Oortov mrak komét

Oortov mrak komét^[1] je predpokladaná sférická oblasť ľadových objektov, kometárnych jadier, ktorá sa pravdepodobne nachádza na okraji slnečnej sústavy za Kuiperovým pásom, približne 50 000 až 100 000 AU od Slnka. Je možné, že je to pozostatok prapôvodnej slnečnej hmloviny.

Svoj názov nesie po holandskom astronómovi Janovi Oortovi, ktorý hypotézu o jeho existencii prvýkrát zverejnil v roku 1950. Existencia Oortovho mraku komét doteraz nie je potvrdená, pretože jeho objekty sú pre veľkú vzdialenosť a z toho vyplývajúcu malú jasnosť súčasnými prístrojmi nepozorovateľné. Za nepriamy dôkaz jeho existencie považujú astronómovia dlhoperiodické kométy.

Oortov mrak je pravdepodobne zdrojom kometárnych jadier, ktoré vďaka gravitácii okolitých hviezd občas zmenia svoju dráhu na dráhu s perihéliom bližším k Slnku. Vtedy sa začnú zahrievať a vyparovať, vytvorí sa im koma a často aj chvost. Tieto kométy sú väčšinou dlhoperiodické alebo sú neperiodické, čiže preletia okolo Slnka iba raz. Ich sklon dráhy k rovine ekliptiky je rôzne veľký. Okrem dráhy sa kométy s pôvodom v Oortovom mraku odlišujú od iných komét pravdepodobne aj tým, že nakoľko sa nikdy predtým ešte nedostali do blízkosti Slnka, majú veľké zásoby prchavých látok a sú teda spravidla jasnejšie ako periodické kométy. Za hlavné zložky telies Oortovho mraku sa považuje vodný ľad, amoniak a metán.

Prvá a zatiaľ jediná planétka pochádzajúca z Oortovho mraku je pravdepodobne Sedna. Jej dráha je menšia než vnútorný polomer Oortovho mraku, ale to môže byť dôsledok gravitačného pôsobenia hviezdy, ktorá kedysi preletela v blízkosti nášho Slnka.

Vznik

Výstredná obežná dráha planétky Sedny (oranžová) porovnávaná s obežnými dráhami planét a Oortovým mrakom

Za predchodcov telies Oortovho mraku sa považujú malé telesá v pôvodnom protoplanetárnom disku, ktoré neboli spotrebované pri tvorbe planét. Po sformovaní plynných obrov začalo dochádzať k ich rozptyľovaniu. Gravitačné pôsobenie Jupitera a Saturna predlžovalo veľké polosi dráh malých telies, pričom bežne dochádzalo k ich úniku do medzihviezdneho priestoru. Iný osud mali telesá obiehajúce v blízkosti Uránu a Neptúna, pretože zmena ich dráh nebola až taká výrazná. Pod ich gravitačným vplyvom sa afélium malých ľadových telies posunulo do vzdialenosti rádovo desiatky tisíc astronomických jednotiek. Tu na ne už začali pôsobiť príťažlivé sily extrasolárnych telies, tzv. galaktické slapy. Pod ich vplyvom došlo k nárastu vzdialenosti perihélia a telesá sa dostali do pomerne stabilnej oblasti, ktorú dnes nazývame Oortov mrak. Ich stabilita však nie je absolútna a občas sa poruší, následkom čoho sa telesá Oortovho mraku môžu dostávať do vnútornejších častí slnečnej sústavy.

Štruktúra

Predpokladá sa, že Oortov mrak tvoria dve výrazné štruktúry:

vnútorný mrak – má tvar plochého disku. Mal by sa nachádzať v rovine ekliptiky do vzdialenosti 20 000 astronomických jednotiek (AU) od Slnka (podľa iného zdroja 3 000 – 4 000 AU) a mal by obsahovať až 70 % hmoty Oortovho mraku. Svetlo zo Slnka sem letí tri týždne.
vonkajší mrak – oblasť sférického tvaru. Mala by byť rozložená rovnomerne okolo celej slnečnej sústavy. Začína od vnútorného mraku a končí sa až vo vzdialenosti 70 000 AU od Slnka (podľa iného zdroja 10 000 AU až 2 ly). Slnečné svetlo k týmto kométam letí mesiace až roky.

Porušenie rovnováhy

Telesá obiehajúce vo veľkých vzdialenostiach okolo Slnka by mali byť na svojich dráhach pomerne stabilné. Dôkazom, že táto stabilita sa občas naruší, sú práve dlhoperiodické kométy. Existuje niekoľko teórií, prečo boli obežné dráhy týchto komét zmenené a kométy sa tak dostali do vnútorných častí slnečnej sústavy, kde sme ich mohli pozorovať. Obežné dráhy komét môžu byť narušené preletom nejakých blízkych hviezd, ktorých gravitácia má silné účinky na dynamiku Oortovho mraku. Priemerne každých 36 miliónov rokov by sa mala k Slnku priblížiť na vzdialenosť zhruba 10 000 AU nejaká hviezda, ktorá tým vypudí spŕšku komét dovnútra ale aj von zo slnečnej sústavy. Na základe údajov o vzdialenosti a pohybe hviezd zo sondy HIPPARCOS J. García-Sáchnez vypočítal, že za 1,36 milióna rokov sa k Slnku priblíži malá hviezda Gliese 710. Jej minimálna vzdialenosť od Slnka bude jeden svetelný rok a bude sa teda nachádzať vo vnútri Oortovho mraku. Tým vyvolá veľmi silné gravitačné poruchy, v dôsledku ktorých sa prítok komét do vnútorných častí slnečnej sústavy takmer o štvrtinu zvýši a stúpne tiež riziko zrážky kométy so Zemou.

Ďalšími kandidátmi na narušenie stability obežných dráh komét sú veľké planéty. Ich gravitácia je však príliš malá a vzdialenosti od telies Oortovho mraku sú príliš veľké, aby dokázali kométy z mraku prvotne vypudiť, hoci po priblížení k Slnku už môžu mať na ich obežné dráhy významný vplyv. Existuje aj teória o doteraz neobjavenej hmotnej planéte či dokonca hviezde s menom Nemesis, ktorá by v aféliu svojej dráhy vypudila kométy do vnútorných častí slnečnej sústavy.

Do úvahy prichádzajú aj galaktické slapy, čiže gravitačné pôsobenie disku a jadra našej Galaxie na objekty Oortovho mraku. Vzdialenosť slnečnej sústavy od jadra a roviny disku galaxie sa totiž mení a v závislosti od toho sa mení aj intenzita slapového pôsobenia týchto štruktúr. Ďalšou teóriou je zrážka slnečnej sústavy s molekulárnymi mrakmi, čo by malo na kometárne jadrá podobný vplyv ako priblíženie hviezdy.

Referencie

↑ Astronomická terminológia. Ed. Eduard Pittich, Eva Plávalová. 2. upravené a rozšírené vyd. Hurbanovo : Slovenská ústredná hvezdáreň, 2018. 317 s. ISBN 978-80-89998-02-9.

Iné projekty

Portál slnečná sústava

Commons ponúka multimediálne súbory na tému Oortov mrak komét

[at-1] Astronomická terminológia. Ed. Eduard Pittich, Eva Plávalová. 2. upravené a rozšírené vyd. Hurbanovo : Slovenská ústredná hvezdáreň, 2018. 317 s. ISBN 978-80-89998-02-9.

[1]