سحابة اورط

(تم التحويل من Oort cloud)
3d diagram model of the Oort cloud
رسم توضيحي لسحابة أورط، وسحابة هيل وحزام كيوبر

سحابة اورط بالإنگليزية: Oort cloud هي سحابة تحيط بالمجموعة الشمسية. تعتبر السحابة (مع حزام كويپر) المصدر الرئيسي للمذنبات. تحتوي على آلاف الكوكيبات.

سحابة اورط هي سحابة كروية هائلة تحيط بالنظام الشمسي وتمتد لمسافة ثلاث سنوات ضوئية، وتقع على بعد حوالي 30 تريليون كيلومتر من الشمس، هذه المسافة الشاسعة تعتبر على حافة جاذبية الشمس.

داخل هذه السحابة توجد المذنبات التي تعبر مليارات الكيلومترات، وهذه الأجسام مرتبطة بجاذبية ضعيفة للشمس، ويمكن أن تؤثر على مداراتهم نجوم أو أية قوة أخرى ويمكن أن تغير من مداراتهم ومسارتهم بكل سهولة، هذه القوة أو تلك ترسلهم إلى النظام الشمسي الداخلي أو إلى الفضاء الخارجي البعيد، هذه هي حقيقة المذنبات الموجودة على الحافة الخارجية للسحابة اورط.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

البنية والتكوين

The presumed distance of the Oort cloud compared to the rest of the Solar System
An artist's rendering of the Oort cloud, the Hills cloud, and the Kuiper belt (inset)

تركيب الغيمة يعتقد أن تشتمل على مركز كثيف بشكل نسبي الذي تمدد قرب مستوى الدائرة الظاهرية للشمس وملئت الحدود الخارجية بشكل تدريجي مكونة حالة ثابتة، سدس من ستة تريليون جسم أو مذنب ثلجي تقريبا في المنطقة الخارجية والبقية في المركز الكثيف نسبيا.

وهناك قلق من عبور نجم أخر من خلال سحابة اورات أو حتى بالقرب منها - لما لهذا من تأثيرات على الغيوم العملاقة ومد هذه القوة، إن السحابة العملاقة إلى حد كبير لها كثافة هائلة أكثر من الشمس حبث أن تراكم وتجمع الهيدروجين البارد هو المكان الملائم لولادة النجوم والأنظمة التابعة لها مثل النظام الشمسي، لكن هذا يحدث بشكل نادر وكل حولي 300 إلى 500 مليون سنة، لكن عندما يصادف حدوث هذا يمكن أن يعيد ذلك عملية توزيع المذنبات بقوة خلال تلك السحابة.

قوة المد التي تؤثر على سحابة أورت تتولد من نجوم درب التبانة وبعض التأثير من مركز المجرة والمد الناتج عن الشمس والمذنبات التي تكون على مسافات مختلفة من هذه الكميات الهائلة للمادة، القوة على المذنبات من هذا المد أعظم من القلق من مرور نجوم بالقرب من السحابة، والمذنبات التي تكون ما بعد 200,000 وحدة فلكية من السهل فقدانها في الفضاء السحيق، هذا التّأثير يساهم في ثبات حالة المذنبات الخارجية التي تتوزع بشكل عشوائي بعيدا عن الدائرة الظاهرية للشمس.

الكتلة الكلية للمذنبات في سحابة أورات يعتقد أن تكون 40 مرة من كتلة الأرض، هذه المسألة تجعلنا نعتقد أنها تكونت ونشأت في مكان مختلف بعيد عنا، هذا يوضح تنوع البنية الملاحظة في المذنبات.


المذنبات

Comet Hale-Bopp, an archetypal Oort cloud comet

تعتبر سحابة أورت هي مصدر المذنبات ذات المدارات الطويلة ومن المحتمل أيضا أن تكون للمذنبات المتوسطة ذات الميل الأعلى والتي قد جذبت في مدارات أقصر للكواكب، مثل هالي وسويفت توتال. والمذنبات يمكن أن تغير وتعدل من مداراتها أيضا بسبب تدفق وانبعاث الغاز والغبار من على سطحهم الثلجي كلما اقتربوا من الشمس. ويمكن ايضا ان تفقد المذنبات مسارتها وتضيع في الفضاء ومنهم من لديهم مدارات على نحو واسع من 200 سنة إلى مرة كل مليون سنة أو أكثر. اما المذنبات التي تدخل المنظومة الشمسية لأول مرة تكون قد جاءت من مسافة متوسطة تبلغ 44,000 وحدة فلكية او تزيد.

أجرام سحابة اورت

المقالة الرئيسية: Detached object
سدنا، جرم يُحتمل أن يكون من سحابة اورت الداخلية، أُكتُشِف في 2003

المذنبات ذات الفترات الطويلة يمكن أن تظهر في أي وقت وتجيء من أي جهة، والمذنبات الساطعة يمكن أن تكون مرئية عادة كل 5 إلى 10 سنوات، اثنان من مذنبات سحابة أورات هما هياكوتاك و هال بوب ، هياكوتاك كان متوسط في الحجم، لكنه أقترب إلى مسافة 15,000,000 كيلومتر من الأرض، الذي جعله يظهر بشكل رائع.

على العكس من ذلك مذنب هال بوب فقد كان مذنب كبير وديناميكي بشكل غير عادي، عشر اضعاف المسافة التي يكون بها بعد هال عن الشمس، تجعله يظهر ساطعا تماما ومع ذلك لم يقترب من الارض أكثر من 197,000,000 كيلومتر.

دراسة سحابة اورات أعطت تفسيرا للأسئلة القديمة عن "ما هية المذنبات، ومن أين تجيء" في عام 1950 استنتج فلكي هولندي وجود السحابة من بعض الأدلة الفيزيائية لمذنبات الفترة الطويلة التي تدخل نظامنا الشمسي، هذا الفلكي الهولندي هو الذي فسر دوران مجرة درب التبانة في عام 1920 وفسر تنوع مدارت المذنبات مع 19 مدار محددة بشكل جيد ونجح في معرفة من أين تأتي هذه المذنبات، وأيدت البيانات التي تجمعت تفسيراته، ليؤسس ويوسع معرفتنا بسحابة أورت.

أجرام سحابة اورت المحتملون
الرقم الاسم القطر الإستوائي
(كم)
الحضيض (AU) الأوج (AU) سنة الاكتشاف المكتشف طريقة القطر
90377 سدنا 1,180–1,800 km 76.1 892 2003 براون، تروهيو، رابينويتس thermal[1]
148209 2000 CR105 ~250 كم 44.3 397 2000 مرصد لويل مفترض[2]
- 2006 SQ372 50–100 كم 24.17 2,005.38 2006 SDSS مفترض[3]
- 2008 KV42 58.9 كم[4] 20.217 71.760 2008 تلسكوپ كندا-فرنسا-هاواي assumed[5]

على أطراف المنظومة الشمسية تحتشد سحابةٌ هائلةٌ من المذنَّبات، متأثرةً بالنجوم الأخرى

بدرجةٍ تقارب تأثرها بشمسنا. وقد تساعد دينامية هذه السحابة على تفسير حدوث

ظواهر من قبيل الانقراضات الحيوانية الهائلة على كوكب الأرض. ساد الاعتقاد بأن المنظومة الشمسية تنتهي عند مدار أبعد كوكبٍ معروفٍ فيها، وهو پلوتو. بيدَ أن التأثير التثاقلي للشمس يمتد في الفضاء مسافة تزيد على 3000 مرة أبعد من ذلك، أي إلى منتصف المسافة إلى أقرب النجوم. وهذا الفضاء ليس في الواقع خواءً، إنه مستودع هائل لفيضٍ من المذنَّبات والمواد المتخلفة عن عملية تكوُّن المنظومة الشمسية. يسمى هذا المستودع سحابةَ أورت Oort cloud.

تُعَدّ سحابة أورت بمنزلة سيبريا المنظومة الشمسية، بامتدادها الفسيح البارد الزاخر بعناصر أبعدتها «الإمبراطورية» الداخلية للشمس، ولا تكاد تنقاد لحكم السلطة المركزية. ودرجات الحرارة المعتادة هناك وقت الظهيرة قارسة لا تتعدى أربع درجات مئوية فوق الصفر المطلق، والمذنَّبات المجاورة يبعد بعضها عن بعض، كما هو سائد، عشرات ملايين الكيلومترات. أما الشمس ـ التي مازالت أسطعَ نجوم السماء ـ فلا يتجاوز سطوعها سطوعَ كوكب الزُّهرة في الليل على الأرض.

وإذا كنا لم «نر» قط سحابة أورت فعلاً، مثلما أن أحدًا لا يزعم أنه عاين إلكترونًا، فإننا نستدل على وجودِهما وخصائِصهما من آثارهما الفيزيائية التي يمكن أن نرصدها. تتبدى آثار سحابة أورت بالتقاطر المتواصل للمذنَّبات الطويلة الدور إلى داخل المنظومة الكوكبية. ويقدِّم وجود سحابة أورت إجابات عن تساؤلاتٍ طالما أثارها الناس منذ قديم الزمن، من مثل: ماهي المذنَّبات؟ وما منشؤها؟.

في القرن الرابع قبل الميلاد، انصرفَ اعتقاد أرسطو إلى أن المذنَّبات سُحبٌ من غازٍ نيِّر في الطبقات العليا لغلاف الأرض الجوي، في حين رأى الفيلسوف الروماني سينيكا، خلال القرن الأول بعد الميلاد، أنها أجرام مقدسة تتحرك في مساراتها الخاصة عبر القبة الزرقاء. وقد انقضى خمسة عشر قرنًا قبل أن يؤكِّد صحةَ فرضيَّته عالمُ الفلك الدنماركي <T. براهه>، الذي قارن بين الأرصاد المسجَّلة لمذنب عام 1577 من مواقع مختلفة في أوروبا. وأشار إلى أنه لو كان المذنَّب قريبًا لاختلف موقعه بالنسبة إلى النجوم قليلاً، باختلاف موقع الرصد، غير أن براهه لم يتمكن من كشف أية اختلافات، فخلص إلى أن المذنَّب كان أبعد من القمر بكثير.


لم يتَّضح مدى هذا البُعد إلا عندما بدأ الفلكيون بتحديد مدارات المذنَّبات. ففي عام 1705 وضعَ الفلكي الإنكليزي <E. هالي> أول بيان مصور (كتالوج) لأربعةٍ وعشرين مذنَّبًا. لكن نتائج أرصاده كانت بعيدة عن الكمال، فلم يجد لمسار كل مذنب سوى شكل قطع مكافئ تقريبي، مع أنه أشار إلى احتمال أن تكون المدارات قطوعًا ناقصية (إهليلجية) متطاولةً جدًا حول الشمس.

من أجل ذلك فإن «عدد» المذنبات يمكن تحديده، وقد لا يكون كبيرًا جدًا. إضافة إلى ذلك فإن البُعد بين الشمس والنجوم الثابتة (ظاهريًا) بُعدٌ هائل يسمح بدوران مذنَّبٍ فيه، مع أن دَور دورانه لابدَّ أن يكون طويلاً جدًا.

كانَ وصْف هالي لمذنَّباتٍ تطوف في مدارات تمتد بين النجوم - من بعض وجوهه - توقعًا باكتشاف سحابة أورت بعد ذلك بقرنين ونصف قرن. وقد لاحظ هالي أيضا أن المذنّبات التي ظهرت في الأعوام 1531 و1607 و1682 كانت ذات مساراتٍ متشابهةٍ جدًا، وأنها تتابعت بفاصل زمني قدره نحو 76 عاما. اقترح هالي أن هذه المذنبات، التي تبدو في ظاهر الأمر مذنباتٍ مختلفة، ما هي في واقع الأمر إلا مذنب واحد يعود على فترات زمنية منتظمة. كانت آخر مرة وفد فيها ذلك الجرم - الذي يُعرَف اليوم بمذنَّب هالي - على منطقة الكواكب الداخلية عام 1986.

منذ عهد هالي وعلماء الفلك يقسمون المذنباتِ إلى مجموعتين، تبعًا للزمن الذي تستغرقه للطواف حول الشمس (والذي يرتبط مباشرةً بمتوسط بُعْد المذنب عن الشمس). فالمذنبات الطويلة الدَّور، كالمذنّبات الحديثة الساطعة من أمثال هياكوتاكه Hyakutake وهيل-بوپ Hale-Bopp، لها أدوارٌ مدارية تربو على مئتي عام، في حين تقل الأدوار المدارية للمذنَّبات القصيرة الدور عن مئتي عام. كذلك ذهب علماء الفلك خلال العقد الماضي إلى تقسيم المذنَّبات القصيرة الدور تقسيمًا إضافيًا، فجعلوها في زمرتين: مذنبات عائلة المشتري، ومن أمثلتها مذنبا إنكي Encke وتمپل Tempel 2 اللذان لا يتجاوز دور كل منهما عشرين عامًا؛ والمذنَّبات ذات الدور المتوسط، وكما تسمى أيضًا، مذنبات نموذج هالي، وتقع أدوارها ما بين عشرين ومئتي عام.

ومع أن هذه التعريفات اختيارية إلى حدّ ما، إلا أنها تعكس اختلافات حقيقية. ففي حين تدخل المذنّبات ذات الأدوار المتوسطةِ والطويلةِ المنطقةَ الكوكبية عشوائيًا من جميع الاتجاهات، فإن لمذنبات عائلة المشتري مدارات لا تميل مستوياتها عادةً أكثر من 40 درجة على مستوي دائرة (فلك) البروج ecliptic plane، وهو مستوي مدار الأرض. (علمًا بأن مدارات الكواكب الأخرى هي أيضا قريبة جدًا من مستوي دائرة البروج.) ويبدو أن المذنَّبات ذات الأدوار المتوسطة والطويلة تأتي من سحابة أورت، في حين يُعتقد الآن أن مذنَّبات عائلة المشتري تنشأ في حزام كويپر Kuiper belt، وهو منطقة من دائرة البروج تقع وراء مدار كوكب نپتون [انظر: «حزام كايپر»، مجلة العلوم، العددان 11/1(1996)، ص 52].

العالم السفلي وراء كوكب پلوتو

مع بدايات القرن العشرين توافر عددٌ من مدارات المذنبات الطويلة الدور، يكفي لدراسة توزّعها إحصائيًا [انظر الشكل في الصفحة 35]. وقد نشأت هنا مشكلة؛ ذلك أنَّ نحو ثلث المدارات الملاصقة (مدارات اللثام) "osculating" orbits - أي المدارات التي كانت تتَّبعها المذنَّبات عند أقصى اقتراب لها من الشمس - كانت قطوعًا زائدة، والمدارات التي لها شكل القطع الزائد تنشأ في الفضاء البينجمي وتعود إليه، خلافًا للمدارات الإهليلجية التي تستمر حول الشمس بفعل الثقالة. يُذكر هنا أن مدارات القطع الزائد حملت بعض الفلكيين على الاعتقاد بأن المذنبات كانت تؤسَر من الفضاء البينجمي بسبب اقترابها من الكواكب.

لاختبار صحة هذه الفرضية قامت مجموعة من الباحثين المتخصصين بالميكانيك السماوي celestial mechanics باستقراء و«بمكاملة» مدارات المذنبات الطويلة الدور تراجعيًا عبر الزمن، وانتهوا إلى أن المدارات الملاصقة لا تمثل المداراتِ الأصليةَ للمذنبات؛ وذلك بسبب قوى الجذب التثاقلي التي تؤثر فيها الكواكب البعيدة. [انظر الشكل السفلي في هذه الصفحة]. وعندما أُخذت تأثيرات الكواكب في الاعتبار - عن طريق المكاملة بعيدا بما يكفي في ماضي الزمن، واتخاذ مركز كتلة المنظومة الشمسية (أي جملة الشمس وجميع الكواكب) بؤرة للمدارات بدلاً من الشمس ـ لوحظ أنَّ جميع المداراتِ تقريبًا أصبحت ناقصية (إهليلجية) الشكل، ومن ثم فإن المذنبات هي عناصر من المنظومة الشمسية، وليست عناصر بينجمية شاردة.

إضافة إلى ذلك، ومع أن ثلثي هذه المدارات كانت لاتزال تبدو منتظمة التوزُّع، فقد وُجِد أن لثُلثها على الأقل طاقاتٍ مداريةً متدنية، مما يشير إلى نتوء ضيقٍ يمثل مدارات تمتد مسافاتٍ شاسعةٍ جدًا ـ 000 20 وحدة فلكية (أي 000 20 مرة بُعد الأرض عن الشمس) ويزيد. إن أدوار مثل هذه المدارات تتجاوز مليون سنة.

إذًا فما السبب في قدوم مذنّبات كثيرةٍ من مسافاتٍ نائية كهذه؟ في أواخر الأربعينات من هذا القرن بيّن عالم الفلك الهولندي <F .A. فان ويركوم> أن التوزع المنتظم يمكن تفسيره بالاضطرابات الكوكبية planetary perturbations، التي من شأنها بعثرة المذنبات عشوائيًا إلى مدارات أكبر وأخرى أصغر. ولكن ماذا عن «النتوء الضيق» للمذنبات التي تبلغ أدوارها مليون سنة؟

في عام 1950 أثارت هذه المسألة اهتمام عالم الفلك الهولندي <H .J. أورت>، الذي كان قد نال الشهرة في العشرينات من هذا القرن - لتحديده دوران مجرَّة درب التبانة. فقد أدرك أن «النتوء الضيق» للمذنبات ذات دور المليون سنة لابدَّ من أن يمثِّل مصدر المذنَّبات الطويلة الدَّور: وهو سحابةٌ كروية هائلة الحجم تحيط بالمنظومة الكوكبية وتمتد إلى منتصف المسافة إلى أقرب النجوم.


أثبتَ أورت أن ارتباط المذنَّبات في هذه السحابة بالشمس ضعيف لدرجة تجعل النجومَ العابرة ـ مصادفة ـ تغير مدارات هذه المذنبات بسهولة. يمر قرابة اثني عشر نجمًا على بعد لا يزيد على فرسخ نجمي parsec 206 000 وحدة فلكية) من الشمس كل مليون سنة. وحوادث الاقتراب الداني هذه تكفي لجعل مدارات المذنَّبات تضطرب، مما يؤدي إلى عشوائية ميلها، وإطلاق سيل ثابت من المذنَّبات إلى داخل المنظومة الشمسية في مداراتٍ إهليلجيةٍ طويلةٍ جدًا [انظر الأشكال في الصفحة 34]. وبدخول هذه المذنَّبات المنظومة الكوكبية للمرة الأولى تتبعثر نتيجة لتأثير الكواكب، وبذلك تكتسب وتفقد طاقة مدارية. وبعضها يخرج تماما من المنظومة الشمسية، في حين يعود الباقي ليُشاهد ثانية كعناصر من التوزع المنتظم. وقد وَصَفَ أورت السحابة بأنها «حديقة قلبتها برفق الاضطرابات النجمية.»

انظر أيضاً

المصادر

  1. ^ خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1 على السطر 3565: bad argument #1 to 'pairs' (table expected, got nil). (arxiv.org)
  2. ^ E. L. Schaller and M. E. Brown (2007). "Volatile loss and retention on Kuiper belt objects" (PDF). Astrophysical Journal. 659: I.61–I.64. doi:10.1086/516709. Retrieved 2008-04-02.  (PDF)
  3. ^ "Solar System's newest member points to inner Oort Cloud". Astronomy Now. 2008. Retrieved 2008-08-19. 
  4. ^ http://www.hohmanntransfer.com/mn/08/08198_0716.htm
  5. ^ خطأ استشهاد: وسم <ref> غير صحيح؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماة herzberg2008

وصلات خارجية

قالب:Trans-Neptunian dwarf planets