ヒルズクラウド

天文学において、ヒルズ雲（内オールトの雲^[1]や内雲^[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から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、仮説上は250～1500 AU ^[要出典]、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、距離はもっと遠い可能性がある。もし存在するなら、ヒルズ雲には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ある。^[3]

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ます。オールトの雲の彗星は、その環境の中で絶えず乱れています。無視できない割合の彗星が太陽系を離れるか、内部系に転落して蒸発したり、太陽に落ち込んだり、巨大惑星と衝突したり、巨大惑星から放出されたりします。そのため、オールトの雲はずっと前に枯渇しているはずですが、彗星はまだ豊富に存在しています。

ヒルズ雲仮説は、オールトの雲の持続性を、密集したオールトの内側の領域、つまり「ヒルズ雲」を仮定することで論じている。ヒルズ雲から放出された物体は、最終的に古典的なオールトの雲領域に行き着き、オールトの雲を維持する可能性が高い。^[4]ヒルズ雲は、太陽系全体で最も彗星が集中している可能性が高い。

ヒルズ雲の存在はもっともらしく、そこにはすでに多くの天体が見つかっている。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効果により、オールトの雲の彗星は円軌道を描いているが、ヒルズ雲の彗星はそうではないかもしれない。ヒルズ雲の全質量は不明であるが、科学者の中には、外側のオールトの雲よりも何倍も重いと考える者もいる。

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の中にあるという仮説を立てた。^[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、一見矛盾しているように見える現象を説明した。彗星は太陽系の内側を数回通過した後に破壊されるため、もし彗星が（太陽系の始まりから）数十億年も存在していたとしても、今では観測できないはずである。^[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んだ。半径の逆数の分布は、最大頻度を示しており、 40,000から150,000AU（0.6から2.4光年）離れたところに彗星の貯蔵庫が存在することを示唆している。この貯蔵庫は太陽の影響圏（天体力学）の限界に位置しており、恒星の擾乱の影響を受けやすく、雲状彗星を外側に追い出したり、内側に押し込んだりする可能性がある。

1980年代、天文学者は、主雲の内部セクションが太陽から約3,000  AUから始まり、20,000 AUの古典的な雲まで続く可能性があることに気づきました。ほとんどの推定では、ヒルズ雲の人口は約20兆（外雲の約5〜10倍）ですが、実際の数はその10倍である可能性があります。^[9]

「内部雲」の主なモデルは、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、この地域にその名前が付けられた。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た。

彼の研究によると、ほとんどの雲状彗星の軌道は半径が10,000 AUで、オールトの雲の提案された距離よりも太陽にかなり近いことが示唆された。^[5]さらに、周囲の恒星の影響と銀河の潮汐の影響により、オールトの雲の彗星は太陽に近づくか、太陽系の外に運ばれるはずだった。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から数百倍の彗星核を持つ内側の雲の存在を提唱した。^[5]したがって、内側の雲は、希薄な外側の雲に補給するための新しい彗星の可能性のある発生源となるだろう。

その後、他の天文学者もヒルズ雲の探索や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、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半はオールトの雲の領域ではなく、それより近く、軌道長半径が5,000 AUの内部雲にあると述べた。^[10]この研究は、ビクター・クラブとビル・ネイピア（1987年）と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年にヒルズ雲は大きな注目を集め、科学者たちはヒルズの理論を再開しました。 [ ^{11] [a]}

オールトの雲の彗星は、周囲や遠くの物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、太陽にかなり近づきます。そのため、オールトの雲はずっと前に崩壊しているはずですが、まだそのまま残っています。ヒルズ雲の提案は説明を与える可能性があります。JGヒルズと他の科学者は、オールトの雲の外側の彗星がヒルズ雲によって補充される可能性があると示唆しています。^[12]

また、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。^[10]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、もし存在するなら、その大きさは5,000〜20,000 AUの間である。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。^[13]

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倍の質量があると考えている。^[3]マーク・E・ベイリーは、ほとんどの天体が10,000 AUに位置していると仮定すると、ヒルズ雲の質量は 地球の13.8倍であると推定している。 ^[10]

彗星の分析が全体を代表するものであるならば、ヒルズ雲の物体の大部分は、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、雲に岩石物体も含まれている可能性があることを示唆している。^[15]

オールトの雲の族に属する彗星と木星本体の彗星の炭素分析と窒素同位体比は、明らかに遠隔地にあるにもかかわらず、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、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、彗星雲の大きさの研究や、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ます。^[17]

太陽から 4.5 光年以内にある既知の天体の概略図。ヒルズ雲は、ここではアクアグリーンの線 (トーラス形状の断面) として示されています。

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接近（800 AU）して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、本来あるべき場所ではない90377セドナ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）だけがそれらの不規則性を持っています。2000 OO ₆₇と2006 SQ ₃₇₂については、どちらも太陽系のガス巨星に近い軌道を回っているため、この理論は不要です。

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る。天文学者たちは、百武彗星など多くの長周期彗星がヒルズ雲から発生したと考えている。

セドナの発見を発表した論文で、マイク・ブラウンと彼の同僚は、彼らが最初のオールトの雲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その進化に影響を及ぼすには遠すぎることを観察した。^[19]著者らは、セドナを「オールトの雲の内側の天体」とみなし、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かなり近く、その傾斜は惑星とカイパーベルトの傾斜に近い。

2008 KV 42 にはかなりの謎がつきまとっており、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がある。^[22]同じことは、ダモクロイドにも当てはまり、その起源は疑わしく、このカテゴリの名前の由来となった5335 ダモクレスなどがその例である。

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、10,000 AU 未満 (そうでなければ、オールトの雲の外側に近すぎる) の彗星に注目している。

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の入射遠日点を持っていました。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の出射遠日点を持っています。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つになりました。 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から来ました。

セドナは、マイケル・E・ブラウン、チャド・トルヒーヨ、デビッド・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。分光測定により、その表面組成は他の太陽系外縁天体と類似していることが示されています。主に水氷、メタン、窒素と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ものの1つです。

これは、定義にもよりますが、ヒルズ雲から発生した物体の最初の検出となる可能性があります。ヒルズ雲の領域は、1,500 AU から 10,000 AU の間の軌道を持つ物体として定義されます。^{[引用が必要]}

しかし、セドナは、ヒルズ雲の想定距離よりはるかに近い。太陽から約 130 億キロメートル (87 AU) の距離で発見されたこの小惑星は、最接近時 (次回は 2076 年) の近日点が太陽からわずか 76 AU の楕円軌道を 11,400 年かけて周回し、最も遠い地点では 936 AU まで移動する。

しかし、セドナは軌道が 50 AU のカイパーベルト領域に入らないため、カイパーベルト天体とは見なされません。セドナは「分離天体」であるため、海王星と共鳴しません。

太陽系外縁天体 2012 VP 113 は2014 年 3 月 26 日に発表され、近日点が海王星からかなり離れているセドナと似た軌道を描いています。その軌道は太陽から 80 AU から 400 AU の間に位置しています。

• 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. Bibcode :1986Icar...65...13H. doi :10.1016/0019-1035(86)90060-6.
• Dones, Luke; Weissman, Paul R.; Levison, Harold F.; Duncan, Martin J. (2004)。「オールトの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 を記念して。ASP 会議議事録。第 323 巻。サンフランシスコ、カリフォルニア州: 太平洋天文学会。p. 371。Bibcode : 2004ASPC..323.....J.

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