オールトの雲

オールトの雲から太陽系内部、そして最も近い2つの恒星までの距離は、天文単位で測定されます。目盛りは対数スケールで、示されている各距離は、前の距離の10倍です。赤い矢印は、2025年から2027年にかけての探査機ボイジャー1号の予測位置を示しており、ボイジャー1号は約300年後にオールトの雲に到達する可能性があります。

オールトの雲とカイパーベルト（挿入図）の想像図。天体の大きさは見やすくするために実際よりも大きく描かれている。

オールトの雲（発音は/ ɔːrt / ORTまたは/ ʊərt / OORT ） ^{[ 1 ]}、時にはオーピック・オールトの雲[ ^{2 ]と}も呼ばれ、太陽の周囲を2,000～200,000 AU（0.03～3.2光年）の距離で取り囲む数十億個の氷の微惑星の雲であると理論づけられている。^{[ 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、後に彼の名にちなんでこの考えが命名された。^{[ 5 ] [ 6 ]}オールトは、この雲の天体が太陽系内側に入り込む長周期彗星の数を補充し、一定に保つと提唱した。これらの彗星は最終的に太陽に接近する際に消費され、破壊される。^{[ 7 ]}

オールトの雲は、太陽黄道面とほぼ一致する円盤状の内側オールトの雲（ヒルズ雲とも呼ばれる）と、球状の外側オールトの雲の2つの領域から成ると考えられている。オールトの雲の最も内側の部分は、太陽からカイパーベルト、散乱円盤、分離天体（太陽系外縁天体のより近い3つの領域）よりも1000倍以上も遠い。^{[ 8 ]}どちらの領域も、惑星科学者が太陽系の端に設定した2つの境界のうちの1つである太陽圏のはるか 外側に位置している。 ^{[ 9 ] : 21}

オールトの雲は、太陽の重力圏の限界まで広がっており、これは惑星科学者が太陽系の終わりとして選んだもう1つの境界です。^{[ 9 ] : 21}この領域は太陽のヒル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面に位置しています。^{[ 10 ]}外側のオールトの雲は太陽にゆるやかにしか結合しておらず、その構成要素は通過する恒星、天の川自体、および雲自身の微小重力の重力の影響を受けやすいです。^{[ 11 ]}これらの力は、太陽系が発達の初期段階にあるときに内側から放出された物質の非常に偏心した軌道を緩和し、より円形にするのに役立ちました。オールトの円盤内の物質の円形の軌道は、主にこの銀河の重力トルクのおかげです。^{[ 12 ] [ 13 ]}同様に、オールトの天体の運動に対する銀河の干渉により、彗星が雲の中の軌道から外れ、太陽系内側に送られることがある。^{[ 4 ]}軌道に基づくと、短周期彗星のほとんどすべてではないが、オールトの円盤から来たと思われる。他の短周期彗星は、はるかに大きな球状の雲から来た可能性がある。^{[ 4 ] [ 14 ]}

天文学者たちは、現在オールトの雲にある物質は、原始惑星系円盤で太陽のずっと近くで形成され、その後巨大惑星の重力の影響で宇宙の彼方へと散逸し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 ]}それにもかかわらず、オールトの雲は、内太陽系に入った後に太陽に接近して最終的に消滅する、ほとんどの長周期彗星やハレー型彗星の供給源であると考えられている。オールトの雲は、多くのケンタウルス族彗星や木星族彗星に対しても同様の役割を果たしている可能性がある。^{[ 14 ]}

20世紀初頭までに、天文学者は彗星を主に2種類に分類しました。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、黄道面付近に並んだ比較的小さな軌道を持ち、太陽から約50 AUのカイパークリフより遠くにはあまり見られません（海王星の軌道は平均約30 AUで、177P/Barnardの遠日点は約48 AUにあります）。一方、長周期彗星は、太陽から数千AU離れた非常に大きな軌道を移動し、等方的に分布しています。これは、長周期彗星が黄道面の上と下の両方で、空のあらゆる方向から現れることを意味します。^{[ 9 ]}

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。観測時間が短い場合は放物線軌道、観測時間が長い場合は楕円軌道を示唆していた。ロイシュナーは、より正確な統計によって、彗星は楕円軌道を持ち、地球からの天文学では見えない長い期間の後、太陽系の内側に戻ってくる太陽系の恒久的なメンバーであることが示されるだろうと推測した。^{[ 17 ]} 1932年、エストニアの天文学者エルンスト・エピックは、太陽系の最外縁にある軌道雲の形をした長周期彗星の貯蔵庫を提案した。^{[ 18 ]}オランダの天文学者ヤン・オールトは、彗星の起源に関するパラドックスを解決するために、1950年にこの考えを復活させた。以下の事実は、長周期彗星が常に見られる極めて楕円形の軌道とは容易には整合しない。

• 何百万年、何十億年もの歳月を経ても、オールトの雲の彗星の軌道は不安定です。天体の力学によれば、彗星はいずれ通過する恒星に引き寄せられたり、太陽や惑星と衝突したり、惑星の摂動によって太陽系から弾き出されたりする運命にあります。
• さらに、彗星の揮発性成分は、彗星が太陽に繰り返し接近するにつれて、放射線によってこれらの揮発性物質が徐々に蒸発し、最終的に彗星が分裂するか、それ以上のガス放出を防ぐ断熱性の地殻が形成されることを意味します。^{[ 19 ]}

オールトは、太陽に非常に接近する軌道を持つ彗星は、45億年以上前の原始惑星系円盤の凝縮以来、そのような軌道を描いてきた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、その存在のほぼ全期間にわたって外側の貯蔵庫に保持されていたに違いない。^{[ 19 ] [ 20 ] [ 9 ]}

オールトはまた、長周期彗星の暦表を研究し、太陽から最も遠ざかる距離（遠日点）が約 20,000 AU 付近に集中している長周期彗星の奇妙な集中を発見した。これは、その距離に球状で等方的な 分布を持つ貯蔵庫が存在することを示唆していた。彼はまた、約 10,000 AU の軌道を持つ比較的まれな彗星は、おそらく 1 回または複数回の軌道を経て太陽系内側に入り、そこで惑星の重力によって軌道が内側に引き込まれたと提案した。 ^{[ 9 ]} 

オールトの雲は、太陽から2,000 ～ 5,000 AU (0.03 ～ 0.08 ly) ^{[ 9 ]}から50,000 AU (0.79 ly) または 100,000 ～ 200,000 AU (1.58 ～ 3.16 ly) の広大な空間を占めていると考えられています。 [ 4 ] [ 9 ] この領域は、半径が約 20,000 ～ 50,000 AU (0.32 ～ 0.79 ly )の球状^{の外側オールトの雲と}、半径が2,000 ～20,000 AU ( 0.03 ～ 0.32 ly)のトーラス状の内側オールトの雲に細分化できます。          

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る。 ^{[ 21 ]}モデルでは、内側の雲は外側の雲よりもはるかに密度が高く、彗星の核の数が外側の雲の数十倍から数百倍もあると予測されている。^{[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]}ヒルズ雲は、オールトの雲が数十億年も存続し続ける理由を説明するために必要だと考えられている。^{[ 24 ]}

太陽と銀河の重力の境界に位置するため、オールトの雲の外側を構成する天体は太陽に弱くしか束縛されていません。このため、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（そしておそらくハレー彗星）が海王星の軌道の内側に注入されます。^{[ 4 ]}このプロセスによって、よりまばらな外側の雲は減少するはずですが、黄道面よりかなり上または下の軌道を持つ長周期彗星が引き続き観測されています。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徐々に減少していく希薄な外側の雲を補充する源であると考えられています。^{[ 25 ]}

^{外側のオールトの雲には、}直径1 km (0.6 ^mi )より大きい天体が数兆個、直径 20 キロメートル (12 mi) の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 を超える値に相当する。 [ ^{26 ]この}分析によると、外側の雲の「隣接する」天体は 1 AU のかなりの割合、つまり数千万キロメートル離れている。^{[ 14 ] [ 27 ]}外側の雲の総質量は不明だが、ハレー彗星が外側のオールトの雲を構成する核の適切な代理であると仮定すると、それらの合計質量はおよそ3 × 10 ²⁵キログラム (6.6 × 10 ²⁵ポンド)、つまり地球の 5 倍になる。 ^{[ 4 ] [ 28 ]}以前は外側の雲は2桁も質量が大きく、最大で地球の380倍の質量を持つと考えられていましたが、^{[ 29 ]}長周期彗星のサイズ分布に関する知識の向上により、推定値は低くなりました。2023年現在、内側のオールトの雲の質量の推定値は公表されていません。    

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多数は、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。^{[ 30 ]}しかし、長周期彗星に典型的な軌道で、 D型小惑星^{[ 31 ] [ 32 ]}と一致する外観を持つ天体1996 PWの発見は、オールトの雲の天体の約1～2パーセントが小惑星で構成されていることを示唆する理論的研究を促した。^{[ 33 ]}長周期彗星と木星族彗星の両方の炭素および窒素同位体比の分析は、起源領域が大きく異なると考えられるにもかかわらず、両者の間にほとんど違いがないことを示している。これは、両方とも原始太陽系雲から発生したことを示唆しており、^{[ 34 ]}この結論は、オールトの雲の彗星の粒状サイズに関する研究^{[ 35 ]}や、木星族彗星テンペル1の最近の衝突研究^{[ 36 ]}によっても裏付けられています。

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発達し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過程の一部として、最初は太陽のずっと近くで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され、その後、通過する恒星や巨大分子雲からの摂動によって、ガス惑星領域から離れた長寿命の軌道に変化しました。^{[ 4 ] [ 37 ]} 

しかし、オールトの雲には基本モデルが予測するよりも多くの天体が存在するようです。シミュレーションによると、追加の天体は、近くの恒星の原始惑星系円盤からドリフトする前に捕獲された可能性があります。^{[ 38 ]}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、 集積と衝突のペースが遅くなり、枯渇が供給を上回り始めたため、雲の質量は形成後約8億年後にピークに達したことが示唆されています。^{[ 4 ]}

もう一つの供給源は、太陽系における周期彗星の主な供給源である散乱円盤です。モデルによると、散乱し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は木星の軌道に向かって内側へ移動し、4分の1は双曲線軌道で放出されます。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ります。^{[ 39 ] [ 40 ]}散乱円盤の天体の3分の1は、25億年後にオールトの雲に到達する可能性が高いです。^{[ 41 ]} 

コンピューターモデルによると、彗星の形成期における彗星の破片の衝突は、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が示唆されています。これらのモデルによれば、太陽系の歴史の初期には衝突の数が非常に多かったため、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ました。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です。^{[ 42 ]}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すぎません。^{[ 4 ]}

近傍の恒星との重力相互作用や銀河潮汐によって彗星の軌道が変形し、より円形になった。これが、外側オールトの雲がほぼ球形であることの説明となる。^{[ 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個の星からなる埋め込み型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。これらの初期の星は、星団内での恒星の接近回数が現在よりもはるかに多かったため、より頻繁な摂動を引き起こし、雲の形成に役割を果たしたと考えられる。^{[ 43 ]}

その他のアイデアとしては、太陽系の初期の歴史において太陽の一時的な連星伴星が存在し、それがオールトの雲への追加の天体の捕獲につながったというものがある。^{[ 44 ] [ 45 ]}長周期（オールトの雲）彗星からの流星物質は、木星族彗星（散乱円盤）からの流星物質よりも穏やかな条件下で集積したようで、誕生時の雲の星が長周期オールトの雲彗星の軌道を乱したのであって、軌道を提供したわけではないこと、そしてオールトの雲の外側部分は、惑星円盤の外側部分（より穏やかに集積した部分）が散乱した太陽系形成の後期まで形成されなかったことを示唆している。^{[ 46 ]}

彗星は、約40億年前の太陽系形成時の残骸であり、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管されています。^{[ 47 ]}短周期彗星（軌道周期が最大200 年のもの）は、一般的にカイパーベルトまたは散乱円盤から出現したと考えられています。散乱円盤は、海王星の軌道の外側、30  AUのところにあり、100 AUを超えて広がっている、氷の残骸からなる2つの連結した平らな円盤です。C /1999 F1（カタリーナ） のような、軌道周期が数百万年に及ぶ非常に長い周期の彗星は、オールトの雲の外側から直接発生したと考えられています。^{[ 48 ]}外側オールトの雲から直接来たと考えられている他の彗星には、C/2006 P1 (McNaught)、C/2010 X1 (Elenin)、ISON 彗星、C/2013 A1 (Siding Spring)、C/2017 K2、C/2017 T2 (PANSTARRS)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、そこから発生すると考えられている彗星はごくわずかです。しかし、散乱円盤は力学的に活発であり、彗星の発生源である可能性がはるかに高いです。^{[ 9 ]}彗星は散乱円盤から外惑星の領域に入り、ケンタウルス族と呼ばれるものになります。^{[ 9 ] : 575 [ 49 ]}これらのケンタウルス族の一部はさらに内側に散乱され、短周期彗星になります。^{[ 50 ]}

短周期彗星には、木星族彗星（軌道が 5 AU 未満）とハレー族彗星の 2 つの主要なタイプがあります。ハレー族彗星は、ハレー彗星にちなんで名付けられ、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ため、特徴的です。^{[ 51 ] [ 52 ]}軌道に基づいて、これらは巨大惑星の重力に捕らえられ、太陽系内側に送られた長周期彗星であったと考えられています。^{[ 20 ]}このプロセスは、木星族彗星のかなりの割合の現在の軌道も形成し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に由来すると考えられています。^{[ 14 ]}

オールトは、帰還する彗星の数が自身のモデルが予測した数よりもはるかに少ないことに気付き、この問題は「彗星の減光」として知られており、未だ解決されていない。^{[ 53 ]}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プロセスは知られていない。この不一致の仮説としては、潮汐応力、衝突、加熱による彗星の破壊、揮発性物質の全てが失われて一部の彗星が見えなくなること、または表面に非揮発性の地殻が形成されることなどが挙げられる。^{[ 54 ]}仮説上のオールトの雲の彗星の力学的研究では、惑星外領域での彗星の発生頻度は惑星内領域よりも数倍高いと推定されている。この矛盾は、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衝突させる。1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星が木星に衝突した時と同じように。 ^{[ 55 ]}オールトの雲を起源とする典型的な力学的に古い彗星の例としては、C/2018 F4が挙げられる。^{[ 56 ]}

観測されたいくつかの天体は、内側オールトの雲のメンバーとして提案されている。^{[ 57 ]} 2004年に初めて報告されたセドナは、近日点距離が76 AUという非常に偏心した軌道を持つ。^{[ 58 ]} 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。^{[ 59 ] [ 60 ]}他の候補天体^{[ 61 ]}には、 2010 GB ₁₇₄ ^{[ 62 ]}と474640アリカント（元々は2004 VN ₁₁₂ ）が含まれる。^{[ 63 ]}

太陽の近くで見られる彗星のほとんどは、天の川が及ぼす潮汐力によるオールトの雲の重力摂動によって現在の位置に到達したと考えられています。月の潮汐力が地球の海を変形させ、潮の満ち引き​​を引き起こすのと同様に、銀河の潮汐も太陽系外縁部の天体の軌道を歪めます。^{[ 64 ]}太陽系の既知の領域では、これらの影響は太陽の重力に比べて無視できるほど小さいですが、太陽系の外縁部では、太陽の重力は弱く、天の川の重力中心である銀河中心の勾配が他の2つの軸に沿って太陽を圧縮します。これらの小さな摂動によってオールトの雲の軌道がずれて、天体が太陽に近づくことがあります。^{[ 65 ]}太陽の重力が銀河の潮汐にその影響を譲る地点は、潮汐切断半径と呼ばれます。それは半径10万から20万AUに位置し、オールトの雲の外縁を示している。^{[ 9 ]}

銀河潮汐は、遠日点（太陽からの距離が最大）が大きい微惑星の近日点（太陽からの距離が最小）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学者もいる。 ^{[ 66 ]}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い。オールトの雲から発生した彗星の最大90%は、銀河潮汐の結果である可能性がある。^{[ 67 ]}観測された長周期彗星の軌道の統計モデルは、銀河潮汐がそれらの軌道を太陽系内側に向かって摂動させる主な手段であると主張している。^{[ 68 ]}

銀河潮汐の他に、彗星が太陽系内側に送り込まれる主な引き金は、太陽のオールトの雲と近傍の恒星^{[ 4 ]}または巨大分子雲^{[ 55 ]}の重力場との相互作用であると考えられている。太陽が天の川の面を通過する軌道は、時として他の恒星系に比較的近い距離まで接近させる。例えば、7万年前にショルツ星が外側のオールトの雲を通過したと仮説が立てられている（ただし、その低質量と高い相対速度によって影響は限定的であった）。^{[ 69 ] [ 70 ]}次の1000 万年の間に、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。^{[ 71 ]}このプロセスはオールトの雲の天体を黄道面から散乱させる可能性もあり、球状の分布も説明できる可能性がある。^{[ 71 ] [ 72 ]}

1984年、物理学者のリチャード・A・ミュラーは、太陽にはオールトの雲の中に楕円軌道で存在する、まだ発見されていない伴星、褐色矮星か赤色矮星が存在すると提唱した。 ^{[ 73 ]}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 、太陽系内側に彗星を衝突させると仮説が立てられた。しかし、今日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る。^{[ 74 ] [ 75 ]}最近の科学的分析では、地球上の絶滅が規則的に繰り返されるという考えはもはや支持されていない。^{[ 76 ]}したがって、現在の仮説を説明するためにネメシス仮説はもはや必要ない。^{[ 76 ]}

やや似た仮説は、 2002年にルイジアナ大学ラファイエット校の天文学者ジョン・J・マテセによって提唱された。彼は、銀河潮汐や恒星の摂動だけでは説明できないほど多くの彗​​星が、想定されるオールトの雲の特定の領域から太陽系内側に到来しており、その最も可能性の高い原因は遠方の軌道にある木星質量の天体であると主張した。 ^{[ 77 ]}この仮説上の巨大ガス天体は、ティケと名付けられた。局所的な恒星までの距離を明らかにするために視差測定を使用する全天サーベイであるWISEミッションは、ティケ仮説を証明または反証することができた。 ^{[ 76 ]} 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存在しないと発表しました。^{[ 78 ]}

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^{[ 79 ] [ 80 ]}、通過するのに約3万年かかるだろう^{[ 81 ]} 。 1980年代には、50年で1,000AUに到達できるTAUと呼ばれる探査機の構想があり、そのミッションの一つにオールトの雲を探すことが含まれていた^{[ 82 ]} 。モデルによっては、ソーラーセイルは大規模な宇宙インフラを必要とせずに人間の寿命内に雲に到達できる可能性がある^{[ 83 ] 。}

2014年のディスカバリー計画の機会公募では、オールトの雲（およびカイパーベルト）の天体を検出する観測所「ウィップルミッション」が提案されました。^{[ 84 ]}この観測所は、光度計で遠方の星を監視し、最大10,000 AU離れた天体の通過を探します。^{[ 84 ]}この観測所は、L2の周囲をハロー軌道で周回するように提案され、5年間のミッションが提案されました。^{[ 84 ]}また、ケプラー宇宙望遠鏡はオールトの雲の天体を検出できた可能性があるとも示唆されました。^{[ 85 ]}

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• オールトの雲のプロフィール（ 2015年11月10日にWayback Machineにアーカイブ済み）NASAの太陽系探査