En astronomía , la nube de Hillsborough (también llamada nube de Oort interior [1] y nube interna [2] ) es un teórico vasto disco circunestelar , interior a la nube de Oort , cuyo borde exterior estaría situado a unas 20.000 a 30.000 unidades astronómicas (UA) del Sol , y cuyo borde interior, menos definido, se sitúa hipotéticamente a250–1500 UA , [ cita requerida ] mucho más allá de las órbitas de los planetas y de los objetos del Cinturón de Kuiper , pero las distancias podrían ser mucho mayores. Si existe, la nube de Hills probablemente contiene aproximadamente 5 veces más cometas que la nube de Oort. [3]
La necesidad de la hipótesis de la nube de Hills está íntimamente relacionada con la dinámica de la nube de Oort: los cometas de la nube de Oort sufren perturbaciones continuas en su entorno. Una fracción no despreciable abandona el Sistema Solar o cae en el sistema interior, donde se evapora, cae en el Sol o choca con los planetas gigantes o es expulsada por ellos . Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse agotado hace mucho tiempo, pero aún está bien provista de cometas.
La hipótesis de la nube de Hills aborda la persistencia de la nube de Oort postulando una región densamente poblada en el interior de la nube de Oort: la "nube de Hills". Es probable que los objetos expulsados de la nube de Hills terminen en la región clásica de la nube de Oort, lo que mantendrá la nube de Oort. [4] Es probable que la nube de Hills tenga la mayor concentración de cometas de todo el Sistema Solar.
La existencia de la nube de Hills es plausible, ya que muchos cuerpos ya se han encontrado allí. Debería ser más densa que la nube de Oort. [5] [6] La interacción gravitacional con las estrellas más cercanas y los efectos de marea de la galaxia han dado órbitas circulares a los cometas en la nube de Oort, lo que puede no ser el caso de los cometas en la nube de Hills. La masa total de la nube de Hills es desconocida; algunos científicos creen que sería muchas veces más masiva que la nube de Oort exterior.
Entre 1932 y 1981, los astrónomos creyeron que la nube de Oort propuesta por Ernst Öpik y Jan Oort , y el cinturón de Kuiper eran las únicas reservas de cometas en el Sistema Solar.
En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik planteó la hipótesis de que los cometas tenían su origen en una nube que orbitaba el límite exterior del Sistema Solar. [7] En 1950, esta idea fue retomada de forma independiente por el astrónomo holandés Jan Oort para explicar una aparente contradicción: los cometas se destruyen tras varios pasos por el Sistema Solar interior, por lo que si alguno hubiera existido durante varios miles de millones de años (desde el comienzo del Sistema Solar), no se podrían observar más ahora. [8]
Oort seleccionó para su estudio 46 cometas que fueron mejor observados entre 1850 y 1952. La distribución del recíproco de los semiejes mayores mostró una frecuencia máxima que sugería la existencia de un reservorio de cometas entre 40.000 y 150.000 UA (0,6 y 2,4 años luz) de distancia. Este reservorio, ubicado en los límites de la esfera de influencia del Sol (astrodinámica) , estaría sujeto a perturbaciones estelares, probablemente expulsando cometas de nubes hacia afuera o impulsándolos hacia adentro.
En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la nube principal podría tener una sección interna que comenzaría a unas 3.000 UA del Sol y continuaría hasta la nube clásica a 20.000 UA. La mayoría de las estimaciones sitúan la población de la nube de Hills en unos 20 billones (unas cinco a diez veces la de la nube exterior), aunque el número podría ser diez veces mayor. [9]
El modelo principal de una "nube interior" fue propuesto en 1981 por el astrónomo Jack G. Hills , del Laboratorio de Los Álamos, quien dio nombre a la región. Calculó que el paso de una estrella cerca del Sistema Solar podría haber desencadenado una "lluvia de cometas", causando así extinciones en la Tierra.
Su investigación sugirió que las órbitas de la mayoría de los cometas de la nube tienen un semieje mayor de 10.000 UA, mucho más cerca del Sol que la distancia propuesta de la nube de Oort. [5] Además, la influencia de las estrellas circundantes y la de la marea galáctica deberían haber enviado a los cometas de la nube de Oort más cerca del Sol o fuera del Sistema Solar. Para explicar estos problemas, Hills propuso la presencia de una nube interna, que tendría decenas o cientos de veces más núcleos de cometas que el halo exterior. [5] Por lo tanto, sería una posible fuente de nuevos cometas para reabastecer la tenue nube exterior.
En los años siguientes, otros astrónomos buscaron la nube de Hills y estudiaron los cometas de período largo . Este fue el caso de Sidney van den Bergh y Mark E. Bailey, quienes sugirieron la estructura de la nube de Hills en 1982 y 1983, respectivamente. [10] En 1986, Bailey afirmó que la mayoría de los cometas del Sistema Solar no se encontraban en el área de la nube de Oort, sino más cerca y en una nube interna, con una órbita con un semieje mayor de 5.000 UA. [10] La investigación fue ampliada aún más por los estudios de Victor Clube y Bill Napier (1987), y por RB Stothers (1988). [10]
Sin embargo, la nube de Hills ganó mayor interés en 1991, [11] cuando los científicos retomaron la teoría de Hills. [a]
Los cometas de la nube de Oort sufren perturbaciones constantes por parte de su entorno y de objetos distantes. Un número significativo de ellos abandona el Sistema Solar o se acerca mucho más al Sol. Por tanto, la nube de Oort debería haberse desintegrado hace mucho tiempo, pero sigue intacta. La propuesta de la nube de Hills podría proporcionar una explicación; JG Hills y otros científicos sugieren que podría reponer los cometas en la nube de Oort exterior. [12]
También es probable que la nube de Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar. [10] La nube de Hills debería ser mucho más densa que la nube de Oort exterior: si existe, tiene un tamaño de entre 5.000 y 20.000 UA. En cambio, la nube de Oort tiene un tamaño de entre 20.000 y 50.000 UA (0,3 y 0,8 años luz). [13]
La masa de la nube de Hills no se conoce. Algunos científicos creen que podría ser cinco veces más grande que la nube de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que la masa de la nube de Hills es de 13,8 masas terrestres , si la mayoría de los cuerpos se encuentran a 10.000 UA. [10]
Si los análisis de los cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Hills están compuestos de diversos hielos, como agua, metano, etano, monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. [14] Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW , un asteroide en una órbita típica de un cometa de largo período, sugiere que la nube también puede contener objetos rocosos. [15]
El análisis del carbono y las proporciones isotópicas del nitrógeno, en primer lugar en los cometas de las familias de la nube de Oort y en el otro en la zona del cuerpo de Júpiter, muestra pocas diferencias entre ambos, a pesar de sus zonas claramente remotas. Esto sugiere que ambos proceden de un disco protoplanetario , [16] una conclusión también apoyada por los estudios de los tamaños de las nubes de cometas y el reciente estudio del impacto del cometa Tempel 1. [ 17]
Muchos científicos piensan que la nube de Hills se formó a partir de un encuentro cercano (800 UA) entre el Sol y otra estrella dentro de los primeros 800 millones de años del Sistema Solar , lo que podría explicar la órbita excéntrica de 90377 Sedna , que no debería estar donde está, al no estar influenciada ni por Júpiter ni por Neptuno , ni por efectos de marea. [18] Es posible entonces que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort . Sin embargo, solo Sedna y otros dos sednoides ( 2012 VP 113 y 541132 Leleākūhonua ) presentan esas irregularidades; para 2000 OO 67 y 2006 SQ 372 esta teoría no es necesaria, porque ambos orbitan cerca de los gigantes gaseosos del Sistema Solar .
Los cuerpos de la nube de Hills están compuestos principalmente de hielo de agua, metano y amoníaco. Los astrónomos sospechan que muchos cometas de período largo se originan en la nube de Hills, como el cometa Hyakutake .
En su artículo que anunciaba el descubrimiento de Sedna, Mike Brown y sus colegas afirmaron que habían observado el primer objeto de la nube de Oort. Observaron que, a diferencia de los objetos de disco disperso como Eris, el perihelio de Sedna (76 UA) era demasiado remoto para que la influencia gravitatoria de Neptuno haya jugado un papel en su evolución. [19] Los autores consideraron a Sedna como un "objeto de la nube de Oort interior", ubicado a lo largo de la Eclíptica y colocado entre el cinturón de Kuiper y la parte más esférica de la nube de Oort. [20] [21] Sin embargo, Sedna está mucho más cerca del Sol de lo esperado para los objetos de la nube de Hills y su inclinación es cercana a la de los planetas y el cinturón de Kuiper.
Un considerable misterio rodea a 2008 KV 42 , con su órbita retrógrada que podría hacer que se originara en la nube de Hills o tal vez en la nube de Oort. [22] Lo mismo ocurre con los damocloides , cuyos orígenes son dudosos, como el homónimo de esta categoría, 5335 Damocles .
Los astrónomos sospechan que varios cometas provienen de la misma región que la nube de Hills; en particular, se centran en aquellos con aphelia mayor a 1.000 UA (que por lo tanto son de una región más lejana que el cinturón de Kuiper), pero menor a 10.000 UA (o de lo contrario estarían demasiado cerca de la nube exterior de Oort).
Algunos cometas famosos alcanzan grandes distancias y son candidatos a objetos de la nube de Hills. Por ejemplo, el cometa Lovejoy , descubierto el 15 de marzo de 2007 por el astrónomo australiano Terry Lovejoy , tenía una distancia de afelio de entrada de alrededor de 1.800 UA. El cometa Hyakutake, descubierto en 1996 por el astrónomo aficionado Yuji Hyakutake , tiene un afelio de salida de 3.500 UA. El cometa McNaught , descubierto el 7 de agosto de 2006 en Australia por Robert H. McNaught , se convirtió en uno de los cometas más brillantes de las últimas décadas, con un afelio de 4.100 UA. El cometa Machholz , descubierto el 27 de agosto de 2004 por el astrónomo aficionado Donald Machholz , procedía de unas 5.000 UA.
Sedna es un planeta enano descubierto por Michael E. Brown , Chad Trujillo y David L. Rabinowitz el 14 de noviembre de 2003. Las mediciones espectroscópicas muestran que la composición de su superficie es similar a la de otros objetos transneptunianos : está compuesto principalmente por una mezcla de hielos de agua, metano y nitrógeno con tolinas . Su superficie es una de las más rojas del Sistema Solar.
Esta podría ser la primera detección de un objeto originado en la nube de Hills, dependiendo de la definición utilizada. El área de la nube de Hills se define como cualquier objeto con órbitas que midan entre 1.500 y 10.000 UA. [ cita requerida ]
Sin embargo, Sedna está mucho más cerca que la supuesta distancia de la nube de Hills. El planetoide descubierto a una distancia de unos 13.000 millones de kilómetros (87 UA) del Sol, viaja en una órbita elíptica de 11.400 años con un punto de perihelio a sólo 76 UA del Sol durante su aproximación más cercana (la próxima ocurrirá en 2076), y viaja a 936 UA en su punto más lejano.
Sin embargo, Sedna no se considera un objeto del cinturón de Kuiper, ya que su órbita no lo lleva a la región del cinturón de Kuiper a 50 UA. Sedna es un " objeto separado " y, por lo tanto, no está en resonancia con Neptuno.
El objeto transneptuniano 2012 VP 113 fue anunciado el 26 de marzo de 2014 y tiene una órbita similar a la de Sedna, con un punto de perihelio significativamente alejado de Neptuno. Su órbita se encuentra entre 80 y 400 UA del Sol.
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