ヒルズクラウド

理論上のオールトの雲、ヒルズ雲、カイパーベルトのアーティストによる想像図（挿入図）

天文学において、ヒルズ雲（内側オールトの雲[1]や内側雲[2]とも呼ばれる）は、オールトの雲の内側にある理論上の広大な恒星周円盤であり、その外側の境界は太陽から約20,000～30,000 天文単位（AU）に位置し、内側の境界はそれほど明確ではないが、仮説的に250～1500 AU（[要出典]）の惑星やカイパーベルト天体の軌道をはるかに超える範囲にあるが、その距離はもっと遠い可能性もある。もし存在するとすれば、ヒルズ雲にはオールトの雲の約5倍の彗星が含まれている可能性がある。[3]

概要

ヒルズ雲仮説の必要性は、オールトの雲の力学と密接に関係している。オールトの雲の彗星は、その環境の中で絶えず摂動を受けている。無視できない割合の彗星が太陽系を離れ、あるいは太陽系内部に転落し、そこで蒸発したり、太陽に落ち込んだり、巨大惑星と衝突したり、あるいは巨大惑星から放出されたりする。したがって、オールトの雲はとっくに枯渇しているはずなのに、いまだに彗星が豊富に存在している。

ヒルズ雲仮説は、オールト雲の持続性を論じるものであり、オールト雲の内側に「ヒルズ雲」と呼ばれる高密度の領域が存在すると仮定している。ヒルズ雲から放出された天体は、最終的に古典的なオールト雲領域に到達し、オールト雲を維持すると考えられる。[4]ヒルズ雲は、太陽系全体で最も彗星が集中している領域である可能性が高い。

ヒルズ雲の存在は、既に多くの天体が発見されていることから妥当である。その密度はオールトの雲よりも高いはずである。[5] [6]最も近い恒星との重力相互作用と銀河からの潮汐作用により、オールトの雲内の彗星は円軌道を描いているが、ヒルズ雲内の彗星は必ずしもそうではない可能性がある。ヒルズ雲の全質量は不明であるが、一部の科学者は、オールトの雲の外側よりも何倍も重いと考えている。

歴史

オリジナルのオールトの雲モデル

エルンスト・オピック

1932年から1981年の間、天文学者たちは、エルンスト・エピックとヤン・オールトが提唱したオールトの雲とカイパーベルトが太陽系内の唯一の彗星の宝庫であると信じていました。

1932年、エストニアの天文学者エルンスト・オピックは、彗星は太陽系の外縁を周回する雲に根ざしているという仮説を立てました。[7] 1950年、この考えはオランダの天文学者ヤン・オールトによって独立して復活し、一見矛盾する説明がつきました。彗星は太陽系の内側を数回通過した後に消滅するため、もし彗星が（太陽系の誕生以来）数十億年も存在していたとしたら、現在では観測できないはずである、というものです。[8]

オールトは、1850年から1952年の間に最もよく観測された46個の彗星を研究対象に選びました。彗星の長半径の逆数の分布は、4万天文単位から15万天文単位（0.6光年から2.4光年）離れた場所に彗星の貯蔵庫が存在することを示唆する最大頻度を示しました。この貯蔵庫は太陽の影響圏の限界に位置し、恒星の擾乱の影響を受け、雲状彗星を外側へ、あるいは内側へ押し込む可能性が高いと考えられます。

新モデル

ヒルズ雲を最初に提唱した天文学者ジャック・G・ヒルズ

1980年代、天文学者たちは、主雲が太陽から約3,000  AUの距離から始まり、20,000 AUの古典雲まで続く内部セクションを持つ可能性があることに気づきました。ヒルズ雲の個体数は、ほとんどの推定で約20兆個（外雲の約5～10倍）とされていますが、実際にはその10倍にも達する可能性もあります。[9]

「内部雲」の主要なモデルは、ロスアラモス研究所の天文学者ジャック・G・ヒルズによって1981年に提唱され、この領域にその名が付けられました。彼は、太陽系の近くを通過する恒星が「彗星の雨」を引き起こし、地球上で絶滅を引き起こした可能性があると計算しました。

彼の研究によると、ほとんどの雲状彗星の軌道長半径は10,000 AUであり、これはオールトの雲の想定距離よりもはるかに太陽に近い。[5]さらに、周囲の恒星や銀河潮汐の影響により、オールトの雲の彗星は太陽に近づくか、太陽系の外へ移動するはずであった。これらの問題を考慮するため、ヒルズは内雲の存在を提唱した。内雲には、外ハローの数十倍から数百倍もの彗星核が存在すると推定された。[5]したがって、内雲は希薄な外雲に新たな彗星の供給源となる可能性がある。

その後数年間、他の天文学者たちもヒルズ雲の探索と長周期彗星の研究を行った。シドニー・ファン・デン・ベルフとマーク・E・ベイリーもその一人であり、それぞれ1982年と1983年にヒルズ雲の構造を示唆した。[10] 1986年、ベイリーは太陽系の彗星の大部分はオールトの雲域ではなく、より近い内部雲にあり、軌道長半径が5,000 AUであると述べた。[10]この研究は、ビクター・クラブとビル・ネイピア（1987年）、そしてRBストザーズ（1988年）の研究によってさらに発展した。[10]

しかし、1991年にヒルズ雲が大きな注目を集めるようになったのは、科学者たちがヒルズの理論を再開した時でした[11] 。 [a]

特徴

構造と構成

オールトの雲の内部と外部

オールトの雲の彗星は、周囲や遠方の天体によって絶えず乱されています。かなりの数の彗星が太陽系を離れるか、太陽にかなり近づくことになります。そのため、オールトの雲はずっと前に崩壊しているはずなのに、今もなお無傷のまま残っています。ヒルズ雲の仮説は、この現象を説明する可能性があります。J・G・ヒルズ氏をはじめとする科学者たちは、この雲がオールトの雲の外側にある彗星を補充する可能性があると示唆しています。[12]

ヒルズ雲は太陽系全体で最も彗星が集中している領域である可能性が高い。[10]ヒルズ雲は外縁オールトの雲よりもはるかに密度が高いはずで、もし存在するとすれば、その大きさは5,000～20,000 AU程度である。一方、オールトの雲の大きさは20,000～50,000 AU（0.3～0.8光年）である。[13]

ヒルズ雲の質量は不明です。一部の科学者は、オールトの雲の5倍の質量がある可能性があると考えています。[3]マーク・E・ベイリーは、天体の大部分が10,000 AUに位置していると仮定した場合、ヒルズ雲の質量は地球の13.8倍であると推定 しています。[10]

彗星の分析が全体を代表するものであるならば、ヒルズ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様々な氷で構成されている。[14]しかし、長周期彗星の典型的な軌道上にある小惑星1996 PWの発見は、この雲に岩石天体も含まれている可能性があることを示唆している。[15]

オールト雲族の彗星と木星本体の彗星における炭素分析と窒素同位体比は、両者が明らかに遠く離れた場所にあるにもかかわらず、ほとんど差がない。これは、どちらも原始惑星系円盤から来たことを示唆しており[ 16]、この結論は彗星雲の大きさに関する研究や、最近のテンペル第1彗星の衝突研究によっても裏付けられている[17]。

太陽から4.5光年以内にある既知の天体の縮尺模式図。ヒルズ雲はアクアグリーンの線（トーラス状の断面）で示されています。

形成

多くの科学者は、ヒルズ雲は太陽系の最初の8億年以内に太陽と他の恒星が800 AUほど接近して遭遇したことから形成されたと考えています。これは、木星や海王星、潮汐力の影響も受けていない、本来あるべき位置ではないセドナ90377の軌道の偏心を説明するかもしれません。 [18]そうすると、ヒルズ雲はオールトの雲よりも「若い」可能性があります。しかし、セドナと他の2つのセドノイド（2012 VP 113と541132 Leleākūhonua）だけがそのような不規則性を持っています。2000 OO 67と2006 SQ 372については、どちらも太陽系の巨大ガス惑星のすぐ近くを公転しているため、この理論は不要です。

ヒルズ雲の可能性のある物体

名前直径
（km）		近日点
（AU）		遠日点
（AU）		発見
2012 VP 113315から64080.54452012
(90377) セドナ995から1,06076.19352003
（87269）2000 OO 6728から8720.81,014.22000
(308933) 2006平方メートル37250から10024.172,005.382006
(541132) レレアクホヌア200から24864.9421232015

ヒルズ雲の天体は主に水氷、メタン、アンモニアでできています。天文学者たちは、百武彗星をはじめとする多くの長周期彗星がヒルズ雲から生まれたと考えています。

セドナの発見を発表した論文の中で、マイク・ブラウンとその同僚たちは、オールトの雲で最初の天体を観測したと主張した。彼らは、エリスのような散乱円盤天体とは異なり、セドナの近日点（76 AU）は海王星の重力の影響が進化に影響を及ぼすには遠すぎると指摘した。[19]著者らはセドナを「内側オールト雲天体」とみなし、黄道上に位置し、カイパーベルトとオールトの雲のより球状の部分の間に位置するものとした。[20] [21]しかし、セドナはヒルズ雲の天体としては予想よりも太陽に近く、その傾斜角は惑星やカイパーベルトの傾斜角に近い。

2008 KV 42 は、その逆行軌道からヒルズ雲かオールトの雲から発生した可能性もあり、かなりの謎に包まれています。 [22]同じことがダモクロイドにも当てはまり、その起源は疑わしいものです。このカテゴリの名称の由来となった5335 ダモクレス もその一つです。

彗星

マクノート彗星

天文学者たちは、いくつかの彗星がヒルズ雲と同じ領域から来ているのではないかと疑っており、特に、遠日点が 1,000 AU を超える彗星 (したがってカイパーベルトよりも遠い領域から来ている) だが、遠日点が 10,000 AU 未満の彗星 (そうでなければ、オールトの雲の外側に近すぎる) に注目している。

有名な彗星の中には遠くまで到達し、ヒルズ雲天体の候補となるものもあります。たとえば、2007年3月15日にオーストラリアの天文学者テリー・ラブジョイによって発見されたラブジョイ彗星は、約1,800 AUの距離からやって来ました。1996年にアマチュア天文学者百武裕司によって発見された百武彗星は、3,500 AUの距離からやって来ました。2006年8月7日にオーストラリアでロバート・H・マクノートによって発見されたマックノート彗星は、4,100 AUの遠日点を持ち、ここ数十年で最も明るい彗星の1つとなりました。2004年8月27日にアマチュア天文学者ドナルド・マックホルツによって発見されたマックホルツ彗星は、約5,000 AUの距離からやって来ました。

セドナ

セドナは、マイケル・E・ブラウン、チャド・トルヒージョ、デイビッド・L・ラビノウィッツによって2003年11月14日に発見された準惑星です。分光測定によると、その表面組成は他の太陽系外縁天体と類似しており、主に水氷、メタン、窒素、そしてソリンの混合物で構成されています。その表面は太陽系で最も赤い色を帯びたものの一つです。

これは、定義によってはヒルズ雲由来の天体の初めての検出となる可能性があります。ヒルズ雲の領域は、軌道が1,500 AUから10,000 AUの範囲にある天体と定義されています。[23]

セドナの想像図

しかし、セドナはヒルズ雲の想定距離よりもはるかに近い。太陽から約130億キロメートル（87天文単位）の距離で発見されたこの小惑星は、11,400年の楕円軌道を周回し、最接近時（次回は2076年）の近日点が太陽からわずか76天文単位の地点にある。最接近時には936天文単位まで遠ざかる。

しかし、セドナは軌道が50 AUのカイパーベルト領域に及ばないため、カイパーベルト天体とはみなされません。セドナは「分離天体」であり、海王星と共鳴していません。

2012 VP 113

太陽系外縁天体 2012 VP 113は2014年3月26日に発表され、セドナと似た軌道を持ちますが、近日点は海王星からかなり離れています。その軌道は太陽から80～400天文単位（AU）の範囲にあります。

脚注

  1. ^ 新たな関心により、1987年にマーティン・ダンカン、トーマス・クイン、スコット・トレメインが執筆した論文は除外された。これらの論文はヒルズの仮説をさらに研究によって拡張したものである。 [要出典] [疑わしい–議論する]

参考文献

  1. ^ オールトの雲を参照
  2. ^ ヴィルマン、ジェラール。 「天文学、アステロイドと彗星」（フランス語）。
  3. ^ ab ダンカン, マーティン・J.; クイン, トーマス;トレメイン, スコット(1987). 「太陽系彗星雲の形成と広がり」.天文学ジャーナル. 94 : 1330. Bibcode :1987AJ.....94.1330D. doi : 10.1086/114571 .
  4. ^ Fernández, Julio Ángel (1997). 「オールトの雲の形成と原始銀河環境」. Icarus . 129 (1): 106– 119. Bibcode :1997Icar..129..106F. doi :10.1006/icar.1997.5754.
  5. ^ abc Hills, Jack G. (1981). 「彗星群とオールトの雲からの彗星の定常落下」.天文学ジャーナル. 86 : 1730– 1740. Bibcode :1981AJ.....86.1730H. doi : 10.1086/113058 .
  6. ^ ドナヒュー, トーマス・M.、トリヴァース, キャスリーン・カーニー、エイブラムソン, デイビッド・M. 編 (1991). 『惑星科学：アメリカとソビエトの研究／米国・ソ連惑星科学ワークショップ議事録』ワシントン：全米科学アカデミー出版. ISBN 978-0-309-04333-5。
  7. ^ Öpik, Ernst (1932). 「近傍放物線軌道の恒星摂動に関する注記」.アメリカ芸術科学アカデミー紀要. 67 (6): 169– 182. Bibcode :1932PAAAS..67..169O. doi :10.2307/20022899. JSTOR  20022899.
  8. ^ オールト、ヤン(1950). 「太陽系を囲む彗星雲の構造とその起源に関する仮説」オランダ天文学研究所紀要. 11 : 91–110 .書誌コード:1950BAN....11...91O.
  9. ^ マトソン、デイブ・E. (2012年5月). 「短周期彗星」.若い地球創造論(ブログ). 若い地球の証拠.
  10. ^ abcde Bailey, Mark E.; Stagg, C. Russell (1988). 「クレーター形成による内オールト雲の 制約：定常モデル」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 235 : 1– 32. Bibcode :1988MNRAS.235....1B. doi : 10.1093/mnras/235.1.1 .
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  12. ^ Fernández, Julio Ángel (1997年9月). 「オールトの雲の形成と原始銀河環境」. Icarus . 129 (1): 106– 119. Bibcode :1997Icar..129..106F. doi :10.1006/icar.1997.5754.
  13. ^ ウィリアムズ、マット（2015年8月10日）「オールトの雲とは何か？」ユニバース・トゥデイ。 2016年2月20日閲覧。
  14. ^ ギブ, エリカ L.;ムンマ, マイケル J.;デッロ・ルッソ, ニール; ディ・サンティ, マイケル A.; マギー・ザウアー, カレン P. (2003). 「オールト雲彗星のメタン」.イカロス. 165 (2): 391.書誌コード:2003Icar..165..391G. doi :10.1016/S0019-1035(03)00201-X.
  15. ^ ワイスマン, ポール・R.;レヴィソン, ハロルド・F. (1997年10月). 「特異天体1996 PWの起源と進化：オールトの雲からの小惑星？」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 488 (2): L133 – L136 .書誌コード:1997ApJ...488L.133W. doi : 10.1086/310940 .
  16. ^ Hutsemékers, Damien; Manfroid, Jean; Jehin, Emmanuel; Arpigny, Claude; Cochran, Anita L.; Schulz, Rita M.; Stüwe, Joachim A.; Zucconi, Jean-Marc (2005). 「木星族およびオールト雲彗星における炭素と窒素の同位体存在比」. Astronomy & Astrophysics . 440 (2): L21 – L24 . arXiv : astro-ph/0508033 . Bibcode :2005A&A...440L..21H. doi :10.1051/0004-6361:200500160. S2CID  9278535.
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  18. ^ Ciel et espace、2006 年 1 月[要全文引用]
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  23. ^ ドナヒュー、トリヴァース、アブラムソン 1991、247ページ

さらに読む

  • ハイスラー、ジュリア；トレメイン、スコット (1986). 「オールト彗星雲に対する銀河潮汐力場の影響」イカロス. 65 (1): 13.書誌コード:1986Icar...65...13H. doi :10.1016/0019-1035(86)90060-6.
  • Dones, Luke; Weissman, Paul R.; Levison, Harold F.; Duncan, Martin J. (2004). 「オールト雲の形成とダイナミクス」(PDF) . Johnstone, Doug; Adams, Fred C .; Lin, Doug NC; Neufeld, David A.; Ostriker, Eve C. (編).星間物質における星形成：David Hollenbach, Chris McKee, Frank Shuに敬意を表して. ASP Conference Proceedings. 第323巻. サンフランシスコ, カリフォルニア州: Astronomical Society of the Pacific. p. 371.書誌コード:2004ASPC..323.....J.
  • ウィキメディア・コモンズのヒルズ雲関連メディア
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