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天文学において、ヒルズ雲（内側オールトの雲[ 1 ]および内側雲[ 2 ]とも呼ばれる）は、オールトの雲の内側に位置し、太陽黄道面とほぼ一致する理論上の広大な周星円盤[ 3 ]であり、その外側境界は太陽から約20,000～30,000天文単位（AU）の位置にあり、内側境界はそれほど明確ではないが、仮説上は太陽から太陽までの距離にある。 250～1500 AU、惑星やカイパーベルト天体の軌道をはるかに超えているが、距離はもっと大きいかもしれない。ヒルズ雲が存在するとすれば、オールトの雲のおよそ5倍の彗星が含まれている可能性が高い。[ 4 ]
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、その環境によって絶えず擾乱を受けている。無視できない割合の彗星が太陽系を離れるか、内太陽系に突入して蒸発したり、太陽に落下したり、巨大惑星と衝突したり、巨大惑星によって弾き飛ばされたりする。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、オールトの雲の内側領域である「ヒルズ雲」に天体が密集していると仮定することで、オールトの雲の存続を説明しています。ヒルズ雲から放出された天体は、古典的なオールトの雲領域にたどり着き、オールトの雲を維持すると考えられます。[ 5 ]ヒルズ雲は、太陽系全体で最も彗星が集中している場所である可能性が高いです。
ヒルズ雲の存在は、すでに多くの天体が発見されていることから、もっともらしい。ヒルズ雲はオールトの雲よりも密度が高いはずである。[ 6 ] [ 7 ]オールトの雲では、最も近い恒星との重力相互作用と銀河からの潮汐効果により彗星が円軌道を描いているが、ヒルズ雲の彗星ではそうではないかもしれない。ヒルズ雲の総質量は不明である。一部の科学者は、ヒルズ雲は外側のオールトの雲よりも何倍も質量が大きいと考えている。
1932年から1981年の間、天文学者たちは、エルンスト・エーピックとヤン・オールトが提唱したオールトの雲とカイパーベルトが、太陽系における唯一の彗星の宝庫であると信じていた。
1932年、エストニアの天文学者エルンスト・エピックは、彗星は太陽系の外縁を周回する雲に由来するという仮説を立てた。[ 8 ] 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自に復活し、明らかな矛盾を説明するために用いられた。彗星は太陽系内を数回通過すると破壊されるため、もし数十億年（太陽系の始まりから）存在していた彗星があったとしても、現在ではもう観測できないはずである。[ 9 ]
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として選びました。半長軸の逆数の分布は、 40,000～150,000天文単位（0.6～2.4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。太陽の影響圏の境界に位置するこの貯蔵庫は、恒星の擾乱の影響を受けやすく、雲彗星を外側へ放出したり、内側へ押し戻したりする可能性があると考えられます。
1980年代、天文学者たちは、主雲には太陽から約3,000 AUの地点から始まり、20,000 AUの地点にある古典的な雲まで続く内部部分が存在する可能性があることに気づいた。ほとんどの推定では、ヒルズ雲の個体数は約20兆個（外側の雲の約5～10倍）とされているが、その数は10倍以上になる可能性もある。[ 10 ]
「内側の雲」の主要なモデルは、1981年にロスアラモス研究所の天文学者ジャック・G・ヒルズによって提唱され、彼がその領域に名前を付けた。彼は、太陽系付近を恒星が通過することで「彗星の雨」が引き起こされ、地球上で大量絶滅が生じた可能性があると計算した。
彼の研究は、ほとんどの雲彗星の軌道の長半径が 10,000 AU であり、オールトの雲の提案された距離よりも太陽にずっと近いことを示唆した。[ 6 ]さらに、周囲の星の影響と銀河潮汐の影響により、オールトの雲彗星は太陽に近づくか、太陽系の外に送られるはずだった。これらの問題を説明するために、ヒルズは外側のハローの数十倍または数百倍の彗星核を持つ内側の雲の存在を提案した。[ 6 ]したがって、それは希薄な外側の雲を補充する新しい彗星の可能性のある供給源となるだろう。
その後数年間、他の天文学者たちはヒルズ雲を探し、長周期彗星を研究した。これは、1982年と1983年にそれぞれヒルズ雲の構造を提唱したシドニー・ファン・デン・ベルフとマーク・E・ベイリーの場合も同様である。 [ 11 ] 1986年、ベイリーは、太陽系の彗星の大部分はオールトの雲の領域ではなく、より近く、軌道長半径が5,000 AUの内部雲に位置していると述べた。[ 11 ]この研究は、ビクター・クルーベとビル・ネイピア（1987年）およびRB・ストザーズ（1988年）の研究によってさらに発展した。[ 11 ]
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擾乱されている。かなりの数の彗星が太陽系を離れるか、太陽に非常に接近する。そのため、オールトの雲はずっと前に崩壊しているはずだが、いまだにそのまま残っている。ヒルズ雲の提案は、この現象を説明する可能性がある。JGヒルズや他の科学者たちは、この提案がオールトの雲の外側の彗星を補充する可能性があると示唆している。[ 13 ]
ヒルズ雲は太陽系全体で彗星が最も集中している場所である可能性が高い。[ 11 ]ヒルズ雲は外側のオールトの雲よりもはるかに密度が高いはずである。もし存在するならば、その大きさは5,000～20,000 AUである。対照的に、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。[ 14 ]
ヒルズ雲の質量は不明である。一部の科学者は、オールトの雲の5倍の質量を持つ可能性があると考えている。[ 4 ]マーク・E・ベイリーは、天体の大部分が10,000 AUに位置する場合、ヒルズ雲の質量は地球の13.8倍であると推定している。 [ 11 ]
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。[ 15 ]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、雲には岩石質の天体も含まれている可能性があることを示唆している。[ 16 ]
オールトの雲の彗星と木星領域の彗星の炭素分析と窒素同位体比は、その領域が明らかに遠いにもかかわらず、両者の間にほとんど違いがないことを示しています。これは、両方とも原始惑星系円盤に由来することを示唆しており、 [ 17 ]この結論は、彗星雲のサイズの研究や最近のテンペル1彗星の衝突研究によっても裏付けられています。[ 18 ]
多くの科学者は、ヒルズ雲は太陽系の最初の 8 億年以内に太陽と別の恒星が接近 (800 AU) したことで形成されたと考えており、これは木星や海王星の影響も潮汐効果も受けていないため、本来あるべきではない場所にあるはずの90377 セドナの偏心軌道を説明できる可能性がある。[ 19 ]ヒルズ雲はオールトの雲よりも「若い」可能性がある。しかし、これらの不規則性を持つのはセドナと他の 2 つのセドノイド( 2012 VP 113と541132 レレアクホヌア) だけであり、2000 OO 67と2006 SQ 372については、両方とも太陽系のガス惑星の近くを公転しているため、この理論は必要ない。
ヒルズ雲の天体は、主に水氷、メタン、アンモニアで構成されています。天文学者たちは、百武彗星のような多くの長周期彗星がヒルズ雲から発生したと考えています。
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は、オールトの雲の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）は遠すぎて、海王星の重力の影響がその進化に関与していないことを観測した。[ 20 ]著者らは、セドナを黄道に沿って位置し、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ある「オールトの雲の内側の天体」とみなした。[ 21 ] [ 22 ]しかし、セドナはヒルズ雲の天体としては予想以上に太陽に近く、その軌道傾斜角は惑星やカイパーベルトの軌道傾斜角に近い。
2008 KV 42にはかなりの謎があり、逆行軌道のため、ヒルズ雲またはオールトの雲に由来する可能性がある。[ 23 ]ダモクロイドについても同様で、その起源は疑わしく、このカテゴリーの名前の由来となった5335 ダモクレスなどが挙げられる。
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と推測している。特に、彼らは遠日点が1,000 天文単位（つまり、カイパーベルトよりも遠い領域から来ている）より大きいが、10,000 天文単位（そうでなければ、外側のオールトの雲に近すぎる）より小さい彗星に注目している。
有名な彗星の中には、非常に遠くまで到達し、ヒルズ雲天体の候補となるものもあります。例えば、 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、近日点距離が約1,800 AUでした。1996年にアマチュア天文家の百武雄二によって発見された百武彗星は、遠日点距離が3,500 AUです。 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クノート彗星は、近数十年で最も明るい彗星の1つとなり、遠日点距離は4,100 AUでした。 2004年8月27日にアマチュア天文家のドナルド・マッハホルツによって発見されたマッハホルツ彗星は、約5,000 AUから飛来しました。
セドナは、 2003年11月14日にマイケル・E・ブラウン、チャド・トルヒージョ、デビッド・L・ラビノウィッツによって発見された準惑星です。分光観測によると、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表面の一つです。
定義によっては、これはヒルズ雲から発生した天体の最初の検出となる可能性がある。ヒルズ雲の領域は、軌道が1,500～10,000 AUの範囲にある天体として定義されている。[ 24 ]
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準惑星は、11,400年の周期で楕円軌道を描いて公転しており、最接近時（次回は2076年）の近日点では太陽からわずか76天文単位の距離にあり、最遠点では936天文単位まで離れる。
しかし、セドナは軌道が50天文単位のカイパーベルト領域に到達しないため、カイパーベルト天体とはみなされていません 。セドナは「分離天体」であり、海王星とは軌道共鳴を起こしていません。
海王星横断天体 2012 VP 113は2014年3月26日に発表され 、近日点が海王星から大きく離れているものの、セドナと似た軌道を持っています。[ 25 ] その軌道は太陽から80～400 AUの間にあります。
ウィキメディア・コモンズにあるヒルズ雲に関連するメディア