón de Kuiper indica que el Cinturón de Kuiper probablemente se formó primero. La
El cinturón de Kuiper es el detritus de la formación del sistema solar.
Los objetos que ingresan al sistema solar interior pueden interactuar
gravitacionalmente con los planetas gigantes, particularmente Júpiter. Algunos
los objetos habrían tenido sus órbitas cambiadas para que impactaran con
uno de los planetas (como hizo el cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994) algunos
Los objetos serían expulsados ​​del sistema solar por completo y algunos
los objetos serían pateados en órbitas muy grandes y en el Oort
nube.


Cometas, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort

Los cometas son cuerpos pequeños de forma irregular en el sistema solar compuestos principalmente de hielo y polvo que normalmente miden unos pocos kilómetros de diámetro. Viajan alrededor del Sol en órbitas muy elípticas que los acercan mucho al Sol y luego los envían más allá de Neptuno. Hay dos categorías de cometas, según la cantidad de tiempo que tardan en orbitar el Sol. Los cometas de período corto toman menos de 200 años, y los cometas de período largo toman más de 200 años, y algunos tardan entre 100.000 y 1 millón de años en orbitar el Sol.

Los cometas de período corto se encuentran cerca de la eclíptica, lo que significa que orbitan alrededor del Sol en el mismo plano que los planetas. Se cree que los cometas de período corto se originan en el Cinturón de Kuiper, un área fuera de la órbita de Neptuno (de aproximadamente 30 a 50 UA) que tiene muchos objetos helados parecidos a cometas. Los cometas de período largo tienden a tener órbitas orientadas al azar y no necesariamente cerca de la eclíptica. Se cree que se originan en la nube de Oort. La nube de Oort nunca ha sido observada, pero se cree que tiene al menos 10 12 objetos helados ubicados entre 3000 AU y 100,000 AU en una distribución esférica alrededor del Sol.

A medida que los cometas viajan cerca del Sol, el calor del Sol comienza a vaporizar los hielos y hace que formen un área difusa y luminosa de gas vaporizado alrededor del núcleo del cometa conocida como coma. Fuera de la coma hay una capa de gas hidrógeno llamada halo de hidrógeno que se extiende hasta 10 10 metros de diámetro.

El viento solar luego expulsa estos gases y partículas de polvo de la dirección del Sol, lo que hace que se formen dos colas. Estas colas siempre apuntan en dirección opuesta al Sol cuando el cometa viaja a su alrededor. Una cola se llama cola de iones y está formada por gases que se han descompuesto en moléculas cargadas e iones por la radiación del sol. Dado que el ion más común, el CO +, dispersa la luz azul mejor que la luz roja, para los observadores, esta cola de iones a menudo parece azul.

La otra cola se llama cola de polvo y normalmente aparece blanca. El polvo de esta cola se ve menos afectado por el viento solar, ya que las partículas de polvo son mucho más grandes que los iones de la cola de iones. Es por eso que la cola de polvo suele ser curva en lugar de recta, y no apunta directamente hacia el Sol, porque también está influenciada por el movimiento del cometa. ¡Las colas del cometa pueden ser extremadamente grandes y puedo extender una distancia de hasta 1 AU (la distancia entre la Tierra y el Sol)! Ambas colas se pueden ver en la imagen del cometa Hale-Bopp a la derecha, tomada por Malcom Ellis en Inglaterra.

Cinturón de Kuiper

El cinturón de Kuiper es una región entre aproximadamente 30 y 50 UA del Sol en el plano de la eclíptica. Se cree que es donde se encuentran la mayoría de los objetos transneptunianos, incluidos Plutón y varios otros planetas enanos recientemente descubiertos. También se cree que es el origen de muchos de los cometas de período corto del sistema solar. Hay varios tipos de objetos del cinturón de Kuiper, o KBO. Los KBO clásicos orbitan entre 30 y 50 AU del Sol y la mayoría entre 42 y 48 AU. Suelen tener inclinaciones orbitales inferiores a 30 °. Otro tipo de KBO se denominan KBO dispersos que tienen excentricidades orbitales mucho más altas. Probablemente se trasladaron a estas órbitas irregulares como resultado de interacciones gravitacionales con gigantes gaseosos, especialmente Neptuno. Se cree que son una fuente de cometas de período corto. El último tipo de KBO se llama KBO resonante porque estos objetos están en órbitas de resonancia con Neptuno. Muchos están en resonancia orbital 3: 2 con Neptuno, mientras que otros están en 4: 3, 5: 3 o 2: 1. Estas resonancias orbitales son órbitas relativamente estables y evitan que los objetos sean empujados fuera de órbita por la gravedad de Neptuno. Los KBO en una resonancia de 3: 2 se denominan plutinos, que llevan el nombre de Plutón.

Nube de Oort

La nube de Oort nunca se ha observado, pero se cree que es una distribución esférica de objetos helados como cometas que orbitan nuestro Sol a distancias entre 3000 y 100.000 AU. También se cree que es el origen de muchos de los cometas de largo período del sistema solar. Los objetos en la nube de Oort probablemente se formaron más cerca del Sol, alrededor de las órbitas actuales de Urano y Neptuno, y luego fueron empujados a sus posiciones actuales por interacciones gravitacionales con los planetas. Los astrónomos teorizan que hay aproximadamente 10 12 a 10 13 miembros de la nube de Oort con una masa total de aproximadamente 100 masas terrestres. Los objetos dentro del cinturón de Kuiper se ven afectados por la gravitación de los planetas. Más lejos, hay una región de la nube de Oort de 50-2000 AU donde los objetos no se ven afectados por los planetas. De 2.000 a 15.000 AU, los objetos en la nube se ven afectados por las fuerzas de marea galáctica, y en la nube exterior de Oort, de 15.000 a 100.000 AU, los objetos se ven afectados por la gravedad de otras estrellas. Fuera de la nube de Oort, la gravitación del Sol no es lo suficientemente fuerte como para mantener los objetos en órbita.


Contenido

La necesidad del Nube de colinas La hipótesis está íntimamente relacionada con la dinámica de la nube de Oort: los cometas de la nube de Oort están continuamente perturbados en su entorno. Una fracción nada despreciable abandona el Sistema Solar, o cae al interior del sistema donde se evapora, o cae al Sol oa los gigantes gaseosos. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse agotado hace mucho tiempo, pero todavía está bien provista de cometas.

La hipótesis de la nube de Hills aborda la persistencia de la nube de Oort postulando una región interior de Oort densamente poblada: la "nube de Hills". Es probable que los objetos expulsados ​​de la nube Hills terminen en la región clásica de la nube de Oort, manteniendo la nube de Oort. [4] Es probable que la nube de Hills tenga la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar.

La existencia de la nube Hills es plausible, dado que ya se han encontrado muchos cuerpos allí. Debería ser más denso que la nube de Oort. [5] [6] La interacción gravitacional con las estrellas más cercanas y los efectos de las mareas de la galaxia han dado órbitas circulares a los cometas en la nube de Oort, lo que puede no ser el caso de los cometas en la nube de Hills. Se desconoce la masa total de la nube Hills, algunos científicos creen que sería muchas veces más masiva que la nube exterior de Oort.

Modelo de nube original de Oort Editar

Entre 1932 y 1981, los astrónomos creían que la nube de Oort propuesta por Ernst Öpik y Jan Oort, y el cinturón de Kuiper eran las únicas reservas de cometas en el Sistema Solar.

En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik planteó la hipótesis de que los cometas tenían sus raíces en una nube que orbitaba el límite exterior del Sistema Solar. [7] En 1950, esta idea fue revivida de forma independiente por el astrónomo holandés Jan Oort para explicar una aparente contradicción: los cometas se destruyen después de varios pases a través del Sistema Solar interior, por lo que si alguno había existido durante varios miles de millones de años (desde el comienzo de la Solar System), ahora no se pueden observar más. [8]

Oort seleccionó 46 cometas para su estudio que se observaron mejor entre 1850 y 1952. La distribución del recíproco de los ejes semi-mayores mostró una frecuencia máxima que sugirió la existencia de un reservorio de cometas entre 40.000 y 150.000 AU (0,6 y 2,4 ly ) fuera. Este depósito, ubicado en los límites de la esfera de influencia del Sol (astrodinámica), estaría sujeto a perturbaciones estelares, que probablemente expulsarían cometas nubosos hacia afuera o los impulsaran hacia adentro.

En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la nube principal podría tener una sección interna que comenzaría a unas 3.000 AU del Sol y continuaría hasta la nube clásica a 20.000 AU. La mayoría de las estimaciones sitúan la población de la nube Hills en unos 20 billones (entre cinco y diez veces la de la nube exterior), aunque el número podría ser diez veces mayor que eso. [9]

El modelo principal de una "nube interior" fue propuesto en 1981 por el astrónomo Jack G. Hills, del Laboratorio de Los Alamos, quien dio nombre a la región. Calculó que el paso de una estrella cerca del Sistema Solar podría haber provocado extinciones en la Tierra, provocando una "lluvia de cometas".

Su investigación sugirió que las órbitas de la mayoría de los cometas nubosos tienen un eje semi-mayor de 10,000 AU, mucho más cerca del Sol que la distancia propuesta de la nube de Oort. [5] Además, la influencia de las estrellas circundantes y la de la marea galáctica deberían haber enviado a los cometas de la nube de Oort más cerca del Sol o fuera del Sistema Solar. Para dar cuenta de estos problemas, Hills propuso la presencia de una nube interior, que tendría decenas o cientos de veces más núcleos de cometas que el halo exterior. [5] Por lo tanto, sería una posible fuente de nuevos cometas para reabastecer la tenue nube exterior.

En los años siguientes, otros astrónomos buscaron la nube Hills y estudiaron los cometas de períodos prolongados. Este fue el caso de Sidney van den Bergh y Mark E. Bailey, quienes sugirieron la estructura de la nube Hills en 1982 y 1983, respectivamente. [10] En 1986, Bailey declaró que la mayoría de los cometas del Sistema Solar no estaban ubicados en el área de la nube de Oort, sino más cerca y en una nube interna, con una órbita con un eje semi-mayor de 5,000 AU. [10] La investigación fue ampliada por estudios de Victor Clube y Bill Napier (1987), y por R. B. Stothers (1988). [10]

Sin embargo, la nube de Hills ganó mayor interés en 1991, [11] cuando los científicos reanudaron la teoría de Hills. [a]

Estructura y composición Editar

Los cometas de la nube de Oort son perturbados constantemente por su entorno y los objetos distantes. Un número significativo abandona el Sistema Solar o se acerca mucho más al Sol. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse roto hace mucho tiempo, pero aún permanece intacta. La propuesta de la nube Hills podría proporcionar una explicación que J. G. Hills y otros científicos sugieren que podría reponer los cometas en la nube exterior de Oort. [12]

También es probable que la nube Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar. [10] La nube Hills debería ser mucho más densa que la nube exterior de Oort: si existe, tiene un tamaño de entre 5.000 y 20.000 UA. Por el contrario, la nube de Oort tiene un tamaño de entre 20.000 y 50.000 AU (0,3 y 0,8 ly). [13]

Se desconoce la masa de la nube de Hills. Algunos científicos creen que podría ser cinco veces más masivo que la nube de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que la masa de la nube Hills es de 13,8 masas terrestres, si la mayoría de los cuerpos se encuentran a 10.000 AU. [10]

Si los análisis de los cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Hills consta de varios hielos, como agua, metano, etano, monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. [14] Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW, un asteroide en la órbita típica de un cometa de largo período, sugiere que la nube también puede contener objetos rocosos. [15]

El análisis de carbono y las proporciones isotópicas de nitrógeno, primero en los cometas de las familias de la nube de Oort y el otro en el cuerpo del área de Júpiter, muestran poca diferencia entre los dos, a pesar de sus áreas claramente remotas. Esto sugiere que ambos provienen de un disco protoplanetario, [16] una conclusión también apoyada por estudios sobre el tamaño de las nubes de cometas y el reciente estudio de impacto del cometa Tempel 1. [17]

Formación Editar

Muchos científicos piensan que la nube Hills se formó a partir de un encuentro cercano (800 AU) entre el Sol y otra estrella dentro de los primeros 800 millones de años del Sistema Solar, lo que podría explicar la órbita excéntrica de 90377 Sedna, que no debería estar donde está. , al no estar influenciado por Júpiter ni Neptuno, ni por los efectos de las mareas. [18] Entonces es posible que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort. Pero solo Sedna soporta esas irregularidades para 2000 OO67 y 2006 SQ372 esta teoría no es necesaria, porque ambos orbitan cerca de los gigantes gaseosos del Sistema Solar.

Los cuerpos de la nube Hills están compuestos principalmente de agua helada, metano y amoníaco. Los astrónomos sospechan que muchos cometas de períodos prolongados se originan en la nube Hills, como el cometa Hyakutake.

En su artículo que anunciaba el descubrimiento de Sedna, Mike Brown y sus colegas afirmaron que observaron el primer objeto de la nube de Oort. Observaron que, a diferencia de los objetos de disco dispersos como Eris, el perihelio de Sedna (76 AU) era demasiado remoto para que la influencia gravitacional de Neptuno hubiera jugado un papel en su evolución. [19] Los autores consideraron a Sedna como un "objeto de nube de Oort interior", ubicado a lo largo de la Eclíptica y entre el cinturón de Kuiper y la parte más esférica de la nube de Oort. [20] [21] Sin embargo, Sedna está mucho más cerca del Sol de lo esperado para los objetos en la nube Hills y su inclinación es cercana a la de los planetas y el cinturón de Kuiper.

Un misterio considerable rodea al KV 42 de 2008, con su órbita retrógrada que podría hacer que se origine en la nube Hills o quizás en la nube Oort. [22] Lo mismo ocurre con las damocloides, cuyos orígenes son dudosos, como el homónimo de esta categoría, 5335 Damocles.

Cometas Editar

Los astrónomos sospechan que varios cometas provienen de la misma región que la nube Hills en particular, se enfocan en aquellos con afelios mayores de 1,000 AU (que son, por lo tanto, de una región más lejana que el cinturón de Kuiper), pero menos de 10,000 AU (o lo harían) de lo contrario, estar demasiado cerca de la nube exterior de Oort).

Algunos cometas famosos alcanzan grandes distancias y son candidatos para los objetos de la nube Hills. Por ejemplo, el cometa Lovejoy, descubierto el 15 de marzo de 2007 por el astrónomo australiano Terry Lovejoy, tenía una distancia de afelio entrante de alrededor de 1.800 UA. El cometa Hyakutake, descubierto en 1996 por el astrónomo aficionado Yuji Hyakutake, tiene un afelio saliente de 3500 AU. El cometa McNaught, descubierto el 7 de agosto de 2006 en Australia por Robert H. McNaught, se convirtió en uno de los cometas más brillantes de las últimas décadas, con un afelio de 4.100 AU. El cometa Machholz, descubierto el 27 de agosto de 2004 por el astrónomo aficionado Donald Machholz, procedía de unas 5.000 UA.

Sedna, el primer candidato Editar

Sedna es un planeta menor descubierto por Michael E. Brown, Chad Trujillo y David L. Rabinowitz el 14 de noviembre de 2003. Las medidas espectroscópicas muestran que su composición superficial es similar a la de otros objetos transneptunianos: se compone principalmente de una mezcla de helados de agua, metano y nitrógeno con tolinas. Su superficie es una de las más rojas del Sistema Solar.

Esta puede ser la primera detección de un objeto de nube Hills, según la definición utilizada. El área de la nube Hills se define como cualquier objeto con órbitas que midan entre 1.500 y 10.000 AU. [ cita necesaria ]

Sedna, sin embargo, está mucho más cerca que la supuesta distancia de la nube Hills. El planetoide descubierto a una distancia de aproximadamente 13 mil millones de kilómetros (87 AU) del Sol, viaja en una órbita elíptica de 11,400 años con un punto de perihelio de solo 76 AU del Sol durante su aproximación más cercana (la próxima en ocurrir en 2076). y viaja hasta 936 AU en su punto más lejano.

Sin embargo, Sedna no se considera un objeto del cinturón de Kuiper, porque su órbita no lo lleva a la región del cinturón de Kuiper a 50 UA. Sedna es un "objeto separado" y, por lo tanto, no está en resonancia con Neptuno.

Vicepresidente de 2012113 Editar

El objeto transneptuniano 2012 VP 113 fue anunciado el 26 de marzo de 2014 y tiene una órbita similar a Sedna con un punto perihelio significativamente separado de Neptuno. Su órbita se encuentra entre 80 y 400 AU del Sol.


Contenido

La necesidad del Nube de colinas La hipótesis está íntimamente relacionada con la dinámica de la nube de Oort: los cometas de la nube de Oort están continuamente perturbados en su entorno. Una fracción nada despreciable abandona el Sistema Solar, o cae al interior del sistema donde se evapora, o cae al Sol oa los gigantes gaseosos. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse agotado hace mucho tiempo, pero todavía está bien provista de cometas.

La hipótesis de la nube de Hills aborda la persistencia de la nube de Oort postulando una región interior de Oort densamente poblada: la "nube de Hills". Es probable que los objetos expulsados ​​de la nube Hills terminen en la región clásica de la nube de Oort, manteniendo la nube de Oort. [4] Es probable que la nube de Hills tenga la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar.

La existencia de la nube Hills es plausible, dado que ya se han encontrado muchos cuerpos allí. Debería ser más denso que la nube de Oort. [5] [6] La interacción gravitacional con las estrellas más cercanas y los efectos de las mareas de la galaxia han dado órbitas circulares a los cometas en la nube de Oort, lo que puede no ser el caso de los cometas en la nube de Hills. Se desconoce la masa total de la nube Hills, algunos científicos creen que sería muchas veces más masiva que la nube exterior de Oort.

Modelo de nube original de Oort Editar

Entre 1932 y 1981, los astrónomos creían que la nube de Oort propuesta por Ernst Öpik y Jan Oort, y el cinturón de Kuiper eran las únicas reservas de cometas en el Sistema Solar.

En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik planteó la hipótesis de que los cometas tenían sus raíces en una nube que orbitaba el límite exterior del Sistema Solar. [7] En 1950, esta idea fue revivida de forma independiente por el astrónomo holandés Jan Oort para explicar una aparente contradicción: los cometas se destruyen después de varios pases a través del Sistema Solar interior, por lo que si alguno había existido durante varios miles de millones de años (desde el comienzo de la Solar System), ahora no se pueden observar más. [8]

Oort seleccionó 46 cometas para su estudio que se observaron mejor entre 1850 y 1952. La distribución del recíproco de los ejes semi-mayores mostró una frecuencia máxima que sugirió la existencia de un reservorio de cometas entre 40.000 y 150.000 AU (0,6 y 2,4 ly ) fuera. Este depósito, ubicado en los límites de la esfera de influencia del Sol (astrodinámica), estaría sujeto a perturbaciones estelares, que probablemente expulsarían cometas nubosos hacia afuera o los impulsaran hacia adentro.

En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la nube principal podría tener una sección interna que comenzaría a unas 3.000 AU del Sol y continuaría hasta la nube clásica a 20.000 AU. La mayoría de las estimaciones sitúan la población de la nube Hills en unos 20 billones (entre cinco y diez veces la de la nube exterior), aunque el número podría ser diez veces mayor que eso. [9]

El modelo principal de una "nube interior" fue propuesto en 1981 por el astrónomo Jack G. Hills, del Laboratorio de Los Alamos, quien dio nombre a la región. Calculó que el paso de una estrella cerca del Sistema Solar podría haber provocado extinciones en la Tierra, provocando una "lluvia de cometas".

Su investigación sugirió que las órbitas de la mayoría de los cometas nubosos tienen un eje semi-mayor de 10,000 AU, mucho más cerca del Sol que la distancia propuesta de la nube de Oort. [5] Además, la influencia de las estrellas circundantes y la de la marea galáctica deberían haber enviado a los cometas de la nube de Oort más cerca del Sol o fuera del Sistema Solar. Para dar cuenta de estos problemas, Hills propuso la presencia de una nube interior, que tendría decenas o cientos de veces más núcleos de cometas que el halo exterior. [5] Por lo tanto, sería una posible fuente de nuevos cometas para reabastecer la tenue nube exterior.

En los años siguientes, otros astrónomos buscaron la nube Hills y estudiaron los cometas de períodos prolongados. Este fue el caso de Sidney van den Bergh y Mark E. Bailey, quienes sugirieron la estructura de la nube Hills en 1982 y 1983, respectivamente. [10] En 1986, Bailey declaró que la mayoría de los cometas del Sistema Solar no estaban ubicados en el área de la nube de Oort, sino más cerca y en una nube interna, con una órbita con un eje semi-mayor de 5,000 AU. [10] La investigación fue ampliada por estudios de Victor Clube y Bill Napier (1987), y por R. B. Stothers (1988). [10]

Sin embargo, la nube de Hills ganó mayor interés en 1991, [11] cuando los científicos reanudaron la teoría de Hills. [a]

Estructura y composición Editar

Los cometas de la nube de Oort son perturbados constantemente por su entorno y los objetos distantes. Un número significativo abandona el Sistema Solar o se acerca mucho más al Sol. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse roto hace mucho tiempo, pero aún permanece intacta. La propuesta de la nube Hills podría proporcionar una explicación que J. G. Hills y otros científicos sugieren que podría reponer los cometas en la nube exterior de Oort. [12]

También es probable que la nube Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar. [10] La nube Hills debería ser mucho más densa que la nube exterior de Oort: si existe, tiene un tamaño de entre 5.000 y 20.000 UA. Por el contrario, la nube de Oort tiene un tamaño de entre 20.000 y 50.000 AU (0,3 y 0,8 ly). [13]

Se desconoce la masa de la nube de Hills. Algunos científicos creen que podría ser cinco veces más masivo que la nube de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que la masa de la nube Hills es de 13,8 masas terrestres, si la mayoría de los cuerpos se encuentran a 10.000 AU. [10]

Si los análisis de los cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Hills consta de varios hielos, como agua, metano, etano, monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. [14] Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW, un asteroide en la órbita típica de un cometa de largo período, sugiere que la nube también puede contener objetos rocosos. [15]

El análisis de carbono y las proporciones isotópicas de nitrógeno, primero en los cometas de las familias de la nube de Oort y el otro en el cuerpo del área de Júpiter, muestran poca diferencia entre los dos, a pesar de sus áreas claramente remotas. Esto sugiere que ambos provienen de un disco protoplanetario, [16] una conclusión también apoyada por estudios sobre el tamaño de las nubes de cometas y el reciente estudio de impacto del cometa Tempel 1. [17]

Formación Editar

Muchos científicos piensan que la nube Hills se formó a partir de un encuentro cercano (800 AU) entre el Sol y otra estrella dentro de los primeros 800 millones de años del Sistema Solar, lo que podría explicar la órbita excéntrica de 90377 Sedna, que no debería estar donde está. , al no estar influenciado por Júpiter ni Neptuno, ni por los efectos de las mareas. [18] Entonces es posible que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort. Pero solo Sedna soporta esas irregularidades para 2000 OO67 y 2006 SQ372 esta teoría no es necesaria, porque ambos orbitan cerca de los gigantes gaseosos del Sistema Solar.

Los cuerpos de la nube Hills están compuestos principalmente de agua helada, metano y amoníaco. Los astrónomos sospechan que muchos cometas de períodos prolongados se originan en la nube Hills, como el cometa Hyakutake.

En su artículo que anunciaba el descubrimiento de Sedna, Mike Brown y sus colegas afirmaron que observaron el primer objeto de la nube de Oort. Observaron que, a diferencia de los objetos de disco dispersos como Eris, el perihelio de Sedna (76 AU) era demasiado remoto para que la influencia gravitacional de Neptuno hubiera jugado un papel en su evolución. [19] The authors regarded Sedna as an "inner Oort cloud object", located along the Ecliptic and placed between the Kuiper belt and the more spherical part of the Oort cloud. [20] [21] However, Sedna is much closer to the Sun than expected for objects in the Hills cloud and its inclination is close to that of the planets and the Kuiper belt.

Considerable mystery surrounds 2008 KV 42 , with its retrograde orbit that could make it originate from the Hills cloud or perhaps the Oort cloud. [22] The same goes for damocloids, whose origins are doubtful, such as the namesake for this category, 5335 Damocles.

Comets Edit

Astronomers suspect that several comets come from the same region as the Hills cloud in particular, they focus on those with aphelia greater than 1,000 AU (which are thus from a farther region than the Kuiper belt), but less than 10,000 AU (or they would otherwise be too close to the outer Oort cloud).

Some famous comets reach great distances and are candidates for Hills cloud objects. For example, Comet Lovejoy, discovered on 15 March 2007 by Australian astronomer Terry Lovejoy, had an inbound aphelion distance of around 1,800 AU. Comet Hyakutake, discovered in 1996 by amateur astronomer Yuji Hyakutake, has an outbound aphelion of 3,500 AU. Comet McNaught, discovered on 7 August 2006 in Australia by Robert H. McNaught, became one of the brightest comets of recent decades, with an aphelion of 4,100 AU. Comet Machholz, discovered on 27 August 2004 by amateur astronomer Donald Machholz, came from about 5,000 AU.

Sedna, the first candidate Edit

Sedna is a minor planet discovered by Michael E. Brown, Chad Trujillo and David L. Rabinowitz on 14 November 2003. Spectroscopic measures show that its surface composition is similar to that of other trans-Neptunian objects: It is mainly composed of a mixture of water ices, methane, and nitrogen with tholins. Its surface is one of the reddest in the Solar System.

This may be the first detection of a Hills cloud object, depending on the definition used. The area of the Hills cloud is defined as any objects with orbits measuring between 1,500 and 10,000 AU. [ cita necesaria ]

Sedna is, however, much closer than the supposed distance of the Hills cloud. The planetoid discovered at a distance of about 13 billion kilometres (87 AU) from the Sun, travels in an elliptical orbit of 11,400 years with a perihelion point of only 76 AU from the Sun during its closest approach (the next to occur in 2076), and travels out to 936 AU at its farthest point.

However, Sedna is not considered a Kuiper belt object, because its orbit does not bring it into the region of the Kuiper belt at 50 AU. Sedna is a "detached object", and thus is not in a resonance with Neptune.

2012 VP113 Edit

Trans-Neptunian object 2012 VP 113 was announced on 26 March 2014 and has a similar orbit to Sedna with a perihelion point significantly detached from Neptune. Its orbit lies between 80 and 400 AU from the Sun.


Colonizing the Kuiper Belt and Oort Cloud

outer-solar system which extends beyond the orbits of Neptune and Pluto. This asteroid belt will play a crucial role in terraforming Mars. As discussed in the lesson on Terraforming and Colonizing Mars, these asteroids are rich in powerful greenhouse gasses such as ammonia and methane. By redirecting the paths of these worlds towards Mars, we could hurl them into Mars' atmosphere. Either we could maneuver these iceteroids into a stable orbit around Mars and allow Mars' atmosphere to heat them up until they disintegrate releasing gaseous ammonia and methane into the atmosphere, or we could hurl them directly towards Mars and as they made a direct impact with Mars' surface the heat generated by such collisions would be so stupendous that the iceteroids initially frozen ammonia and methane would get outgassed into the atmosphere. But these icy bodies also contain large amounts of frozen water. By the time our remote descendants have reached the Kuiper belt, humanities progress in terraforming Mars would have increased the planet's average temperature above the melting point of water. Thus, once these iceteroids impacted Mars'

A size comparison of the Kuiper belt and outer solar system to the Oort Cloud.

surface, the frozen water would vaporize and subsequently condense to form massive bodies of liquid water. La soletta (a system of three orbital mirrors in Mars' orbit which, in the article on Terraforming and Colonizing Mars, we assumed was constructed sometime during the 21st century) had beamed on the order of ten terrawatts of solar energy onto the Martian surface to carve extensive canal systems all across Mars' surface, similar to how this device was used in the novel Green Mars. And also, as robotic explorers have confirmed, Mars once had running streams and rivers of liquid water on its surface. After Mars somehow lost its magnetosphere and its atmosphere and liquid water oceans were stripped away by the Sun's solar winds, the relics of these ancient rivers where water once ran still remain. The water contained in these iceteroids would fill all of these canals and ancient water streams and cover Mars with vast oceans, lakes, and rivers of liquid water.

Artist's depiction of Fesenkov Crater on Mars filled with liquid water.

Reasons for going to the Kuiper belt and Oort Cloud

One might ask: since the inner-asteroid belt is right next to Mars and all of those asteroids also contain ammonia, methane and water, why not hurl some of those asteroids towards Mars instead? Since the asteroids within the inner-asteroid belt are so close to the Sun, they must travel at enormous speeds of tens of thousands of kilometers per second to remain in orbit around the Sun. In order to change their momentum (by an amount (Δvec

)) in a direction towards Mars, an enormous force (sum>) (and, hence, an enormous power output) must be exerted on these asteroids in order to move them to Mars. Since the iceteroids in the Kuiper belt are very far away from the Sun, they only need to move at a speed of (300km/s) to stay in orbit around the Sun. Thus, much less power and energy would be required to change their momentum in a direction towards Mars. But this isn't the only reason why it would be much easier to move an asteroid from the Kuiper belt towards Mars than from the inner-asteroid belt towards Mars instead. The second reason why we would use the iceteroids from the Kuiper belt to help us in the project of terraforming Mars is because of gravity assists. By sending these iceteroids on a path towards any one of the gas giants (Jupiter, Saturn, Uranus, or Neptune), one of those gas giants could "sling shot" the iceteroid with its gravity towards Mars.

Terraforming Mars isn't the only reason why our descendants would be interested in going to the Kuiper belt. As we discussed in the lesson, Colonizing the Asteroids and Comets of our Solar System, and as popularized by the legendary scientist Carl Sagan in his book, Pale Blue Dot, these asteroids could be used as homesteads and spaceships. This could be accomplished by hollowing out such an asteroid and using its materials to construct a rotating cylindrical habitat inside of the asteroid. This cylindrical habitat would rotate at just the right speed to produce centrifugal forces everywhere along the cylinder's interior which emulates Earth's gravity. Humans would live along the inner-surface of such a cylinder. In the aforementioned lesson that we covered previously, we discussed one way of using such an asteroid as a spaceship. Essentially, we could just spit out asteroidal materials at very high speeds giving the asteroid a thrust which would allow one to use the asteroid as a spacecraft. But we'll assume that by time humans have had ventured to the Kuiper belt, they will have had developed nuclear fusion. We believe that the iceteroids in the Kuiper belt will have deuterium for nuclear reactions. But for long interstellar voyages, humans would likely harvest the vast reservoirs of helium-3 ((H_3)) from Neptune's atmosphere (see top image below) or possibily from Uranus's atmosphere as well (see bottom image below) and then use that and the indigenous asteroidal deuterium to fuel their nuclear powered, rocky/icy spaceships.

Artist’s depiction of Neptune’s (above image) and Uranus’s (below image) atmosphere being harvested for resources such as nitrogen.

After the Kuiper belt, humanities next likely destination would be the Oort Cloud. The Oort Cloud is a vast array of trillions of icy comets which form a great spherical swarm around the Sun. The Kuiper belt ends at about 10,000 astronomical units (AUs) away from the Sun—this is also where the realm of the Oort cloud begins. The outer limits of the Oort Cloud extends to a distance of about 100,000 AUs away from the Sun. This outer limit of the Oort Cloud is roughly half the distance to the nearest stars which is the Alpha Centuari star system. As the famous physicist Freeman Dyson once said, since the comets in the Oort Cloud contain all the ingredients necessary to support life, this comet cloud would be a good way point between the stars. According to the engineer Robert Zubrin and as long ago envisioned by Carl Sagan, we humans will eventually build settlements and homesteads in both the Kuiper Belt and the Oort cloud. And after colonizing the Oort Cloud, the next destination could possibly be a rocky Earth-like planet named Proxima B in the Alpha Centuari star system.


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Now that we’re done with the planets, asteroid belt, and comets, we’re heading to the outskirts of the solar system. Out past Neptune are vast reservoirs of icy bodies that can become comets if they get poked into the inner solar system. The Kuiper Belt is a donut shape aligned with the plane of the solar system the scattered disk is more eccentric and is the source of short period comets and the Oort Cloud which surrounds the solar system out to great distances is the source of long-period comets. These bodies all probably formed closer into the Sun, and got flung out to the solar system’s suburbs by gravitational interactions with the outer planets.

Table of Contents
Icy Bodies That Can Become Comets 0:27
The Kuiper Belt is a Donut Shape Aligned With the Plane of the Solar System 2:57
The Scattered Disk is More Eccentric and the Source of Short Period Comets 4:26
Oort Cloud Surrounds Our Solar System and is the Source of Long-Period Comets 4:04
These Bodies Probably Formed Near the Sun and Dispersed Through Gravitational Interactions 5:41

PHOTOS/VIDEOS
HD Long Exposure Star Timelapse https://vimeo.com/34172172 [credit: Jeffrey Beach, Beachfront B-Roll]
Fine Structure in the Comet’s Jets http://blogs.esa.int/rosetta/2015/01/16/fine-structure-in-the-comets-jets/ http://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanetary_disk#mediaviewer/File:Artist%E2%80%99s_Impression_of_a_Baby_Star_Still_Surrounded_by_a_Protoplanetary_Disc.jpg [credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA]
Artist's impression of a protoplanetary disk. [credit: ESO/L. Calçada - ESO]
Creating Gas Giants http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11541 [credit: NASA's Goddard Space Flight Center]
What is a Sungrazing Comet? http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11307 [credit: NASA's Goddard Space Flight Center]
Pluto/Neptune Orbit http://www2.jpl.nasa.gov/files/images/browse/plutoneptune.gif [credit: NASA]
1992 QB1 http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/gallery/1992_QB14.jpg [credit: ESO]
Eris http://apod.nasa.gov/apod/ap060918.html [credit: W. M. Keck Observatory]
Moons of Pluto http://en.wikipedia.org/wiki/Kerberos_(moon)#/media/File:Moons_of_Pluto.png [credit: NASA, ESA, and M. Showalter (SETI institute)]
New Horizons Approach http://pluto.jhuapl.edu/common/content/animations/New-Horizons-Voyage-to-Pluto/ApproachingPluto1280.mp4 [credit: JHUAPL]
Moon http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a000000/a003800/a003894/phase04_full.jpg [credit: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio]
Pluto http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?Category=Planets&IM_ID=20073 [credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute]
Sedna’s Orbit http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sedna-PIA05569-crop.jpg [credit: NASA]
Artist’s Conception of Kuiper Belt http://en.wikipedia.org/wiki/File:14-281-KuiperBeltObject-ArtistsConcept-20141015.jpg [credit: NASA, Wikimedia Commons]
Kuiper Belt World (video) http://planetquest.jpl.nasa.gov/video/41 [credit: NASA Kepler Mission/Dana Berry]
Pluto Discovery Plates http://azmemory.azlibrary.gov/cdm/singleitem/collection/loaselect/id/25/rec/1 [credit: Clyde Tombaugh, Lowell Observatory]

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] (right bracket): go forward five seconds
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Flagging a point in the video using (?) will make it easier for other users to help transcribe. Use it if you're unsure what's being said or if you're unsure how to spell what's being said.


Orbits

An orbit is a form of circular motion. In circular motion an object must have:

  1. A forward velocity at a tangent to the circular path
  2. An inwardly directed force to pull it into the circular path, this is known as the centripetal force.

In the case of an orbiting object, like a planet, moon or satellite, the centripetal force is gravity.

A stable orbit is achieved when the forward velocity balances the gravitational pull. Too slow and the orbit decays and the object falls towards the planet or sun. Too fast and it flies off into space.

As gravity decreases with distance, so does the orbital speed required for a stable orbit. Spy satellites orbiting at 450 km move much faster than a telecommunications satellite at 35,800 km. At this altitude, a satellite has an orbital speed that means it orbits at a rate of 1 orbit every 24 hours. To us on earth it appears to be stationary, they are known as Geostationary orbits.

In a stable circular orbit, the object is accelerating, even if its speed is constant. Velocity and acceleration are vectors. This means that to fully describe them you need to state both magnitude and directions. Therefore, an object in orbit is constantly changing direction and so is changing its velocity. A change in velocity over time is the definition of acceleration.

[You feel this effect when you take a corner a little to fast, you feel the acceleration and force].

The forward velocity of the Earth balances the gravitational pull of the sun, so we remain in a stable orbit.

Comets have an elliptical orbit, in this situation, the sun acts to accelerate and decelerate the comet as it moves towards and away from the sun. When the comet is close to the sun it accelerates towards it, this acceleration slingshots it around the sun and sends it back out into the solar system. As it moves away from the sun the gravitational pull slows it down an eventually pulls it back towards the sun for the process to happen again.


Edumacation 101

As the science of optics continues to advance, the scientific community is able to probe further and further into the universe. They are able to identify and classify celestial bodies that have previously been undetectable. One such organization of celestial bodies is the Kuiper belt.

The Kuiper belt is a disk shaped region of icy debris about 30-50 AU from the Sun, which is outside the orbit of Neptune. It is similar in organization to the asteroid belt although it is far larger being 20 times as wide and 20-200 times as massive. Although similar in organization, the make up of the individual bodies is markedly different. The asteroid belt is similar to terrestrial planets being made mostly of rock and metal while the Kuiper Belt Objects (KBOs) share a similarity with the Jovian planets being made principally of frozen volatiles such as methane, ammonia, and water. The Kuiper belt is also the home of the dwarf planets Pluto, Haumea, and Makemake.

The existence of objects beyond the Neptunian orbit was first theorized in 1930 by Frederick C. Leonard soon after Pluto’s discovery. The theory continued to evolve over the next 60 years. Ironically, Gerald Kuiper, influential astronomer of the 20th century, whom the belt is named for, believed that such a disc of astronomical bodies may have formed early in the Solar System’s early evolution, but that the belt did not exist today. In 1992, an object in the belt was discovered by astronomer David Jewett. Six months later, Jewett’s team discovered a second trans-Neptunian object (TNO). The number of identified KBOs has increased to over a thousand and more than 70,000 KBOs are believed to exist within the belt.

The Kuiper belt is not the only believed source of TNOs. Another organized structure of astronomical bodies has been theorized to exist called the Oort cloud, named for Jan Oort who originally theorized its existence in 1950. Light is so scarce in the far reaches of the proposed solar system that it is extremely difficult to identify the existence the cloud. The main evidence for the belt is the passage of long-period comets that pass through the inner solar system only once. The Oort cloud is home to astronomical bodies that vary in size from 50km to the size of Pluto. It has been theorized that several there might be larger bodies within the Oort cloud as well.

Celestial bodies within the Kuiper belt and the Oort cloud continue to spur on the study of deep space. As it stands now, no spacecraft has left the bounds of the known solar system, but that is slated to change in 2015. The unmanned craft, New Horizons, will arrive at Pluto in 2015 and begin the exploration of the dwarf planet and its moons as well as exploring further into the Kuiper belt. With the exciting advances in optics and long range study devices such as New Horizons, the understanding of the outlying areas of the solar system will continue to bring further insight into Earth’s small corner of the galaxy and the universe as a whole.


Ver el vídeo: El Cinturón de Kuiper Documental (Diciembre 2022).