Astronomia

Existe uma estrutura semelhante ao cinturão de Kuiper / nuvem de Oort em gigantes gasosos?

Existe uma estrutura semelhante ao cinturão de Kuiper / nuvem de Oort em gigantes gasosos?


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Eu sei que os gigantes gasosos têm luas, assim como as estrelas têm planetas, que tal cinturões de Kuiper ou a nuvem de Oort? Existe alguma estrutura correspondente em gigantes gasosos? Se não, por que não?


A região gravitacional ao redor dos planetas não é difícil de calcular, às vezes chamada de Esfera de Influência, às vezes chamada de Esfera da Colina. Eles são calculados de forma diferente, mas definem praticamente a mesma ideia.

A região estável real a longo prazo é algo em torno de 50% da Esfera da Colina. Um gigante gasoso como Júpiter simplesmente não tem uma região estável grande o suficiente para ter controle gravitacional para ter seu próprio Cinturão de Kuiper ou equivalente na Nuvem de Oort. Além disso, a proximidade com o sol e a estabilidade gravitacional dos pontos de trojan são um fator. O que realmente acontece com um sistema Sol-Júpiter é que as regiões estáveis ​​são os pontos de trojan e (por causa de Saturno) as órbitas cis-ressonância, mas não trans-ressonância (Saturno é muito grande e muito perto de Júpiter, por isso interrompe a trans- ressonância). Os pontos de Tróia apinhados de Júpiter e as Hildas (principalmente ressonância Cis) são um pouco como o equivalente do cinturão de Kuiper e isso é resultado do sistema Sol-Júpiter, o Sol sendo dominante e Júpiter, um milésimo da massa do Sol, mas grande o suficiente para ser dominante entre os planetas.

Vale a pena ressaltar que na distância de Júpiter do sol, o sistema solar é um pouco mais lotado e praticamente se achatou em um plano, ao contrário do cinturão de Kuiper, então não é uma comparação real com o cinturão de Kuiper, mas é onde orbita objetos tendem a se acumular, porque essas são as regiões mais estáveis. O cinturão de Kuiper e a nuvem de Oort não são realmente regiões, pois abrangem toda a esfera ao redor do sol a certas distâncias.

Pode ser possível, eu acho, para um gigante gasoso na situação certa ter algo como seu próprio cinturão de Kuiper e nuvem de Oort, mas precisaria estar muito distante de sua estrela e longe de outros planetas grandes e de preferência bastante massivo . As limitações ainda não seriam mais do que 1/2 da esfera da colina desse planeta, mas é teoricamente possível, eu acho, nas circunstâncias certas. Mesmo assim, em tal situação, os pontos de Trojan e os orbitais trans e cis ainda podem ser mais comuns do que qualquer possível cinturão de kuiper ou equivalente de nuvem de oort, então estou apenas especulando que pode ser possível. Não tenho 100% de certeza.


Se Júpiter ou Saturno fossem considerados estrelas, seus argolas seriam chamados de 'cinturões de asteróides', suas luas esféricas '(anões) planetas' e os outros satélites 'asteróides'. Isso é particularmente evidente com os anéis de Júpiter, que são largos e não visíveis a olho nu, então eles são mais parecidos com os cinturões de asteróides ao redor de uma estrela do que os anéis dos outros três gigantes gasosos que são visualmente notáveis.

Não existe satélite natural que orbite acima ou perto de um pólo de um gigante gasoso, até onde eu sei.


Nuvem de Oort

O Nuvem de Oort (/ ɔːr t, ʊər t /), [1] às vezes chamado de Nuvem Öpik – Oort, [2] descrito pela primeira vez em 1950 pelo astrônomo holandês Jan Oort, [3] é um conceito teórico [4] de uma nuvem de planetesimais predominantemente gelados proposta para cercar o Sol a distâncias que variam de 2.000 a 200.000 au (0,03 a 3,2 luz- anos). [nota 1] [5] Ela é dividida em duas regiões: uma nuvem de Oort interna em forma de disco (ou nuvem das montanhas) e uma nuvem de Oort externa esférica. Ambas as regiões estão além da heliosfera e no espaço interestelar. [5] [6] O cinturão de Kuiper e o disco espalhado, os outros dois reservatórios de objetos transnetunianos, estão a menos de um milésimo da distância do Sol até a nuvem de Oort.

O limite externo da nuvem de Oort define o limite cosmográfico do Sistema Solar e a extensão da esfera da Colina do Sol. [7] A nuvem externa de Oort está apenas vagamente ligada ao Sistema Solar e, portanto, é facilmente afetada pela atração gravitacional das estrelas que passam e da própria Via Láctea. Essas forças ocasionalmente desalojam cometas de suas órbitas dentro da nuvem e os enviam em direção ao Sistema Solar interno. [5] Com base em suas órbitas, a maioria dos cometas de curto período podem vir do disco espalhado, mas alguns cometas de curto período podem ter se originado da nuvem de Oort. [5] [8]

Astrônomos conjeturam que a matéria que compõe a nuvem de Oort se formou mais perto do Sol e foi espalhada no espaço pelos efeitos gravitacionais dos planetas gigantes no início da evolução do Sistema Solar. [5] Embora nenhuma observação direta confirmada da nuvem de Oort tenha sido feita, pode ser a fonte que reabastece a maioria dos cometas de período longo e do tipo Halley que entram no Sistema Solar interno, e muitos dos centauros e cometas da família de Júpiter também . [8]


Por Joseph Lazio [email protected]>

Os cometas têm órbitas altamente elípticas. Quando no periélio ou mais próximo
aproximação do Sol, eles estão normalmente à mesma distância de
o Sol como a Terra é. Quando no afélio ou a maior distância de
o Sol, eles podem estar bem fora da órbita de Plutão. Se um cometa é
observado por um período de tempo suficiente, seu movimento no céu permite
para estimarmos quando está no periélio e a que distância o afélio está
(mais precisamente, podemos estimar o eixo principal de sua órbita).

Em 1950, Jan Oort estava analisando os cometas cujas órbitas haviam sido
determinado. Ele descobriu que muitos cometas tinham seus afélios em
aproximadamente a mesma distância do Sol, cerca de 50.000 UA. (Para
referência, a Terra está a uma distância de 1 UA do Sol, Netuno está
a uma distância de 40 UA, e a estrela mais próxima está a uma distância de
270.000 UA.) Então Oort propôs que o Sol fosse cercado por uma vasta
enxame de cometas, estendendo-se quase 1/5 da distância para o mais próximo
Estrela.

Nessas grandes distâncias do Sol, esses cometas são apenas vagamente
gravitacionalmente ligado ao sol. Um leve empurrão gravitacional, de
uma estrela passando dentro de alguns anos-luz ou mais talvez, é o suficiente
para mudar suas órbitas dramaticamente. O puxão gravitacional pode resultar
em um cometa (1) tornando-se gravitacionalmente desvinculado do Sol
e vagando para o espaço interestelar para nunca mais retornar ou (2) cair
para o sistema solar interno. Este é o atualmente aceito
explicação para a origem dos chamados cometas de "período longo". Esses
cometas orbitam o Sol a grandes distâncias, até uma ligeira gravidade
empurrão muda sua órbita e faz com que caiam no interior
sistema, onde os vemos. Porque seus afélios permanecem soltos
distâncias, pode levar centenas, milhares ou talvez até 1 milhão
anos antes de voltarem ao sistema solar interno. Cometa Hale-Bopp
é um exemplo de tal cometa.

Teorizar que os cometas se originam da nuvem de Oort não explica
as propriedades de todos os cometas, no entanto. Cometas de "período curto", aqueles
com períodos inferiores a 200 anos, têm órbitas dentro ou perto do
eclíptica --- o plano em que a Terra e outros planetas orbitam.
Cometas de longo período parecem vir de todo o céu. Período curto
os cometas podem ser explicados se houver um disco de material, provavelmente deixado
sobre a formação do sistema solar, estendendo-se desde a órbita
de Netuno até 50 UA ou mais. Colisões entre objetos em tal
disco e puxões gravitacionais dos gigantes gasosos em nosso sistema solar
seria o suficiente para fazer com que alguns dos objetos caíssem no interior
sistema solar ocasionalmente, onde os veríamos. O cometa Halley é
provavelmente um exemplo de tal cometa.

A detecção direta de objetos do Cinturão de Kuiper ocorreu no início de 1990
com a detecção de 1992 / QB1, ver
& ltURL: http: //www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/qb1.html>. Adicional
evidência indireta de um disco de material ao redor do Sol vem de
imagens de estrelas próximas que têm discos ao seu redor. Esses discos
em torno de outras estrelas são várias vezes maiores do que o Cinturão de Kuiper
até agora foi observado que se estendem, mas podem ser qualitativamente
semelhante ao Cinturão de Kuiper. Ver
& ltURL: http: //galileo.ifa.hawaii.edu/users/jewitt/Origins-bpic.html>.

Curiosamente, as teorias atuais para a origem da Nuvem de Oort e
O Cinturão de Kuiper indica que o Cinturão de Kuiper provavelmente se formou primeiro. O
O Cinturão de Kuiper é o detrito da formação do sistema solar.
Objetos que entram no sistema solar interno podem interagir
gravitacionalmente com os planetas gigantes, particularmente Júpiter. Algum
objetos teriam suas órbitas alteradas para que eles impactassem com
um dos planetas (como o cometa Shoemaker-Levy 9 fez em 1994) alguns
objetos seriam ejetados inteiramente do sistema solar e alguns
objetos seriam chutados em órbitas muito grandes e no Oort
nuvem.


Cometas, o Cinturão de Kuiper e a Nuvem de Oort

Os cometas são corpos pequenos e de formato irregular no sistema solar, compostos principalmente de gelo e poeira que normalmente medem alguns quilômetros de diâmetro. Eles viajam ao redor do Sol em órbitas muito elípticas que os trazem muito perto do Sol e, em seguida, os enviam para além de Netuno. Existem duas categorias de cometas, com base na quantidade de tempo que levam para orbitar o sol. Cometas de curto período levam menos de 200 anos, e cometas de longo período levam mais de 200 anos, com alguns levando de 100.000 a 1 milhão de anos para orbitar ao redor do sol.

Os cometas de curto período são encontrados perto da eclíptica, o que significa que eles estão orbitando o Sol no mesmo plano dos planetas. Acredita-se que os cometas de curto período se originem no Cinturão de Kuiper, uma área fora da órbita de Netuno e # x27s (cerca de 30 a 50 UA) que possui muitos objetos semelhantes a cometas gelados. Os cometas de longo período tendem a ter órbitas que são orientadas aleatoriamente e não necessariamente em qualquer lugar perto da eclíptica. Acredita-se que eles se originem na nuvem de Oort. A nuvem de Oort nunca foi observada, mas acredita-se que tenha pelo menos 10 12 objetos gelados localizados entre 3.000 UA e 100.000 UA em uma distribuição esférica ao redor do sol.

Conforme os cometas viajam perto do Sol, o calor do Sol começa a vaporizar os gelos e faz com que eles formem uma área difusa e luminosa de gás vaporizado ao redor do núcleo do cometa, conhecido como coma. Fora da coma está uma camada de gás hidrogênio chamada halo de hidrogênio, que se estende por até 10 a 10 metros de diâmetro.

O vento solar então sopra esses gases e partículas de poeira para longe da direção do Sol, causando a formação de duas caudas. Essas caudas sempre apontam para longe do Sol conforme o cometa viaja ao seu redor. Uma cauda é chamada de cauda de íons e é composta de gases que foram quebrados em moléculas carregadas e íons pela radiação do sol. Como o íon mais comum, o CO +, espalha a luz azul melhor do que a luz vermelha, para os observadores, essa cauda de íons geralmente aparece azul.

A outra cauda é chamada de cauda de poeira e normalmente aparece branca. A poeira nesta cauda é menos afetada pelo vento solar, uma vez que as partículas de poeira são muito maiores do que os íons na cauda do íon. É por isso que a cauda de poeira geralmente é curva em vez de reta e não aponta diretamente para longe do Sol, porque também é influenciada pelo movimento do cometa. As caudas do cometa podem ser extremamente grandes e podem estender-se a uma distância de até 1 UA (a distância entre a Terra e o Sol)! Ambas as caudas podem ser vistas na imagem do cometa Hale-Bopp à direita, tirada por Malcom Ellis na Inglaterra.

Cinturão Kuiper

O cinturão de Kuiper é uma região entre cerca de 30 e 50 UA do Sol no plano da eclíptica. Acredita-se que é onde a maioria dos objetos transnetunianos estão, incluindo Plutão e vários outros planetas anões recentemente descobertos. Também é considerada a origem de muitos dos cometas de curto período do sistema solar & # x27s. Existem vários tipos de objetos do cinturão de Kuiper, ou KBOs. Os KBOs clássicos orbitam entre 30 e 50 UA do Sol com a maioria entre 42 e 48 UA. Eles tendem a ter inclinações orbitais de menos de 30 °. Outro tipo de KBO são chamados de KBOs dispersos, que têm excentricidades orbitais muito maiores. Eles provavelmente se moveram para essas órbitas irregulares como resultado de interações gravitacionais com gigantes gasosos, especialmente Netuno. Eles são considerados uma fonte de cometas de curto período. O último tipo de KBO é chamado de KBOs ressonantes porque esses objetos estão em órbitas de ressonância com Netuno. Muitos estão em ressonância orbital 3: 2 com Netuno, enquanto outros estão em 4: 3, 5: 3 ou 2: 1. Essas ressonâncias orbitais são órbitas relativamente estáveis ​​e evitam que os objetos sejam empurrados para fora da órbita pela gravidade de Netuno e # x27s. KBOs em uma ressonância 3: 2 são chamados de plutinos, em homenagem a Plutão.

Nuvem de Oort

A nuvem de Oort nunca foi observada, mas é considerada uma distribuição esférica de objetos gelados como cometas orbitando nosso Sol a distâncias entre 3.000 e 100.000 UA. Também se acredita ser a origem de muitos dos cometas de longo período do sistema solar. Os objetos na nuvem de Oort provavelmente se formaram mais perto do Sol, em torno das órbitas atuais de Urano e Netuno, e foram então empurrados para suas posições atuais por interações gravitacionais com os planetas. Os astrônomos teorizam que existem aproximadamente 10 12 a 10 13 membros da nuvem de Oort com uma massa total de cerca de 100 massas terrestres. Os objetos dentro do cinturão de Kuiper são afetados pela gravitação dos planetas. Mais adiante, está uma região da nuvem de Oort de 50-2000 UA, onde os objetos não são afetados pelos planetas. De 2.000-15.000 UA, os objetos na nuvem são afetados pelas forças das marés galácticas, e na nuvem externa de Oort, de 15.000-100.000 UA, os objetos são afetados pela gravidade de outras estrelas. Fora da nuvem de Oort, a gravitação do Sol & # x27s não é forte o suficiente para manter os objetos em órbita.


Conteúdo

A necessidade de Nuvem Hills A hipótese está intimamente ligada à dinâmica da nuvem de Oort: os cometas da nuvem de Oort são continuamente perturbados em seu ambiente. Uma fração não desprezível deixa o Sistema Solar, ou cai no sistema interno, onde evapora, ou cai no Sol ou em gigantes gasosos. Conseqüentemente, a nuvem de Oort deveria ter se esgotado há muito tempo, mas ainda está bem abastecida de cometas.

A hipótese da nuvem Hills aborda a persistência da nuvem Oort postulando uma região interior de Oort densamente povoada - a "nuvem Hills". Os objetos ejetados da nuvem Hills provavelmente acabarão na região clássica da nuvem de Oort, mantendo a nuvem de Oort. [4] É provável que a nuvem Hills tenha a maior concentração de cometas em todo o Sistema Solar.

A existência da nuvem Hills é plausível, uma vez que muitos corpos já foram encontrados lá. Deve ser mais densa do que a nuvem de Oort. [5] [6] A interação gravitacional com as estrelas mais próximas e os efeitos das marés da galáxia deram órbitas circulares aos cometas na nuvem de Oort, o que pode não ser o caso dos cometas na nuvem de Hills. A massa total da nuvem Hills é desconhecida, alguns cientistas acham que seria muito mais massiva do que a nuvem externa de Oort.

Editar modelo original da nuvem Oort

Entre 1932 e 1981, os astrônomos acreditavam que a nuvem de Oort proposta por Ernst Öpik e Jan Oort e o cinturão de Kuiper eram as únicas reservas de cometas no Sistema Solar.

Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik formulou a hipótese de que os cometas estavam enraizados em uma nuvem orbitando os limites externos do Sistema Solar. [7] Em 1950, essa ideia foi reavivada independentemente pelo astrônomo holandês Jan Oort para explicar uma aparente contradição: os cometas são destruídos após várias passagens pelo Sistema Solar interno, portanto, se algum tivesse existido por vários bilhões de anos (desde o início do Sistema Solar System), nada mais poderia ser observado agora. [8]

Oort selecionou 46 cometas para seu estudo que foram melhor observados entre 1850 e 1952. A distribuição do recíproco dos semi-eixos maiores apresentou uma frequência máxima que sugeria a existência de um reservatório de cometas entre 40.000 e 150.000 UA (0,6 e 2,4 anos) ) longe. Este reservatório, localizado nos limites da esfera de influência do Sol (astrodinâmica), estaria sujeito a distúrbios estelares, com probabilidade de expulsar cometas de nuvens para fora ou impeli-los para dentro.

Na década de 1980, os astrônomos perceberam que a nuvem principal poderia ter uma seção interna que começaria a cerca de 3.000 UA do Sol e continuaria até a nuvem clássica a 20.000 UA. A maioria das estimativas coloca a população da nuvem Hills em cerca de 20 trilhões (cerca de cinco a dez vezes a da nuvem externa), embora o número possa ser dez vezes maior do que isso. [9]

O modelo principal de uma "nuvem interna" foi proposto em 1981 pelo astrônomo Jack G. Hills, do Laboratório de Los Alamos, que deu o nome à região. Ele calculou que a passagem de uma estrela perto do Sistema Solar poderia ter causado extinções na Terra, desencadeando uma "chuva de cometas".

Sua pesquisa sugeriu que as órbitas da maioria dos cometas de nuvem têm um semi-eixo maior de 10.000 UA, muito mais perto do Sol do que a distância proposta para a nuvem de Oort. [5] Além disso, a influência das estrelas circundantes e da maré galáctica deveria ter enviado os cometas da nuvem de Oort para mais perto do Sol ou para fora do Sistema Solar. Para dar conta dessas questões, Hills propôs a presença de uma nuvem interna, que teria dezenas ou centenas de vezes mais núcleos de cometas do que o halo externo. [5] Assim, seria uma possível fonte de novos cometas para reabastecer a tênue nuvem externa.

Nos anos seguintes, outros astrônomos procuraram a nuvem Hills e estudaram cometas de longo período. Esse foi o caso de Sidney van den Bergh e Mark E. Bailey, que sugeriram a estrutura da nuvem Hills em 1982 e 1983, respectivamente. [10] Em 1986, Bailey afirmou que a maioria dos cometas no Sistema Solar não estavam localizados na área da nuvem de Oort, mas mais perto e em uma nuvem interna, com uma órbita com um semi-eixo maior de 5.000 UA. [10] A pesquisa foi expandida por estudos de Victor Clube e Bill Napier (1987), e por R. B. Stothers (1988). [10]

No entanto, a nuvem Hills ganhou grande interesse em 1991, [11] quando os cientistas retomaram a teoria de Hills. [uma]

Estrutura e composição Editar

Os cometas da nuvem de Oort são constantemente perturbados por seus arredores e objetos distantes. Um número significativo sai do Sistema Solar ou vai muito mais perto do Sol. A nuvem de Oort deveria, portanto, ter se quebrado há muito tempo, mas ainda permanece intacta. A proposta da nuvem Hills poderia fornecer uma explicação J. G. Hills e outros cientistas sugerem que ela poderia reabastecer os cometas na nuvem externa de Oort. [12]

Também é provável que a nuvem Hills seja a maior concentração de cometas em todo o Sistema Solar. [10] A nuvem Hills deve ser muito mais densa do que a nuvem externa de Oort: se existe, tem algo entre 5.000 e 20.000 UA de tamanho. Em contraste, a nuvem de Oort tem um tamanho entre 20.000 e 50.000 UA (0,3 e 0,8 ano). [13]

A massa da nuvem Hills não é conhecida. Alguns cientistas acreditam que ela pode ter uma massa cinco vezes maior do que a nuvem de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que a massa da nuvem Hills seja de 13,8 massas terrestres, se a maioria dos corpos estiver localizada a 10.000 UA. [10]

Se as análises dos cometas são representativas do todo, a grande maioria dos objetos de nuvem de Hills consiste em vários gelos, como água, metano, etano, monóxido de carbono e cianeto de hidrogênio. [14] No entanto, a descoberta do objeto 1996 PW, um asteróide em uma órbita típica de um cometa de longo período, sugere que a nuvem também pode conter objetos rochosos. [15]

A análise de carbono e as razões isotópicas de nitrogênio, primeiro nos cometas das famílias da nuvem de Oort e os outros no corpo da área de Júpiter, mostram pouca diferença entre os dois, apesar de suas áreas distintamente remotas. Isso sugere que ambos vêm de um disco protoplanetário, [16] uma conclusão também apoiada por estudos de tamanhos de nuvens de cometas e o recente estudo de impacto do cometa Tempel 1. [17]

Edição de Formação

Muitos cientistas pensam que a nuvem Hills se formou a partir de um encontro próximo (800 UA) entre o Sol e outra estrela nos primeiros 800 milhões de anos do Sistema Solar, o que poderia explicar a órbita excêntrica de 90377 Sedna, que não deveria estar onde está , não sendo influenciado por Júpiter nem por Netuno, nem pelos efeitos das marés. [18] Então, é possível que a nuvem Hills seja "mais jovem" do que a nuvem Oort. Mas apenas Sedna suporta essas irregularidades para 2000 OO67 e 2006 SQ372 esta teoria não é necessária, porque ambos orbitam próximos aos gigantes gasosos do Sistema Solar.

Corpos na nuvem Hills são feitos principalmente de gelo de água, metano e amônia. Os astrônomos suspeitam que muitos cometas de longo período se originam da nuvem Hills, como o cometa Hyakutake.

Em seu artigo anunciando a descoberta de Sedna, Mike Brown e seus colegas afirmaram que observaram o primeiro objeto de nuvem de Oort. Eles observaram que, ao contrário de objetos de disco espalhados como Eris, o periélio de Sedna (76 UA) era muito remoto para a influência gravitacional de Netuno ter desempenhado um papel em sua evolução. [19] Os autores consideraram Sedna como um "objeto de nuvem interna de Oort", localizado ao longo da eclíptica e colocado entre o cinturão de Kuiper e a parte mais esférica da nuvem de Oort. [20] [21] No entanto, Sedna está muito mais perto do Sol do que o esperado para objetos na nuvem Hills e sua inclinação é próxima à dos planetas e do cinturão de Kuiper.

Um mistério considerável envolve o KV 42 de 2008, com sua órbita retrógrada que pode fazer com que se origine da nuvem Hills ou talvez da nuvem Oort. [22] O mesmo vale para damocloids, cujas origens são duvidosas, como o homônimo para esta categoria, 5335 Damocles.

Cometas Editar

Os astrônomos suspeitam que vários cometas vêm da mesma região da nuvem Hills em particular, eles se concentram naqueles com afélios maiores que 1.000 UA (que são, portanto, de uma região mais distante do que o cinturão de Kuiper), mas menos que 10.000 UA (ou seriam caso contrário, estar muito perto da nuvem de Oort externa).

Alguns cometas famosos alcançam grandes distâncias e são candidatos a objetos de nuvem Hills. Por exemplo, o cometa Lovejoy, descoberto em 15 de março de 2007 pelo astrônomo australiano Terry Lovejoy, tinha uma distância afélio de entrada de cerca de 1.800 UA. O cometa Hyakutake, descoberto em 1996 pelo astrônomo amador Yuji Hyakutake, tem um afélio de saída de 3.500 UA. O cometa McNaught, descoberto em 7 de agosto de 2006 na Austrália por Robert H. McNaught, tornou-se um dos cometas mais brilhantes das últimas décadas, com um afélio de 4.100 UA. O cometa Machholz, descoberto em 27 de agosto de 2004 pelo astrônomo amador Donald Machholz, veio de cerca de 5.000 UA.

Sedna, a primeira candidata Edit

Sedna é um planeta menor descoberto por Michael E. Brown, Chad Trujillo e David L. Rabinowitz em 14 de novembro de 2003. Medidas espectroscópicas mostram que sua composição de superfície é semelhante à de outros objetos transnetunianos: É composto principalmente de uma mistura de gelados de água, metano e nitrogênio com tholins. Sua superfície é uma das mais avermelhadas do Sistema Solar.

Esta pode ser a primeira detecção de um objeto de nuvem Hills, dependendo da definição usada. A área da nuvem Hills é definida como qualquer objeto com órbitas medindo entre 1.500 e 10.000 UA. [ citação necessária ]

Sedna está, no entanto, muito mais perto do que a suposta distância da nuvem Hills. O planetóide descoberto a uma distância de cerca de 13 bilhões de quilômetros (87 UA) do Sol, viaja em uma órbita elíptica de 11.400 anos com um ponto de periélio de apenas 76 UA do Sol durante sua aproximação mais próxima (a próxima a ocorrer em 2076) , e viaja para 936 UA em seu ponto mais distante.

No entanto, Sedna não é considerado um objeto do cinturão de Kuiper, porque sua órbita não o leva para a região do cinturão de Kuiper a 50 UA. Sedna é um "objeto destacado" e, portanto, não está em ressonância com Netuno.

VP 2012113 Editar

O objeto transnetuniano 2012 VP 113 foi anunciado em 26 de março de 2014 e tem uma órbita semelhante a Sedna com um ponto do periélio significativamente separado de Netuno. Sua órbita está entre 80 e 400 UA do sol.


Conteúdo

A necessidade de Nuvem Hills A hipótese está intimamente ligada à dinâmica da nuvem de Oort: os cometas da nuvem de Oort são continuamente perturbados em seu ambiente. Uma fração não desprezível deixa o Sistema Solar, ou cai no sistema interno, onde evapora, ou cai no Sol ou em gigantes gasosos. Conseqüentemente, a nuvem de Oort deveria ter se esgotado há muito tempo, mas ainda está bem abastecida de cometas.

A hipótese da nuvem Hills aborda a persistência da nuvem Oort postulando uma região interior de Oort densamente povoada - a "nuvem Hills". Os objetos ejetados da nuvem Hills provavelmente acabarão na região clássica da nuvem de Oort, mantendo a nuvem de Oort. [4] É provável que a nuvem Hills tenha a maior concentração de cometas em todo o Sistema Solar.

A existência da nuvem Hills é plausível, uma vez que muitos corpos já foram encontrados lá. Deve ser mais densa do que a nuvem de Oort. [5] [6] A interação gravitacional com as estrelas mais próximas e os efeitos das marés da galáxia deram órbitas circulares aos cometas na nuvem de Oort, o que pode não ser o caso dos cometas na nuvem de Hills. A massa total da nuvem Hills é desconhecida, alguns cientistas acham que seria muito mais massiva do que a nuvem externa de Oort.

Edição do modelo original da nuvem Oort

Entre 1932 e 1981, os astrônomos acreditavam que a nuvem de Oort proposta por Ernst Öpik e Jan Oort e o cinturão de Kuiper eram as únicas reservas de cometas no Sistema Solar.

Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik formulou a hipótese de que os cometas estavam enraizados em uma nuvem orbitando os limites externos do Sistema Solar. [7] Em 1950, essa ideia foi reavivada independentemente pelo astrônomo holandês Jan Oort para explicar uma aparente contradição: os cometas são destruídos após várias passagens pelo Sistema Solar interno, portanto, se algum tivesse existido por vários bilhões de anos (desde o início do Sistema Solar System), nada mais poderia ser observado agora. [8]

Oort selecionou 46 cometas para seu estudo que foram melhor observados entre 1850 e 1952. A distribuição do recíproco dos semi-eixos maiores mostrou uma frequência máxima que sugeria a existência de um reservatório de cometas entre 40.000 e 150.000 UA (0,6 e 2,4 anos) ) longe. Este reservatório, localizado nos limites da esfera de influência do Sol (astrodinâmica), estaria sujeito a distúrbios estelares, com probabilidade de expulsar cometas de nuvens para fora ou impeli-los para dentro.

Na década de 1980, os astrônomos perceberam que a nuvem principal poderia ter uma seção interna que começaria a cerca de 3.000 UA do Sol e continuaria até a nuvem clássica a 20.000 UA. A maioria das estimativas coloca a população da nuvem Hills em cerca de 20 trilhões (cerca de cinco a dez vezes a da nuvem externa), embora o número possa ser dez vezes maior do que isso. [9]

O modelo principal de uma "nuvem interna" foi proposto em 1981 pelo astrônomo Jack G. Hills, do Laboratório de Los Alamos, que deu o nome à região. Ele calculou que a passagem de uma estrela perto do Sistema Solar poderia ter causado extinções na Terra, desencadeando uma "chuva de cometas".

Sua pesquisa sugeriu que as órbitas da maioria dos cometas de nuvem têm um semieixo maior de 10.000 UA, muito mais próximo do Sol do que a distância proposta para a nuvem de Oort. [5] Além disso, a influência das estrelas circundantes e da maré galáctica deveria ter enviado os cometas da nuvem de Oort para mais perto do Sol ou para fora do Sistema Solar. Para dar conta dessas questões, Hills propôs a presença de uma nuvem interna, que teria dezenas ou centenas de vezes mais núcleos de cometas do que o halo externo. [5] Assim, seria uma possível fonte de novos cometas para reabastecer a tênue nuvem externa.

Nos anos seguintes, outros astrônomos procuraram a nuvem Hills e estudaram cometas de longo período. Esse foi o caso de Sidney van den Bergh e Mark E. Bailey, que sugeriram a estrutura da nuvem Hills em 1982 e 1983, respectivamente. [10] Em 1986, Bailey afirmou que a maioria dos cometas no Sistema Solar não estavam localizados na área da nuvem de Oort, mas mais perto e em uma nuvem interna, com uma órbita com um semi-eixo maior de 5.000 UA. [10] A pesquisa foi expandida por estudos de Victor Clube e Bill Napier (1987), e por R. B. Stothers (1988). [10]

No entanto, a nuvem Hills ganhou grande interesse em 1991, [11] quando os cientistas retomaram a teoria de Hills. [uma]

Estrutura e composição Editar

Os cometas da nuvem de Oort são constantemente perturbados por seus arredores e objetos distantes. Um número significativo deixa o Sistema Solar ou vai muito mais perto do Sol. A nuvem de Oort deveria, portanto, ter se quebrado há muito tempo, mas ainda permanece intacta. A proposta da nuvem Hills poderia fornecer uma explicação J. G. Hills e outros cientistas sugerem que ela poderia reabastecer os cometas na nuvem externa de Oort. [12]

Também é provável que a nuvem Hills seja a maior concentração de cometas em todo o Sistema Solar. [10] A nuvem Hills deve ser muito mais densa do que a nuvem externa de Oort: se existe, tem algo entre 5.000 e 20.000 UA de tamanho. Em contraste, a nuvem de Oort tem um tamanho entre 20.000 e 50.000 UA (0,3 e 0,8 ano). [13]

A massa da nuvem Hills não é conhecida. Alguns cientistas acreditam que ela pode ser cinco vezes mais massiva do que a nuvem de Oort. [3] Mark E. Bailey estima que a massa da nuvem Hills seja de 13,8 massas terrestres, se a maioria dos corpos estiver localizada a 10.000 UA. [10]

Se as análises dos cometas forem representativas do todo, a grande maioria dos objetos de nuvem Hills consiste em vários gelos, como água, metano, etano, monóxido de carbono e cianeto de hidrogênio. [14] No entanto, a descoberta do objeto 1996 PW, um asteróide em uma órbita típica de um cometa de longo período, sugere que a nuvem também pode conter objetos rochosos. [15]

A análise de carbono e as razões isotópicas de nitrogênio, primeiro nos cometas das famílias da nuvem de Oort e os outros no corpo da área de Júpiter, mostram pouca diferença entre os dois, apesar de suas áreas distintamente remotas. Isso sugere que ambos vêm de um disco protoplanetário, [16] uma conclusão também apoiada por estudos de tamanhos de nuvens de cometas e o recente estudo de impacto do cometa Tempel 1. [17]

Edição de Formação

Muitos cientistas pensam que a nuvem Hills se formou a partir de um encontro próximo (800 UA) entre o Sol e outra estrela nos primeiros 800 milhões de anos do Sistema Solar, o que poderia explicar a órbita excêntrica de 90377 Sedna, que não deveria estar onde está , não sendo influenciado por Júpiter nem por Netuno, nem pelos efeitos das marés. [18] É então possível que a nuvem Hills seja "mais jovem" do que a nuvem Oort. Mas apenas Sedna suporta essas irregularidades para 2000 OO67 e 2006 SQ372 essa teoria não é necessária, pois ambos orbitam próximos aos gigantes gasosos do Sistema Solar.

Corpos na nuvem Hills são feitos principalmente de gelo de água, metano e amônia. Os astrônomos suspeitam que muitos cometas de longo período se originam da nuvem Hills, como o cometa Hyakutake.

Em seu artigo anunciando a descoberta de Sedna, Mike Brown e seus colegas afirmaram que observaram o primeiro objeto de nuvem de Oort. Eles observaram que, ao contrário de objetos de disco dispersos como Eris, o periélio de Sedna (76 UA) era muito remoto para a influência gravitacional de Netuno ter desempenhado um papel em sua evolução. [19] The authors regarded Sedna as an "inner Oort cloud object", located along the Ecliptic and placed between the Kuiper belt and the more spherical part of the Oort cloud. [20] [21] However, Sedna is much closer to the Sun than expected for objects in the Hills cloud and its inclination is close to that of the planets and the Kuiper belt.

Considerable mystery surrounds 2008 KV 42 , with its retrograde orbit that could make it originate from the Hills cloud or perhaps the Oort cloud. [22] The same goes for damocloids, whose origins are doubtful, such as the namesake for this category, 5335 Damocles.

Comets Edit

Astronomers suspect that several comets come from the same region as the Hills cloud in particular, they focus on those with aphelia greater than 1,000 AU (which are thus from a farther region than the Kuiper belt), but less than 10,000 AU (or they would otherwise be too close to the outer Oort cloud).

Some famous comets reach great distances and are candidates for Hills cloud objects. For example, Comet Lovejoy, discovered on 15 March 2007 by Australian astronomer Terry Lovejoy, had an inbound aphelion distance of around 1,800 AU. Comet Hyakutake, discovered in 1996 by amateur astronomer Yuji Hyakutake, has an outbound aphelion of 3,500 AU. Comet McNaught, discovered on 7 August 2006 in Australia by Robert H. McNaught, became one of the brightest comets of recent decades, with an aphelion of 4,100 AU. Comet Machholz, discovered on 27 August 2004 by amateur astronomer Donald Machholz, came from about 5,000 AU.

Sedna, the first candidate Edit

Sedna is a minor planet discovered by Michael E. Brown, Chad Trujillo and David L. Rabinowitz on 14 November 2003. Spectroscopic measures show that its surface composition is similar to that of other trans-Neptunian objects: It is mainly composed of a mixture of water ices, methane, and nitrogen with tholins. Its surface is one of the reddest in the Solar System.

This may be the first detection of a Hills cloud object, depending on the definition used. The area of the Hills cloud is defined as any objects with orbits measuring between 1,500 and 10,000 AU. [ citação necessária ]

Sedna is, however, much closer than the supposed distance of the Hills cloud. The planetoid discovered at a distance of about 13 billion kilometres (87 AU) from the Sun, travels in an elliptical orbit of 11,400 years with a perihelion point of only 76 AU from the Sun during its closest approach (the next to occur in 2076), and travels out to 936 AU at its farthest point.

However, Sedna is not considered a Kuiper belt object, because its orbit does not bring it into the region of the Kuiper belt at 50 AU. Sedna is a "detached object", and thus is not in a resonance with Neptune.

2012 VP113 Edit

Trans-Neptunian object 2012 VP 113 was announced on 26 March 2014 and has a similar orbit to Sedna with a perihelion point significantly detached from Neptune. Its orbit lies between 80 and 400 AU from the Sun.


Colonizing the Kuiper Belt and Oort Cloud

outer-solar system which extends beyond the orbits of Neptune and Pluto. This asteroid belt will play a crucial role in terraforming Mars. As discussed in the lesson on Terraforming and Colonizing Mars, these asteroids are rich in powerful greenhouse gasses such as ammonia and methane. By redirecting the paths of these worlds towards Mars, we could hurl them into Mars' atmosphere. Either we could maneuver these iceteroids into a stable orbit around Mars and allow Mars' atmosphere to heat them up until they disintegrate releasing gaseous ammonia and methane into the atmosphere, or we could hurl them directly towards Mars and as they made a direct impact with Mars' surface the heat generated by such collisions would be so stupendous that the iceteroids initially frozen ammonia and methane would get outgassed into the atmosphere. But these icy bodies also contain large amounts of frozen water. By the time our remote descendants have reached the Kuiper belt, humanities progress in terraforming Mars would have increased the planet's average temperature above the melting point of water. Thus, once these iceteroids impacted Mars'

A size comparison of the Kuiper belt and outer solar system to the Oort Cloud.

surface, the frozen water would vaporize and subsequently condense to form massive bodies of liquid water. O soletta (a system of three orbital mirrors in Mars' orbit which, in the article on Terraforming and Colonizing Mars, we assumed was constructed sometime during the 21st century) had beamed on the order of ten terrawatts of solar energy onto the Martian surface to carve extensive canal systems all across Mars' surface, similar to how this device was used in the novel Green Mars. And also, as robotic explorers have confirmed, Mars once had running streams and rivers of liquid water on its surface. After Mars somehow lost its magnetosphere and its atmosphere and liquid water oceans were stripped away by the Sun's solar winds, the relics of these ancient rivers where water once ran still remain. The water contained in these iceteroids would fill all of these canals and ancient water streams and cover Mars with vast oceans, lakes, and rivers of liquid water.

Artist's depiction of Fesenkov Crater on Mars filled with liquid water.

Reasons for going to the Kuiper belt and Oort Cloud

One might ask: since the inner-asteroid belt is right next to Mars and all of those asteroids also contain ammonia, methane and water, why not hurl some of those asteroids towards Mars instead? Since the asteroids within the inner-asteroid belt are so close to the Sun, they must travel at enormous speeds of tens of thousands of kilometers per second to remain in orbit around the Sun. In order to change their momentum (by an amount (Δvec

)) in a direction towards Mars, an enormous force (sum>) (and, hence, an enormous power output) must be exerted on these asteroids in order to move them to Mars. Since the iceteroids in the Kuiper belt are very far away from the Sun, they only need to move at a speed of (300km/s) to stay in orbit around the Sun. Thus, much less power and energy would be required to change their momentum in a direction towards Mars. But this isn't the only reason why it would be much easier to move an asteroid from the Kuiper belt towards Mars than from the inner-asteroid belt towards Mars instead. The second reason why we would use the iceteroids from the Kuiper belt to help us in the project of terraforming Mars is because of gravity assists. By sending these iceteroids on a path towards any one of the gas giants (Jupiter, Saturn, Uranus, or Neptune), one of those gas giants could "sling shot" the iceteroid with its gravity towards Mars.

Terraforming Mars isn't the only reason why our descendants would be interested in going to the Kuiper belt. As we discussed in the lesson, Colonizing the Asteroids and Comets of our Solar System, and as popularized by the legendary scientist Carl Sagan in his book, Pale Blue Dot, these asteroids could be used as homesteads and spaceships. This could be accomplished by hollowing out such an asteroid and using its materials to construct a rotating cylindrical habitat inside of the asteroid. This cylindrical habitat would rotate at just the right speed to produce centrifugal forces everywhere along the cylinder's interior which emulates Earth's gravity. Humans would live along the inner-surface of such a cylinder. In the aforementioned lesson that we covered previously, we discussed one way of using such an asteroid as a spaceship. Essentially, we could just spit out asteroidal materials at very high speeds giving the asteroid a thrust which would allow one to use the asteroid as a spacecraft. But we'll assume that by time humans have had ventured to the Kuiper belt, they will have had developed nuclear fusion. We believe that the iceteroids in the Kuiper belt will have deuterium for nuclear reactions. But for long interstellar voyages, humans would likely harvest the vast reservoirs of helium-3 ((H_3)) from Neptune's atmosphere (see top image below) or possibily from Uranus's atmosphere as well (see bottom image below) and then use that and the indigenous asteroidal deuterium to fuel their nuclear powered, rocky/icy spaceships.

Artist’s depiction of Neptune’s (above image) and Uranus’s (below image) atmosphere being harvested for resources such as nitrogen.

After the Kuiper belt, humanities next likely destination would be the Oort Cloud. The Oort Cloud is a vast array of trillions of icy comets which form a great spherical swarm around the Sun. The Kuiper belt ends at about 10,000 astronomical units (AUs) away from the Sun—this is also where the realm of the Oort cloud begins. The outer limits of the Oort Cloud extends to a distance of about 100,000 AUs away from the Sun. This outer limit of the Oort Cloud is roughly half the distance to the nearest stars which is the Alpha Centuari star system. As the famous physicist Freeman Dyson once said, since the comets in the Oort Cloud contain all the ingredients necessary to support life, this comet cloud would be a good way point between the stars. According to the engineer Robert Zubrin and as long ago envisioned by Carl Sagan, we humans will eventually build settlements and homesteads in both the Kuiper Belt and the Oort cloud. And after colonizing the Oort Cloud, the next destination could possibly be a rocky Earth-like planet named Proxima B in the Alpha Centuari star system.


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Now that we’re done with the planets, asteroid belt, and comets, we’re heading to the outskirts of the solar system. Out past Neptune are vast reservoirs of icy bodies that can become comets if they get poked into the inner solar system. The Kuiper Belt is a donut shape aligned with the plane of the solar system the scattered disk is more eccentric and is the source of short period comets and the Oort Cloud which surrounds the solar system out to great distances is the source of long-period comets. These bodies all probably formed closer into the Sun, and got flung out to the solar system’s suburbs by gravitational interactions with the outer planets.

Table of Contents
Icy Bodies That Can Become Comets 0:27
The Kuiper Belt is a Donut Shape Aligned With the Plane of the Solar System 2:57
The Scattered Disk is More Eccentric and the Source of Short Period Comets 4:26
Oort Cloud Surrounds Our Solar System and is the Source of Long-Period Comets 4:04
These Bodies Probably Formed Near the Sun and Dispersed Through Gravitational Interactions 5:41

PHOTOS/VIDEOS
HD Long Exposure Star Timelapse https://vimeo.com/34172172 [credit: Jeffrey Beach, Beachfront B-Roll]
Fine Structure in the Comet’s Jets http://blogs.esa.int/rosetta/2015/01/16/fine-structure-in-the-comets-jets/ http://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanetary_disk#mediaviewer/File:Artist%E2%80%99s_Impression_of_a_Baby_Star_Still_Surrounded_by_a_Protoplanetary_Disc.jpg [credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA]
Artist's impression of a protoplanetary disk. [credit: ESO/L. Calçada - ESO]
Creating Gas Giants http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11541 [credit: NASA's Goddard Space Flight Center]
What is a Sungrazing Comet? http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11307 [credit: NASA's Goddard Space Flight Center]
Pluto/Neptune Orbit http://www2.jpl.nasa.gov/files/images/browse/plutoneptune.gif [credit: NASA]
1992 QB1 http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/gallery/1992_QB14.jpg [credit: ESO]
Eris http://apod.nasa.gov/apod/ap060918.html [credit: W. M. Keck Observatory]
Moons of Pluto http://en.wikipedia.org/wiki/Kerberos_(moon)#/media/File:Moons_of_Pluto.png [credit: NASA, ESA, and M. Showalter (SETI institute)]
New Horizons Approach http://pluto.jhuapl.edu/common/content/animations/New-Horizons-Voyage-to-Pluto/ApproachingPluto1280.mp4 [credit: JHUAPL]
Moon http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a000000/a003800/a003894/phase04_full.jpg [credit: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio]
Pluto http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?Category=Planets&IM_ID=20073 [credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute]
Sedna’s Orbit http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sedna-PIA05569-crop.jpg [credit: NASA]
Artist’s Conception of Kuiper Belt http://en.wikipedia.org/wiki/File:14-281-KuiperBeltObject-ArtistsConcept-20141015.jpg [credit: NASA, Wikimedia Commons]
Kuiper Belt World (video) http://planetquest.jpl.nasa.gov/video/41 [credit: NASA Kepler Mission/Dana Berry]
Pluto Discovery Plates http://azmemory.azlibrary.gov/cdm/singleitem/collection/loaselect/id/25/rec/1 [credit: Clyde Tombaugh, Lowell Observatory]

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Órbitas

An orbit is a form of circular motion. In circular motion an object must have:

  1. A forward velocity at a tangent to the circular path
  2. An inwardly directed force to pull it into the circular path, this is known as the centripetal force.

In the case of an orbiting object, like a planet, moon or satellite, the centripetal force is gravity.

A stable orbit is achieved when the forward velocity balances the gravitational pull. Too slow and the orbit decays and the object falls towards the planet or sun. Too fast and it flies off into space.

As gravity decreases with distance, so does the orbital speed required for a stable orbit. Spy satellites orbiting at 450 km move much faster than a telecommunications satellite at 35,800 km. At this altitude, a satellite has an orbital speed that means it orbits at a rate of 1 orbit every 24 hours. To us on earth it appears to be stationary, they are known as Geostationary orbits.

In a stable circular orbit, the object is accelerating, even if its speed is constant. Velocity and acceleration are vectors. This means that to fully describe them you need to state both magnitude and directions. Therefore, an object in orbit is constantly changing direction and so is changing its velocity. A change in velocity over time is the definition of acceleration.

[You feel this effect when you take a corner a little to fast, you feel the acceleration and force].

The forward velocity of the Earth balances the gravitational pull of the sun, so we remain in a stable orbit.

Comets have an elliptical orbit, in this situation, the sun acts to accelerate and decelerate the comet as it moves towards and away from the sun. When the comet is close to the sun it accelerates towards it, this acceleration slingshots it around the sun and sends it back out into the solar system. As it moves away from the sun the gravitational pull slows it down an eventually pulls it back towards the sun for the process to happen again.


Edumacation 101

As the science of optics continues to advance, the scientific community is able to probe further and further into the universe. They are able to identify and classify celestial bodies that have previously been undetectable. One such organization of celestial bodies is the Kuiper belt.

The Kuiper belt is a disk shaped region of icy debris about 30-50 AU from the Sun, which is outside the orbit of Neptune. It is similar in organization to the asteroid belt although it is far larger being 20 times as wide and 20-200 times as massive. Although similar in organization, the make up of the individual bodies is markedly different. The asteroid belt is similar to terrestrial planets being made mostly of rock and metal while the Kuiper Belt Objects (KBOs) share a similarity with the Jovian planets being made principally of frozen volatiles such as methane, ammonia, and water. The Kuiper belt is also the home of the dwarf planets Pluto, Haumea, and Makemake.

The existence of objects beyond the Neptunian orbit was first theorized in 1930 by Frederick C. Leonard soon after Pluto’s discovery. The theory continued to evolve over the next 60 years. Ironically, Gerald Kuiper, influential astronomer of the 20th century, whom the belt is named for, believed that such a disc of astronomical bodies may have formed early in the Solar System’s early evolution, but that the belt did not exist today. In 1992, an object in the belt was discovered by astronomer David Jewett. Six months later, Jewett’s team discovered a second trans-Neptunian object (TNO). The number of identified KBOs has increased to over a thousand and more than 70,000 KBOs are believed to exist within the belt.

The Kuiper belt is not the only believed source of TNOs. Another organized structure of astronomical bodies has been theorized to exist called the Oort cloud, named for Jan Oort who originally theorized its existence in 1950. Light is so scarce in the far reaches of the proposed solar system that it is extremely difficult to identify the existence the cloud. The main evidence for the belt is the passage of long-period comets that pass through the inner solar system only once. The Oort cloud is home to astronomical bodies that vary in size from 50km to the size of Pluto. It has been theorized that several there might be larger bodies within the Oort cloud as well.

Celestial bodies within the Kuiper belt and the Oort cloud continue to spur on the study of deep space. As it stands now, no spacecraft has left the bounds of the known solar system, but that is slated to change in 2015. The unmanned craft, New Horizons, will arrive at Pluto in 2015 and begin the exploration of the dwarf planet and its moons as well as exploring further into the Kuiper belt. With the exciting advances in optics and long range study devices such as New Horizons, the understanding of the outlying areas of the solar system will continue to bring further insight into Earth’s small corner of the galaxy and the universe as a whole.


Assista o vídeo: Pluto, Comets, Asteroids, and the Kuiper Belt (Dezembro 2022).