En astronomía , la nube de Hills (también llamada nube de Oort interior [1] y nube interior [2] ) es un teórico vasto disco circunestelar , interior a la nube de Oort , cuyo borde exterior se situaría en torno a las 20.000 a 30.000 unidades astronómicas ( AU) del Sol , y cuyo borde interior, menos definido, se sitúa hipotéticamente en250-1500 AU , [ cita necesaria ] mucho más allá de las órbitas de los objetos planetarios y del Cinturón de Kuiper , pero las distancias podrían ser mucho mayores. Si existe, la nube de Hills contiene aproximadamente cinco 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 están continuamente perturbados en su entorno. Una fracción no despreciable abandona el Sistema Solar , o cae hacia el sistema interior donde se evapora, cae hacia 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 todavía está bien abastecida de cometas.
La hipótesis de la nube de Hills aborda la persistencia de la nube de Oort al postular una región interior de Oort densamente poblada: 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, manteniendo 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 allí ya se han encontrado muchos cuerpos. 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. Se desconoce la masa total de la nube Hills; algunos científicos piensan que sería muchas veces más masiva que la nube exterior de Oort.
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 estaban enraizados en una nube que orbitaba el límite exterior del Sistema Solar. [7] En 1950, esta idea fue revivida de forma independiente por el astrónomo holandés Jan Oort para explicar una aparente contradicción: los cometas se destruyen después de varios pasos a través del Sistema Solar interior, por lo que si alguno hubiera existido durante varios miles de millones de años (desde el comienzo del Sistema Solar) System), ya no se pudo observar más. [8]
Oort seleccionó para su estudio 46 cometas que se observaron mejor 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 AU (0,6 y 2,4 ly ) lejos. Este reservorio, situado en los límites de la esfera de influencia del Sol (astrodinámica) , estaría sujeto a perturbaciones estelares, susceptibles de expulsar los cometas nubosos hacia el exterior o impulsarlos hacia el interior.
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 AU del Sol y continuaría hasta la nube clásica a 20.000 AU. La mayoría de las estimaciones sitúan la población de la nube Hills en unos 20 billones (entre cinco y 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", provocando así extinciones en la Tierra.
Su investigación sugirió que las órbitas de la mayoría de los cometas de las nubes tienen un semieje mayor de 10.000 AU, 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 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 interior, 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 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 estaban ubicados 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 se amplió con estudios de Victor Clube y Bill Napier (1987) y de RB Stothers (1988). [10]
Sin embargo, la nube de Hills ganó gran interés en 1991, [11] cuando los científicos retomaron la teoría de Hills. [a]
Los cometas de la nube de Oort se ven constantemente perturbados por su entorno y objetos distantes. Un número significativo abandona el Sistema Solar o se acerca mucho más al Sol. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse disuelto hace mucho tiempo, pero aún permanece 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 exterior de Oort. [12]
También es probable que la nube de Hills sea la mayor concentración de cometas de todo el Sistema Solar. [10] La nube de Hills debería ser mucho más densa que la nube exterior de Oort: si existe, tiene un tamaño de entre 5.000 y 20.000 AU. Por el contrario, la nube de Oort tiene un tamaño de entre 20.000 y 50.000 AU (0,3 y 0,8 ly). [13]
Se desconoce la masa de la nube de Hills. Algunos científicos creen que podría ser cinco veces más masiva que la nube de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que la masa de la nube de Hills es 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 las nubes de Hills están formados por 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 período largo, sugiere que la nube también puede contener objetos rocosos. [15]
El análisis del carbono y las proporciones isotópicas del nitrógeno, por un lado en los cometas de las familias de la nube de Oort y, por otro, en el cuerpo de la zona de Júpiter, muestran pocas diferencias entre ambos, a pesar de sus zonas claramente remotas. Esto sugiere que ambos provienen de un disco protoplanetario , [16] una conclusión también respaldada por estudios del tamaño de las nubes de los cometas y el reciente estudio de 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. , no estando influenciado por Júpiter ni Neptuno , ni efectos de marea. [18] Entonces es posible que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort . Sin embargo, sólo Sedna y otros dos sednoides ( 2012 VP 113 y 541132 Leleākūhonua ) soportan 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 en 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 anunciando el descubrimiento de Sedna, Mike Brown y sus colegas afirmaron que observaron el primer objeto de la nube de Oort. Observaron que, a diferencia de los objetos del disco dispersos como Eris, el perihelio de Sedna (76 UA) era demasiado remoto para que la influencia gravitacional de Neptuno hubiera desempeñado un papel en su evolución. [19] Los autores consideraron a Sedna como un "objeto interior de la nube de Oort", 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 en la nube de Hills y su inclinación es cercana a la de los planetas y el cinturón de Kuiper.
Un gran misterio rodea a 2008 KV 42 , con su órbita retrógrada que podría hacer que se origine en la nube de Hills o quizás 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 afelia superior a 1.000 AU (que, por tanto, son de una región más lejana que el cinturón de Kuiper), pero menos de 10.000 AU (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 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 entrante de alrededor de 1.800 AU. El cometa Hyakutake, descubierto en 1996 por el astrónomo aficionado Yuji Hyakutake , tiene un afelio saliente de 3.500 AU. 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 , procede 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 medidas 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 puede ser la primera detección de un objeto procedente de la nube Hills, según la definición utilizada. El área de la nube Hills se define como cualquier objeto con órbitas que midan entre 1.500 y 10.000 AU. [ cita necesaria ]
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 mil millones de kilómetros (87 UA) del Sol, viaja en una órbita elíptica de 11.400 años con un punto de perihelio de sólo 76 UA del Sol durante su máximo acercamiento (el próximo que ocurrirá en 2076). , y viaja hasta 936 AU en su punto más lejano.
Sin embargo, Sedna no se considera un objeto del cinturón de Kuiper, porque su órbita no lo lleva a la región del cinturón de Kuiper a 50 UA. Sedna es un " objeto separado " y, por 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 separado de Neptuno. Su órbita se encuentra entre 80 y 400 AU del Sol.
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