オールトの雲
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オールトの雲から太陽系内部、そして最も近い二つの恒星までの距離は、天文単位で測定されています。目盛りは対数で、それぞれの距離は前の10倍の距離を表しています。赤い矢印は、約300年後にオールトの雲に到達する可能性のある探査機ボイジャー1号の2025年から2027年までの予測位置を示しています。
オールトの雲とカイパーベルトの想像図（挿入図）。物体のサイズは見やすさを考慮して拡大してあります。

オールトの雲（発音：/ ɔːr t / ORTまたは/ ʊər t / OORT）[ 1 ]は、オピック・オールトの雲[ 2 ]とも呼ばれ、2,000 AUから200,000 AU（0.03 光年から3.2光年）の距離で太陽の周りを回る数十億の氷の微惑星の雲であると理論づけられています。[ 3 ] [ 4 ]その存在は1950年にオランダの天文学者ヤン・オールトによって提唱され、後に彼にちなんでこのアイデアは命名されました。[ 5 ] [ 6 ]オールトは、この雲内の天体が太陽系内に進入する長周期彗星の数を補充し、一定に保っていると提唱しました。長周期彗星は最終的に太陽に接近する間に消費され破壊されます。[ 7 ]

この雲は2つの領域を含むと考えられています。太陽黄道に沿う円盤状の内側オールト雲（ヒルズ雲とも呼ばれる）と、太陽系全体を囲む球状の外側オールト雲です。どちらの領域も太陽圏をはるかに超えた星間空間にあります。[ 4 ] [ 8 ]オールト雲の最内部は、カイパーベルト、散乱円盤、そして分離天体（太陽系外縁天体のより近い3つの貯蔵庫）よりも太陽から1000倍以上も遠くにあります。[ 9 ]

オールトの雲の外縁は、太陽系の宇宙的境界を定めている。この領域は太陽丘球によって定義され、したがって太陽と銀河の重力支配の境界に位置している。[ 10 ]オールトの雲の外側は太陽系にゆるく結びついており、その構成要素は通過する恒星の重力、天の川銀河自体、および雲自身の微小重力によって容易に影響を受ける。[ 11 ]これらの力は、発達の初期段階で内部太陽系から放出された物質の非常に離心率の高い軌道を和らげ、より円形にするのに役立った。オールト円盤内の物質の円形軌道は、主にこの銀河の重力によるねじれによるものである。[ 12 ] [ 13 ]同様に、オールト天体の運動に対する銀河の干渉によって、彗星が雲内の軌道から外れ、内部太陽系に送り込まれることがある。[ 4 ]軌道に基づくと、短周期彗星のほとんどはオールト円盤から来たものと思われるが、全てではない。他の短周期彗星は、はるかに大きな球状雲から発生した可能性がある。[ 4 ] [ 14 ]

天文学者たちは、現在オールトの雲にある物質は太陽にずっと近い原始惑星円盤で形成され、その後巨大惑星の重力の影響によって宇宙空間に散らばったと仮説を立てている。[ 4 ]現在の画像技術ではオールトの雲を直接観測することはできない。[ 15 ]しかし、この雲は長周期彗星やハレー彗星のほとんどを補充する源であると考えられており、これらの彗星は太陽系内部に入った後、太陽に接近することで最終的に消滅する。この雲は、多くのケンタウロス族や木星族の彗星にも同様の役割を果たしている可能性がある。[ 14 ]

理論の発展

20世紀初頭までに、天文学者は主に2種類の彗星を特定していました。短周期彗星（黄道彗星とも呼ばれる）と長周期彗星（ほぼ等方性彗星とも呼ばれる）です。[ 16 ]黄道彗星は、黄道面に近い位置にある比較的小さな軌道を持ち、太陽から50 AU付近のカイパークリフより遠くでは発見されません（海王星の軌道は平均約30 AU、177P/バーナードの遠日点は48 AU付近にあります）。一方、長周期彗星は太陽から数千 AUの非常に大きな軌道で周回し、等方的に分布しています。つまり、長周期彗星は黄道面の上下を問わず、空のあらゆる方向から出現するということです。[ 17 ]

1907年、アルミン・オットー・ロイシュナーは、彗星の軌道が観測時間と関連していることを示した。観測時間が短いほど放物線軌道を描き、観測時間が長いほど楕円軌道を描くとされた。ロイシュナーは、より正確な統計によって彗星は楕円軌道をとり、太陽系の恒久的な存在であり、地球からの天文学では観測できない長い期間が経った後に再び太陽系内に戻ると推測した。[ 18 ] 1932年、エストニアの天文学者エルンスト・エピックは、太陽系の最外縁部に、周回する雲の形で長周期彗星の溜まり場があると提唱した。[ 19 ]オランダの天文学者ヤン・オールトは、 1950年にこのアイデアを復活させ、彗星の起源に関するパラドックスを解決した。以下の事実は、長周期彗星が常に観測される高度に楕円形の軌道と簡単には一致しません。

オールトは、太陽に接近する軌道を持つ彗星は、原始惑星系円盤が凝縮した45億年以上前から太陽に接近し続けているはずがないと推論した。したがって、長周期彗星は、常に発見される現在の軌道では形成されず、その存在期間のほぼ全期間を外側の貯蔵庫に保持されていたに違いない。[ 20 ] [ 21 ] [ 17 ]

オールトはまた、長周期彗星の暦表を研究し、太陽から最も遠い距離（遠日点）が20,000 AU付近に集中する長周期彗星が奇妙なほど集中していることを発見した。これは、この距離に球状等方分布を持つ彗星の貯留層が存在することを示唆している。また、オールトは、軌道が約10,000 AUである比較的まれな彗星は、おそらく一度か二度、太陽系内部に侵入し、そこで惑星の重力によって軌道が内側に引き寄せられたのではないかと提唱した。 [ 17 ]

構造と構成

太陽系の他の部分と比較したオールトの雲の推定距離

オールトの雲は、太陽から2,000～5,000 AU（0.03～0.08 光年）[ 17 ]から、最長50,000 AU（0.79 光年）あるいは100,000～200,000 AU（1.58～3.16 光年）までの広大な空間を占めていると考えられています。[ 4 ] [ 17 ]この領域は、半径約20,000～50,000 AU（0.32～0.79 光年）の球状の外側オールト雲と、半径2,000～20,000 AU（0.03～0.32 光年）のトーラス状の内側オールト雲に分けられます。

内側のオールトの雲は、 1981年にその存在を提唱したジャック・G・ヒルズにちなんで、ヒルズ雲と呼ばれることもあります。 [ 22 ]モデルでは、内側の雲の方が2つの中でははるかに密度が高く、外側の雲の数十倍から数百倍の彗星核があると予測されています。[ 22 ] [ 23 ] [ 24 ]ヒルズ雲は、オールトの雲が数十億年後も存在し続けていることを説明するために必要だと考えられています。[ 25 ]

オールトの雲の外側は太陽の重力と銀河の重力の境界に位置しているため、そこを構成する天体は太陽に弱く束縛されている。そのため、近くの恒星や天の川銀河自体からの小さな摂動によって、長周期彗星（おそらくハレー彗星型）が海王星の軌道の内側に送り込まれる。[ 4 ]このプロセスによって、よりまばらな外側の雲は枯渇しているはずであるが、黄道よりかなり上または下の軌道を持つ長周期彗星は依然として観測されている。ヒルズ雲は彗星核の二次的な貯蔵庫であり、内側の太陽系への損失によって数が徐々に減少する薄い外側の雲を補充する源であると考えられている。[ 26 ]

オールト雲の外層には、直径1キロメートル（0.6マイル）を超える天体が数兆個[ 4 ]、直径20キロメートル（12マイル）を超える天体が数十億個存在する可能性がある。これは絶対等級11以上に相当する。 [ 27 ]この分析によれば、外層雲内の「隣接する」天体間の距離は1AUのかなりの部分、つまり数千万キロメートル離れている。[ 14 ] [ 28 ]外層雲全体の質量は不明だが、ハレー彗星を外層オールト雲を構成する核の適切な代理物と仮定すると、それらの質量の合計はおよそ3 × 10 25キログラム（6.6 × 10 25 ポンド）、つまり地球の5倍の質量となる。[ 4 ] [ 29 ] かつては外雲の質量は地球の380倍にも達し、2桁も大きいと考えられていたが[ 30 ] 、長周期彗星のサイズ分布に関する知識の向上により、推定値は低下した。2023年現在、内オールトの雲の質量に関する推定値は公表されていない。

彗星の分析が全体を代表するものであるならば、オールトの雲の天体の大部分は水、メタン、エタン、一酸化炭素、シアン化水素などの氷で構成されている。[ 31 ]しかし、長周期彗星の典型的な軌道にあるD 型小惑星[ 32 ] [ 33 ]と外観が一致する天体1996 PW の発見がきっかけとなり、オールトの雲の個体群は大体 1～2 パーセントが小惑星で構成されているという理論的研究が促進された。 [ 34 ]長周期彗星と木星族の彗星の両方における炭素と窒素の同位体比の分析は、おそらく起源の地域が大きく離れているにもかかわらず、両者の間にほとんど違いが見られない。これは、両方とも元々の原始太陽雲から発生したことを示唆しており、[ 35 ]この結論はオールトの雲彗星の粒子サイズの研究[ 36 ]や、木星族の彗星テンペル1の最近の衝突研究によっても裏付けられています。[ 37 ]

起源

オールトの雲は、約46億年前に原始惑星系円盤から惑星が形成された後に形成されたと考えられています。 [ 4 ]最も広く受け入れられている仮説は、オールトの雲の天体は、惑星や小惑星が形成されたのと同じプロセスの一環として、太陽にかなり近い場所で最初に合体したというものです。形成後、木星などの若いガス惑星との強い重力相互作用により、天体は非常に広い楕円軌道または放物線軌道に散乱し、その後、通過する恒星や巨大分子雲からの摂動によって、ガス惑星領域から切り離された長寿命の軌道に修正されました。[ 4 ] [ 38 ]

NASAは最近の研究を引用し、オールトの雲の天体の多くは太陽とその兄弟星が形成されて離れていく際に物質交換によって生じた産物であるという仮説を立てており、オールトの雲の天体の多く（おそらく大多数）は太陽の近くで形成されたのではないと示唆している。[ 39 ]太陽系の始まりから現在までのオールトの雲の進化のシミュレーションでは、雲の質量は形成後約8億年でピークに達し、集積と衝突のペースが鈍化し、枯渇が供給を上回り始めたことが示唆されている。[ 4 ]

フリオ・アンヘル・フェルナンデスのモデルは、太陽系における周期彗星の主な発生源である散乱円盤が、オールトの雲の天体の主な発生源でもある可能性を示唆している。モデルによると、散乱された天体の約半分はオールトの雲に向かって外側へ移動し、4分の1は木星の軌道の内側へ移動し、残りの4分の1は双曲軌道上で放出される。散乱円盤は依然としてオールトの雲に物質を供給している可能性がある。[ 40 ] [ 41 ]散乱円盤上の天体の3分の1は、25億年後にはオールトの雲に到達する可能性が高い。[ 42 ]

コンピュータモデルは、形成期における彗星の破片の衝突が、これまで考えられていたよりもはるかに大きな役割を果たしていることを示唆している。これらのモデルによれば、太陽系の初期における衝突の回数は非常に多く、ほとんどの彗星はオールトの雲に到達する前に破壊された。したがって、現在のオールトの雲の累積質量は、かつて考えられていたよりもはるかに少ない。[ 43 ]雲の推定質量は、放出された物質の50～100地球質量のほんの一部に過ぎない。[ 4 ]

近傍の恒星との重力相互作用と銀河潮汐によって、彗星の軌道はより円形に近づいた。これは、外側のオールトの雲がほぼ球形である理由を説明できる。[ 4 ]一方、太陽に強く束縛されているヒルズ雲は、球形になっていない。最近の研究では、オールトの雲の形成は、太陽系が200～400個の恒星からなる星団の一部として形成されたという仮説と概ね一致することが示されている。これらの初期の恒星は、雲の形成に役割を果たした可能性が高い。なぜなら、星団内での恒星の接近通過の数が現在よりもはるかに多く、摂動がはるかに頻繁に発生していたからである。[ 44 ]

2010年6月、ハロルド・F・レヴィソンらは、強化されたコンピューターシミュレーションに基づいて、太陽が「誕生銀河団にいる間に他の恒星から彗星を捕獲した」と示唆した。彼らの結果は、「オールトの雲の彗星のかなりの部分、おそらく90%以上が、他の恒星の原始惑星系円盤から来ている」ことを示唆している。[ 45 ] [ 46 ] 2020年7月、アミール・シラジとアヴィ・ローブは、太陽の誕生銀河団におけるオールトの雲の捕獲された起源は、観測されたオールトの雲外縁部と散乱円盤天体の比率を説明する際の理論的な緊張に対処し、さらに捕獲された第9惑星の可能性を高める可能性があることを発見した。[ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]

彗星

彗星は約40億年前に太陽系が形成された際の残骸で、カイパーベルトとオールトの雲という2つの別々の領域に保存されています。[ 50 ]短周期彗星（軌道が最長200年）は、カイパーベルトまたは散乱円盤から出現したと一般的に考えられています。散乱円盤は、海王星の軌道30 AUを超えて100 AUを超えて広がる、連結した2つの平らな氷の残骸です。C /1999 F1（カタリナ）などの非常に長周期の彗星は、その軌道が数百万年続き、外縁部のオールトの雲から直接発生したと考えられています。[ 51 ]外側のオールトの雲から直接来たとモデル化された他の彗星には、C/2006 P1（マクノート）、C/2010 X1（エレニン）、アイソン彗星、C/2013 A1（サイディング・スプリング）、C/2017 K2、C/2017 T2（パンスターズ）などがあります。カイパーベルト内の軌道は比較的安定しているため、そこから発生した彗星はごくわずかだと考えられています。しかし、散乱円盤は動的に活動しており、彗星の発生地である可能性がはるかに高いです。[ 17 ]彗星は散乱円盤から外惑星の領域に入り、ケンタウロス族と呼ばれるようになります。[ 52 ] [ 53 ]これらのケンタウロス族はさらに内側に送られ、短周期彗星になります。[ 54 ]

短周期彗星には、主に2種類あります。木星族彗星（軌道が5 AU未満）とハレー族彗星です。ハレー彗星にちなんで名付けられたハレー族彗星は、短周期彗星であるにもかかわらず、散乱円盤ではなくオールトの雲から来たと考えられている点で異なります。[ 55 ] [ 56 ]軌道に基づくと、巨大惑星の重力によって捕獲され、太陽系内部に送り込まれた長周期彗星であったことが示唆されています。[ 21 ]このプロセスによって、木星族彗星のかなりの割合の現在の軌道も形成された可能性がありますが、そのような彗星の大部分は散乱円盤で発生したと考えられています。[ 14 ]

オールトは、帰還する彗星の数が彼のモデルが予測したよりもはるかに少ないことを指摘しており、この問題は「彗星のフェーディング」として知られており、未だに解決されていない。[ 57 ]観測された彗星の数がオールトの推定よりも少ないことを説明できる力学的なプロセスは知られていない。この食い違いの仮説としては、潮汐力、衝突、加熱による彗星の破壊、すべての揮発性物質の喪失により一部の彗星が見えなくなった、表面に不揮発性の地殻が形成された、などが考えられる。[ 58 ]仮説上のオールトの雲彗星の力学研究では、外惑星領域での彗星の発生頻度が内惑星領域よりも数倍高いと推定されている。この食い違いは、木星の重力によるものかもしれない。木星は一種の障壁として働き、飛来する彗星を捕らえて木星に衝突させる。これは1994年のシューメーカー・レヴィ第9彗星の場合と同じである。 [ 59 ]オールトの雲に起源を持つ典型的な古い彗星の例としては、C/2018 F4が挙げられる。[ 60 ]

セドナと類似の天体

観測された天体の中には、内側オールトの雲のメンバーであると提案されているものがいくつかある。 [ 61 ]セドナは2004年に初めて報告され、近日点距離が76 AUの非常に離心率の高い軌道を持っている。[ 62 ] 2012年に観測された2012 VP 113は近日点（太陽に最も近づく点）は大きいが、遠日点はセドナの半分である。[ 63 ] [ 64 ]その他の候補天体[ 65 ]としては、2010 GB 174 [ 66 ]と474640 アリカント（元々は2004 VN 112）がある。[ 67 ]

潮汐の影響

太陽の近くで見られる彗星のほとんどは、天の川銀河の潮汐力によってオールトの雲が受ける重力の摂動によって現在の位置に到達したようです。月の潮汐力が地球の海を変形させて潮の満ち引き​​を引き起こすのと同じように、銀河の潮汐力も太陽系外縁部の天体の軌道を歪めます。[ 68 ]太陽系の図に示された領域では、これらの影響は太陽の重力に比べてごくわずかですが、太陽系の外縁部では太陽の重力が弱くなり、天の川銀河の重力中心の勾配によって他の2つの軸に沿って圧縮されます。これらの小さな摂動によってオールトの雲の軌道が変わり、天体が太陽に近づくことがあります。[ 69 ]太陽の重力が銀河潮汐に影響を及ぼす点は潮汐切断半径と呼ばれ、半径10万から20万AUにあり、オールトの雲の外側の境界となっている。[ 17 ]

一部の学者は、銀河潮汐が遠日点（太陽から最も遠い距離）の大きい微惑星の近日点（太陽から最も遠い距離）を増加させることで、オールトの雲の形成に寄与した可能性があると理論づけている。 [ 70 ]銀河潮汐の影響は非常に複雑で、惑星系内の個々の天体の挙動に大きく依存する。しかし、累積的に見るとその影響は非常に大きくなる可能性がある。オールトの雲から発生した彗星の最大90%は銀河潮汐の影響である可能性がある。[ 71 ]長周期彗星の観測軌道の統計モデルは、銀河潮汐が彗星の軌道を太陽系内部に向けて摂動させる主な手段であると主張している。[ 72 ]

恒星の摂動と恒星の伴星仮説

銀河潮汐の他に、彗星が太陽系内部に送り込まれる主な引き金は、太陽のオールトの雲と近くの恒星の重力場[ 4 ]または巨大分子雲[ 59 ]との相互作用であると考えられている。太陽は天の川銀河面を周回する軌道をとるため、他の恒星系に比較的接近することがある。例えば、7万年前にショルツの星が外オールトの雲を通過したと仮説されている（ただし、質量が小さく相対速度が速いため影響は限定的だった）。[ 73 ] [ 74 ]次の1000万年間にオールトの雲を摂動させる可能性が最も高い既知の恒星はグリーゼ710である。[ 75 ]このプロセスによってオールトの雲の天体が黄道面外に散乱することもあり、これによってオールトの雲が球状に分布している可能性も説明できる。[ 75 ] [ 76 ]

1984年、物理学者リチャード・A・ミュラーは、太陽には褐色矮星か赤色矮星のいずれかの、まだ検出されていない伴星がオールトの雲内の楕円軌道上にいると仮説を立てました。[ 77 ]ネメシスとして知られるこの天体は、約2600万年ごとにオールトの雲の一部を通過し、太陽系内部に彗星を衝突させると仮説されました。しかし、現在までネメシスの証拠は見つかっておらず、多くの証拠（クレーターの数など）がその存在に疑問を投げかけています。[ 78 ] [ 79 ]最近の科学的分析は、地球上で絶滅が定期的に繰り返されるという考えを支持しなくなりました。[ 80 ]そのため、ネメシス仮説は、現在の仮定を説明するためにもはや必要ありません。[ 80 ]

2002年、ルイジアナ大学ラファイエット校の天文学者ジョン・J・マテーゼが、いくぶんか似た仮説を提唱した。マテーゼは、想定されるオールトの雲の特定の領域から太陽系内部に到来する彗星の数は、銀河の潮汐や恒星の摂動だけでは説明できないほど多く、その原因として最も可能性が高いのは遠方の軌道にある木星質量の天体だと主張した。 [ 81 ]この仮説上の巨大ガス惑星は、テュケー（Tyche）と名付けられた。WISEミッションは、視差測定を用いて局所的な恒星間距離を明らかにする全天サーベイであり、テュケー仮説を証明または反証することができた。[ 80 ] 2014年、NASAはWISEサーベイによって、彼らが定義したような天体は除外されたと発表した。[ 82 ]

将来の探査

ボイジャー宇宙船の想像図

地球から最も遠い宇宙船であるボイジャー1号は、オールトの雲に到達するまでに約300年かかります[ 8 ] [ 83 ]。また、オールトの雲を通過するには約3万年かかります [ 84 ] 。

1980年代には、50年で1000AUに到達できる探査機「TAU」の構想があり、そのミッションの一つにオールトの雲の探索が含まれていた。[ 85 ]

2014年のディスカバリー計画の公募では、 「ホイップル・ミッション」と呼ばれるオールトの雲（およびカイパーベルト）の天体を検出するための観測所が提案されました。[ 86 ]このミッションは、光度計を用いて遠方の恒星を監視し、最大10,000 AU離れたトランジットを探します。[ 86 ]この観測所は、L2の周りを周回するハローに設置され、5年間のミッションが提案されました。[ 86 ]また、ケプラー宇宙望遠鏡がオールトの雲の天体を検出できた可能性も示唆されました。[ 87 ]

参照

参考文献

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