Mostra la font per a Núvol d'Oort

[[Fitxer:Kuiper belt - Oort cloud-ca.svg|miniatura|upright=1.3|Visió artística del '''núvol d'Oort'''. La regió central més densa seria el núvol d'Oort intern. En la imatge ampliada, el [[cinturó de Kuiper]], les òrbites dels planetes i el Sol.]]
{{TNO}}El '''núvol d'Oort''' (pronunciat ['ort] i que porta el nom de l'astrònom [[Neerlandesos|neerlandès]] [[Jan Oort]]), també anomenat '''''núvol d'Öpik-Oort''''', és un [[Hipòtesi|hipotètic]] conjunt en forma esfèrica d'[[planetesimals|objectes sòlids]] [[volàtils|congelats]] al límit més exterior del [[sistema solar]]. Es creu que es troba a una distància d'uns 50.000 [[Unitat astronòmica|unitats astronòmiques]] (7,5 bilions de [[quilòmetre]] o 7,5 x 10<sup>12</sup> km), aproximadament a un [[any llum]] del [[Sol]].<ref name="Morbidelli2006">{{cite arxiv
 |author=Alessandro Morbidelli
 |year=2006
 |title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs of water ammonia and methane.
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0512256
}}</ref><ref>{{ref-web|url=http://www.xtec.cat/~rmolins1/textos/cat/cometa01.htm|consulta=3 maig 2014|títol=Cometes: El núvol d'Oort|editor=xtec.cat}}</ref><ref>{{ref-web|url=http://www.carmemas.cat/diccionari/nuvol-d-oort.htm|consulta=3 maig 2014|títol=Núvol d'Oort|editor=Associació Astronòmica de Valldoreix - Sant Cugat|lloc=Valldoreix - Sant Cugat|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110905114200/http://www.carmemas.cat/diccionari/nuvol-d-oort.htm|arxiudata=5 de setembre 2011}}</ref> Això situa el núvol a gairebé un quart de la distància a [[Pròxima del Centaure]], l'[[estrella]] més propera al Sol. El [[cinturó de Kuiper]] i el [[disc dispers]], les altres dues reserves d'[[objectes transneptunians]], són a menys d'una mil·lèsima part de la distància al núvol d'Oort. El límit exterior del núvol d'Oort defineix el límit [[Cosmografia|cosmogràfic]] del [[sistema solar]] i la regió de [[Dominància orbital|domini gravitatori]] del Sol.<ref name="NASA_SSE_oort">{{ref-web
 |títol=Kuiper Belt & Oort Cloud
 |obra=[http://solarsystem.nasa.gov/index.cfm NASA Solar System Exploration web site]
|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs&Display=OverviewLong
 |editor=[[NASA]]
 |consulta=8-08-2011
 |arxiuurl=https://www.webcitation.org/6H9dgALGe?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs&Display=OverviewLong
 |arxiudata=2013-06-05
}}</ref> Encara que fins ara no s'ha pogut observar directament, en basar-se en observacions de les [[Òrbita|òrbites]] dels cometes coneguts, s'ha estimat que el núvol d'Oort és la font dels cometes de període llarg (els que tenen un [[període orbital]] de més de 200 anys). S'ha calculat estadísticament que pot haver-hi entre un i cent bilions (entre 10<sup>12</sup> i 10¹⁴) de nuclis de cometes en aquesta regió. La interacció [[gravetat|gravitatòria]] de les [[estrella (astronomia)|estrelles]] pròximes desvia els protocometes<ref group="nota">Els ''protocometes'' són cometes en formació.</ref> de les seves òrbites i els envia cap al Sol, on el [[vent solar]] els converteix en vertaders cometes i crea les seves [[Cabellera (astronomia)|comes]].

El núvol d'Oort, presenta dues regions diferenciades: el ''núvol d'Oort exterior'', de forma esfèrica, i el ''núvol d'Oort interior'', també anomenat ''[[núvol de Hills]]'', amb forma de disc. Els objectes del núvol són compostos per substàncies com [[gel]], [[metà]] i [[amoníac]], entre d'altres, i es van crear molt a prop del Sol quan el sistema solar encara estava en les primeres etapes de formació. Posteriorment, van arribar a la posició actual en el núvol d'Oort a causa dels [[gravetat|efectes gravitatoris]] dels [[gegant gasós|planetes gegants]].<ref name="Morbidelli2005">{{ref-web
|url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0512256v1
|títol=Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs
|consulta = 2 de setembre de 2008
|autor = Morbidelli, Alessandro
|data = 2005
}}</ref>

Malgrat que el núvol d'Oort no s'ha observat [[astronomia òptica|directament]] (un cometa en aquestes distàncies és impossible de detectar fins i tot amb els raigs X), els astrònoms creuen que és la font de tots els cometes de període llarg i de tipus [[Cometa de Halley|Halley]],<ref group="nota">Aquells cometes, com el Halley, amb períodes orbitals d'entre 20 i 200 anys i les inclinacions que s'estenen des de zero a més de 90 graus, són anomenats cometes de tipus Halley.</ref> i d'alguns [[Centaure (astronomia)|centaures]] i cometes de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].<ref name="Emelyanenko2007">{{Ref-publicació
| autor = Emel'yanenko, V.V.; Asher, D.J. i Bailey, M.I.
| títol = The fonamental role of the Oort cloud in determining the flux of comets through the planetary system
| any = 2007
| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| volum = 381
| exemplar = 2
| id = p. 779-789
| url = http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x
}}</ref> Els cometes del núvol d'Oort exterior es troben molt poc lligats gravitatòriament al Sol. Això fa que altres cometes, i fins i tot la mateixa [[Via Làctia]], puguin afectar els cometes i provocar que surtin projectats cap al sistema solar interior.<ref name="Morbidelli2005"/> La majoria dels cometes de període curt es van originar en el [[disc dispers]]. Es creu que, així i tot, n'hi ha un gran nombre que tenen l'origen en el núvol d'Oort.<ref name="Morbidelli2005"/><ref name="Emelyanenko2007"/> Tot i que tant el [[cinturó de Kuiper]] com el disc dispers s'han observat, estudiat, i també s'han classificat molts dels seus components, en el núvol d'Oort, a causa de la gran distància, només hi ha evidència de quatre possibles membres: [[(90377) Sedna]], [[2000 CR105|2000 CR<sub>105</sub>]], [[2006 SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]], i [[2008 KV42|2008 KV<sub>42</sub>]], tots aquests en el núvol d'Oort interior.<ref name="Morbidelli2004">{{Ref-publicació
| autor = Morbidelli, A. i Levison H. F.
| títol = Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR<sub>105</sub> and 2003 VB₁₂ (Sedna)
| any = 2004
| publicació = The Astronomical Journal
| volum = 128
| exemplar = 5
| id = p. 2564-2576
| url = http://dx.doi.org/10.1086/424617
}}</ref><ref name="emel2007">{{ref-publicació|autor=V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey
 |any=2007
 |títol=The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system
 |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volum=381 |exemplar=2 |pàgines=779–789
 |bibcode=2007MNRAS.381..779E
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x
}}</ref>
El 26 de març del 2014 es va anunciar el descobriment d'un nou objecte, que seria el segon més gros del núvol després de Sedna, identificat com a {{mpl|2012 VP|113}}.<ref>{{ref-web
|url = http://www.europapress.es/ciencia/noticia-descubren-nuevo-planeta-enano-sistema-solar-20140326191204.html
|títol=Un nuevo planeta enano cambia el mapa del Sistema Solar
|consulta = 27 de març
|any = 2013
|autor = Europa Press
|data = 26/03/2014
}}</ref>

== Hipòtesi ==
El [[1932]], l'astrònom [[Estònia|estonià]] [[Ernst Öpik]] va postular que els cometes de període llarg es van originar en un núvol que orbitava als confins del sistema solar.<ref name="Opik1932">{{Ref-publicació
| autor = Ernst Julius Öpik
| títol = Noti on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits
| any = 1932
| publicació = Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences
| volum = 67
| exemplar = 
| id = p. 169-182
| url = 
}}</ref> El [[1950]], l'astrònom [[Països Baixos|neerlandès]] [[Jan Hendrik Oort|Jan Oort]] va postular la teoria de manera independent per resoldre una [[paradoxa]].<ref name="Oort1950">{{Ref-publicació
| autor = Oort, J. H.
| títol = The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin
| any = 1950
| publicació = Bull. Astron. Inst. Neth.
| volum = 11
| exemplar = 
| id = p. 91-110
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1950ban....11...91O
}}</ref> Les òrbites dels cometes són molt inestables, perquè és la [[dinàmica]] la que dictamina si col·lidiran amb el [[Sol]] o amb qualsevol altre [[planeta]], o si sortiran expulsats del sistema solar a causa de les [[Pertorbació (astronomia)|pertorbacions dels planetes]]. A més, en ser formats en la seva major part per [[gel]] i altres elements volàtils, aquests es van desprenent gradualment a causa de la [[radiació electromagnètica]] fins que el cometa es divideix o adquireix una escorça aïllant que frena la desgasificació. D'aquesta manera, Oort va raonar que els cometes no van poder haver-se format en la seva òrbita actual, i que devien haver romàs durant tota la seva existència en un llunyà dipòsit replet d'aquests cossos celestes, que van caure amb el temps cap al sistema solar i es convertiren en cometes de període llarg.<ref name="Oort1950"/><ref name="Jewitt2002">{{Ref-publicació
| autor = Jewitt, David C.
| títol = From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter
| any = 2002
| publicació = The Astronomical Journal
| volum = 123
| exemplar = 2
| id = p. 1039-1049
| url = http://dx.doi.org/10.1086/338692
}}</ref><ref name="Enciclopedia">{{Ref-llibre
| autor = Harold F. Levison, Luke Donnes
| capítol = Comet Populations and Cometary Dynamics
| títol = Encyclopedia of the Solar System, Second
Edition | any = 2007
| editorial = Academic Press
| id = {{ISBN|0-12-088589-1}}
}}</ref>

Hi ha dos tipus de cometes: els de període curt (també anomenats ''cometes [[eclíptica|eclíptics]]''), que presenten òrbites per sota de les 10 [[unitat astronòmica|ua]], i els de període llarg (cometes gairebé [[isotropia|isòtrops]]), que tenen òrbites de més de 1.000 ua. Oort va investigar els cometes gairebé isòtrops, i va descobrir que la majoria tenien un [[afeli]] (la seva distància més llunyana al Sol) d'uns 20.000 ua i semblaven provenir de totes direccions, la qual cosa enfortia la seva hipòtesi i hi suggeria un dipòsit de forma esfèrica. Els escassos cometes que tenien afelis de 10.000 ua van haver d'haver passat en algun moment molt a prop del sistema solar, influïts per la gravetat dels planetes i, per tant, van fer més petita la seva òrbita.<ref name="Enciclopedia"/>

<center><gallery>
Fitxer:ErnstJuliusOpik.jpg|[[Ernst Öpik]] postulà primer l'existència d'un núvol a l'extern del sistema solar on s'originaven els cometes de període llarg.
Fitxer:JanOort.jpg|[[Jan Oort]] va fer reviure la idea de l'origen dels cometes en aquesta regió on actualment porta el seu nom.
</gallery></center>

=== Formulació de la teoria ===
L'existència del núvol d'Oort va ser inicialment postulada l'any [[1932]] per l'astrònom estonià [[Ernst Öpik]], que va proposar que els [[cometa|cometes]] de període llarg provenien d'un núvol extens de material en les fronteres del [[sistema solar]]. El [[1950]], aquesta idea va ser represa per l'astrònom neerlandès [[Jan Hendrik Oort]] per explicar una aparent paradoxa: sabem que els cometes són destruïts després de diversos passos pròxims al [[Sol]]; si els cometes que avui observem haguessin existit des dels orígens del sistema solar, a hores d'ara ja haurien d'haver sigut tots destruïts. Oort va estudiar les òrbites de 19 cometes, va esbrinar d'on procedien i va descobrir tres característiques notables:

* No s'ha observat cap cometa amb una [[òrbita]] que indiqui que prové de fora del sistema solar, és a dir, de l'[[espai interestel·lar]].
* La màxima distància al Sol ([[afeli]]) dels cometes de període llarg sol ser d'unes 50.000 [[unitat astronòmica|ua]].
* Els cometes poden provenir de qualsevol direcció: no hi ha cap direcció preferent.

Això va portar Oort a postular l'existència d'un núvol de protocometes als límits del sistema solar, a una distància d'entre 50.000 i 150.000 ua. Això és, aproximadament entre 1.000 i 4.000 vegades la distància entre [[(134340) Plutó|Plutó]] i el Sol, entre 1 i 2,5 [[anys llum]] o entre 1/4 i 1/2 de la distància entre el Sol i [[Pròxima del Centaure]], l'[[estrella (astronomia)|estrella]] més propera al Sol. El límit interior del núvol estaria a 25.000 ua, on la interacció de les estrelles pròximes és massa dèbil per haver circularitzat les òrbites dels protocometes. El límit exterior vindria donat per la màxima distància on l'atracció gravitatòria del Sol pot mantenir els objectes lligats sense perdre'ls a causa de l'atracció de les estrelles pròximes, unes 200.000 ua.

Encara que, segons Oort, el nombre d'objectes del núvol seria d'uns 10<sup>11</sup>, les estimacions actuals donen un nombre força més elevat: al voltant dels 10<sup>13</sup> objectes, que es mantenen estables perquè la radiació solar és molt dèbil en aquelles distàncies. Quan una estrella passa relativament a prop del núvol, el camp gravitatori de l'estrella modifica les òrbites d'alguns objectes i els llança cap a l'interior del sistema solar. Així, el núvol proporciona una font contínua de material cometari que reemplaça els cometes destruïts. Actualment, s'estima que la [[massa]] total de cometes al núvol d'Oort podria ser d'unes 40 vegades la massa de la [[Terra]].

Cal remarcar que el núvol d'Oort només seria la font dels cometes de període llarg (P > 200 anys). Es creu que la font dels cometes de període curt (P < 200 anys) seria el [[cinturó de Kuiper]].

== Composició i estructura ==
[[Fitxer:Oort cloud Sedna orbit-ca.svg|miniatura|Esquema que il·lustra la distància a la qual es creu que es troba el '''núvol d'Oort''' respecte a la resta de cossos del [[sistema solar]]. En el sentit de les agulles del rellotge començant a dalt a l'esquerra: el [[sistema solar#sistema solar interior|sistema solar interior]], el [[sistema solar#sistema solar exterior|sistema solar exterior]], l'òrbita de [[(90377) Sedna]] i el límit interior del núvol d'Oort.<ref name="Brown2004">{{Ref-publicació
| autor = Brown, M. E.; Trujillo, C.; Rabinowitz, D.
| títol = Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid
| data = 2004
| publicació = The Astrophysical Journal
| volum = 617
| id = p. 645-649
| url = http://dx.doi.org/10.1086/422095
}}</ref>]]
Es creu que el núvol d'Oort s'estén des de 2.000 o 5.000 ua<ref name="Enciclopedia"/> fins a 50.000 ua<ref name="Morbidelli2005"/> del Sol, encara que algunes fonts en situen el límit entre 100.000 ua i 200.000 ua.<ref name="Enciclopedia"/> El núvol d'Oort es pot dividir en dues regions: el núvol d'Oort exterior (20.000-50.000 ua), de forma esfèrica, i el núvol d'Oort interior (2.000-20.000 ua), que té forma [[Torus (geometria)|toroidal]].

El núvol exterior es troba molt poc lligat al Sol, i és la font de la major part dels cometes de període llarg.<ref name="Morbidelli2005"/> El núvol interior també es coneix com a ''núvol de Hills'', en honor de [[J. G. Hills]], l'astrònom que va proposar la seva existència el [[1981]].<ref name="Hills1981">{{Ref-publicació
| autor = Hills, J. G.
| títol = Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud
| any = 1981
| publicació = Astronomical Journal
| volum = 86
| exemplar = Nov. 1981
| id = p. 1730-1740
| url = http://dx.doi.org/10.1086/113058
}}</ref> Els models prediuen que el núvol interior hauria de tenir desenes o centenars de vegades més cometes que el núvol exterior;<ref name="Hills1981"/><ref name="Levison2001">{{Ref-publicació
| autor = Levison, H. F.; Dons, L. i Duncan M. J.
| títol = The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud
| any = 2001
| publicació = The Astronomical Journal
| volum = 121
| exemplar = 4
| id = p. 2253-2267
| url = http://dx.doi.org/10.1086/319943
}}</ref><ref name="NAS1991">{{Ref-llibre
| cognoms = Slotten
| nom = National Academy of Sciences
| títol = Planetary Sciences: American and Soviet Research/Proceedings from the O.S.-O.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences
| any = 1991
| editorial = National Academies Press
| isbn = 0309043336
| pàgines = 304 págs.
}}</ref> sembla que el [[núvol de Hills]] abasteix de cometes el núvol exterior a mesura que es van esgotant, i explica l'existència del núvol d'Oort després de milers de milions d'anys.<ref name="Fernandez2002">{{Ref-publicació
| autor = Fernández, Julio A.
| títol = The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment
| any = 2002
| publicació = Icarus
| volum = 129
| exemplar = 1
| id = p. 106-119
| url = http://dx.doi.org/10.1006/icar.1997.5754
}}</ref>

Es creu que el núvol d'Oort pot contenir diversos bilions de cometes de més d'1,3 [[quilòmetre]]s de diàmetre i cinc-cents mil milions amb una [[magnitud absoluta]] menor a +10,9 (com menor és el valor, major és la lluentor).<ref name="Morbidelli2005"/><ref group="nota">La [[magnitud absoluta]] és la mesura de la lluentor d'un objecte celeste si es trobés a 10 [[parsec|pcs]] (Parsecs); d'altra banda, la [[magnitud aparent]] mesura la lluentor que s'observa des de la Terra. Com la magnitud absoluta part que tots els cossos es troben a la mateixa distància, es tracta d'una mesura de la lluentor real d'un objecte. Com més brillant sigui un objecte, menor serà el valor de la seva magnitud absoluta.</ref> Malgrat el nombre tan elevat de cometes, cadascun estaria separat en mitjana diverses desenes de milions de quilòmetres pel que fa al cometa més proper.<ref name="Emelyanenko2007"/><ref name="SciAmerican">{{ref-web
|url = http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=products.viewissuepreview&issueid_char=8db2fb44-6b4b-47af-b46b-791a911764d&articleid_char=b294c211-98b8-4374-92ab-158c4866ab1
|títol=The Oort Cloud
|consulta = 1 de setembre
 2008
|autor = Paul R. Weissman
|data = 1998
|obra = Scientific American
|editor= Scientific American, Inc.
| llengua = anglès
}}</ref> La massa del núvol d'Oort no se sap amb certesa, però si es pren el [[cometa de Halley]] com a model de cometa del núvol exterior, s'estima que la massa seria de 3×10<sup>25</sup> quilograms, unes cinc vegades la de la [[Terra]].<ref name="Morbidelli2005"/><ref name="Weissman1983">{{Ref-publicació
| autor = Weissman, P. R.
| títol = The mass of the Oort cloud
| any = 1983
| publicació = Astronomy and Astrophysics
| volum = 118
| exemplar = 1
| id = p. 90-94
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1983a&a...118...90W
}}</ref> Anteriorment, es pensava que la seva massa podria arribar a ser fins a 380 vegades la massa terrestre,<ref name="Buhai">{{ref-web
|url = http://www.tinbergen.nl/buhai/pictures/UCU/Physics_AppliedMathematics/Astrophysics/long_period_comets.pdf
|títol = On the Origin of the Long Period Comets: Competing theories
|consulta = 1 de setembre
 2008
|autor = Buhai, Sebastian
|editor = Utrecht University College
|llengua = anglès
}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref> però la nostra comprensió de la distribució de grandàries dels cometes de període llarg ha reduït les estimacions. Actualment, la massa del núvol d'Oort interior continua sent desconeguda.

Si els cometes que s'han analitzat conformen una estimació dels que es troben al núvol d'Oort, la gran majoria estarien formats per [[gel]], [[metà]], [[età]], [[monòxid de carboni]] i [[àcid cianhídric]].<ref name="Gibb2003">{{Ref-publicació
| autor = Gibb, I. L.; Mumma, M. J.; Russo, N. D.; Di Santi, M. A. i Magee-Sauer, K.
| títol = Methane in Oort cloud comets 
| any = 2003
| publicació = Icarus
| volum = 165
| exemplar = 2
| id = p. 391-406
| url = http://dx.doi.org/10.1016/s0019-1035(03)00201-X
}}</ref> No obstant això, el descobriment de l'[[asteroide]] [[1996 PW]], que té una òrbita més característica d'un cometa de període llarg, suggereix que el núvol també conté objectes rocosos.<ref name="Weissman1997">{{Ref-publicació
| autor = Weissman, Paul R. i Levison, Harold F.
| títol = Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?
| any = 1997
| publicació = The Astrophysical Journal Letters
| volum = 488
| exemplar = 2
| id = p. L133-L136
| url = http://dx.doi.org/10.1086/310940
}}</ref> Les anàlisis dels [[isòtops]] de [[carboni]] i [[nitrogen]] revelen que, amb prou feines, hi ha diferències entre els cometes del núvol d'Oort i els de Júpiter, malgrat les enormes distàncies que els separen. Aquest fet suggereix que tots es van formar en el núvol protosolar, durant la formació del sistema solar.<ref name="Hutsemekers2005">{{Ref-publicació
| autor = Hutsemékers, D.; Manfroid, J.; Jehin, I.; Arpigny, C.; Cochran, A.; Schulz, R.; Stüwe, J. A. i Zucconi J. M.
| títol = Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets
| any = 2005
| publicació = Astronomy & Astrophysics
| volum = 440
| id = p. L21-L24
| url = http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200500160
}}</ref><ref name="Neslusan2000">{{Ref-publicació
| autor = Neslu?an, L.
| títol = The Oort cloud as a remnant of the protosolar nebula
| any = 2000
| publicació = Astronomy and Astrophysics
| volum = 361
| id = p. 369-378
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000a&a...361..369N
}}</ref> Aquestes conclusions són també acceptades pels estudis de la grandària granular en els cometes del núvol d'Oort,<ref name="Ootsubo2007">{{Ref-publicació
| autor = Ootsubo, T.; Watanabe, J.; Kawakita, H.; Profunda M. i Furusho R.
| títol = Grain properties of Oort cloud comets: Modeling the mineralogical composition of cometary dust from mid-infrared emission features
| any = 2007
| publicació = Planetary and Space Science
| volum = 55
| exemplar = 9
| id = p. 1044-1049
| url = http://dx.doi.org/10.1016/j.pss.2006.11.012
}}</ref> i també per a l'estudi dels impactes del cometa [[9P/Tempel 1]].<ref name="Mumma2005">{{Ref-publicació
| autor = Mumma, M. J.; DiSanti, M. A.; Magee-Sauer, K.; Bonev, B. P.; Villanueva, G. L.; Kawakita, H.; Russo, N.; Gibb, I. L.; Blake, G. A.; Lyke, J. I.; Campbell, R. D.; Aycock, J.; Conrad, A. i Hill G. M.
| títol = Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact 
| any = 2005
| publicació = Science
| volum = 310
| exemplar = 5746
| id = p. 270-274
| url = http://dx.doi.org/10.1126/science.1119337
}}</ref>

== Formació ==
[[Fitxer:Protoplanetary disk.jpg|miniatura|Imatge artística d'un [[disc protoplanetari]], similar al que va formar el [[sistema solar]]. Es creu que els objectes del núvol d'Oort es van formar a l'interior d'aquests discos (molt lluny de l'actual posició del núvol), prop dels planetes gegants com [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] quan encara estaven formant-se, i que la gravetat d'aquests va expulsar a l'exterior els objectes que avui formen el núvol d'Oort.]]
Es creu que el núvol d'Oort és el que queda del [[disc protoplanetari]] original que es va [[Formació i evolució del sistema solar|formar al voltant del Sol]] fa 4.600 milions d'anys. La hipòtesi més acceptada sobre la seva formació considera que els objectes del núvol d'Oort, inicialment, es van formar molt més a prop del Sol, com a part del mateix procés que va formar els planetes i els [[asteroides]]. La [[gravetat|interacció gravitacional]] amb els [[gegants gasosos]] com [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] els va expulsar cap a l'exterior del sistema solar en [[òrbita|òrbites]] extremadament [[Òrbita#Òrbita el·líptica|el·líptiques]] o [[Òrbita#Òrbita parabòlica|parabòliques]].<ref name="Sol">{{ref-web
|url = http://www.solstation.com/stars/oort.htm
| títol = Oort Cloud & Sol b?
|consulta = 2 de setembre
 2008
|editor= Sol Company
| llengua = anglès
}}</ref><ref name="Levison1999">{{Ref-publicació
| autor = Levison, H.; Dones, L.; Duncan, M.; Weissman, P.
| títol = The Formation of the Oort Cloud
| data = 1999
| publicació = American Astronomical Society
| volum = 31
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999DPS....31.0605L
}}</ref><ref name="Dones1998">{{Ref-publicació
| autor = Dones, L.; Duncan, M. J.; Levison, H. F.; Weissman, P. R.
| títol = Simulations of the Formation of the Oort Cloud of Comets
| data = 1998
| publicació = Bulletin of the American Astronomical Society
| volum = 30
| id = p. 1113
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998DPS....30.5107D
}}</ref> Aquest mateix procés també va dispersar els objectes fora del [[pla de l'eclíptica]], i s'explica així la forma esfèrica del núvol. Amb el temps, i mentre es trobaven en la regió més allunyada del Sol, la interacció gravitatòria amb les estrelles properes en va modificar encara més les òrbites, fent-les més circulars.

Els models realitzats per l'astrònom [[uruguai]]à [[Julio Ángel Fernández]] suggereixen que el [[disc dispers]], que és la principal font de cometes periòdics del sistema solar, podria ser també la principal font dels objectes del núvol d'Oort. D'acord amb els seus models, la meitat dels objectes dispersats viatja cap al núvol d'Oort, un quart queda atrapat orbitant a Júpiter, i un altre quart surt expulsat en òrbites [[paràbola (matemàtica)|parabòliques]]. El disc dispers encara podria seguir alimentant el núvol d'Oort, proporcionant-li nou material.<ref name="Fernandez2004">{{Ref-publicació
| autor = Fernández, Julio A.
| títol = The scattered disk population as a source of Oort cloud comets: evaluation of its current and past role in populating the Oort cloud
| any = 2004
| publicació = Icarus
| volum = 172
| exemplar = 2
| id = p. 372-381
| url = http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.023
}}</ref> S'ha calculat que, al cap de 2,5 milers de milions d'anys, un terç dels objectes del disc dispers acabaran en el núvol d'Oort.<ref name="Fernandez2003">{{Ref-publicació
| autor = Fernández, Julio A.; Gallardo, T. i Brunini, A.
| títol = The Scattered Disk Population and the Oort Cloud
| any = 2003
| publicació = Earth, Moon and Planets
| volum = 92
| exemplar = 1-4
| id = p. 43-48
| url = http://dx.doi.org/10.1023/b:MOON.0000031923.69935.6a}}</ref>

Els models computacionals suggereixen que les col·lisions de les restes dels cometes ocorregudes durant el període de formació exerceixen un paper molt més important del que anteriorment es creia. D'acord amb aquests models, durant les fases més primerenques del sistema solar, van succeir una gran quantitat de col·lisions, que molts cometes van ser destruïts abans d'arribar al núvol d'Oort. Així doncs, la massa acumulada en l'actualitat en el núvol d'Oort és molt menor del qual es pensava.<ref name="Stern2001">{{Ref-publicació
| autor = Stern, S. Alan i Weissman, Paul R.
| títol = Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud
| any = 2001
| publicació = Nature
| volum = 409
| exemplar = 6820
| id = p. 589-591
| url = http://dx.doi.org/10.1038/35054508
}}</ref> Es calcula que la massa del núvol d'Oort és només una petita part de les 50-100 masses terrestres de material expulsat.<ref name="Morbidelli2005"/>

La interacció gravitatòria d'altres cometes i la [[marea galàctica]] modifica les òrbites dels cometes, fent-les més circulars. Això podria explicar la forma esfèrica del núvol d'Oort exterior.<ref name="Morbidelli2005"/> D'altra banda, el núvol interior, que es troba més lligat gravitatòriament al Sol, encara no ha adquirit aquesta forma. Estudis recents mostren que la formació del núvol d'Oort és compatible amb la hipòtesi que el sistema solar es va formar com a part d'un [[cúmul estel·lar|cúmul]] d'entre 200 i 400 cometes. Si la hipòtesi és correcta, els primers cometes del cúmul que es van formar podrien haver afectat en gran manera la formació del núvol d'Oort, donant lloc a freqüents pertorbacions.<ref name="Brasser2006">{{Ref-publicació
| autor = Brasser, R.; Duncan, M .J. i Levison, H. F.
| títol = Embedded star clusters and the formation of the Oort Cloud
| any = 2006
| publicació = Icarus
| volum = 184
| exemplar = 1
| id = p. 59-82
| url = http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2006.04.010
}}</ref>

En juny del 2010, [[Harold F. Levison]] i d'altres van suggerir, basant-se en millorades simulacions per ordinador, que el Sol "va capturar cometes d'altres estrelles mentre estava encara en el [[Cúmul obert|naixement del cúmul]]". Els seus resultats impliquen que "una fracció important dels cometes del núvol d'Oort, potser superior al 90%, provenen dels discos protoplanetaris d'altres estrelles".<ref>Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science, 10 de juny de 2010) [http://www.swri.org/9what/releases/2010/cometorigins.htm (SwRI) News]</ref>

== Cometes ==
Es creu que els [[cometa|cometes]] s'han originat en dos punts ben diferenciats del sistema solar. Els cometes de període curt es van generar en la seva major part en el [[cinturó de Kuiper]] o en el [[disc dispers]], que comencen a partir de l'òrbita de [[(134340) Plutó|Plutó]] (38 [[unitat astronòmica|ua]] del sol) i s'estenen fins a les 100 ua. Els de període llarg, com el [[cometa Hale-Bopp]], que triguen milers d'anys a completar una òrbita, es van originar tots en el núvol d'Oort. El cinturó de Kuiper genera pocs cometes a causa de la seva òrbita estable, al contrari que el disc dispers, que és dinàmicament molt actiu.<ref name="Enciclopedia"/> Els cometes escapen del disc dispers i cauen sota els dominis gravitatoris dels planetes exteriors, i es converteixen en el que es coneix com a [[Centaure (astronomia)|''centaures'']].<ref>{{Ref-llibre
| autor = Levison, H. I. i Dons, L.
| capítol = Comet Populations and Cometary dynamics
| títol = Encyclopedia of the Solar System
| any = 1998
| editorial = p. 575-588, Academic Press
| id = {{ISBN|0-12-226805-9}}
}}</ref> Aquests centaures, amb el temps, són enviats més endins del sistema solar i es converteixen en cometes de període curt.<ref name="Horner2003">{{Ref-publicació
| autor = Horner, J., Evans, N.W.; Bailey, M.I. i Asher D.J.
| títol = The populations of comet-like bodies in the Solar system
| any = 2003
| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| volum = 343
| exemplar = 4
| id = p. 1057-1066
| url = http://10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x
}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref>

[[Fitxer:Lspn comet halley.jpg|miniatura|El [[Cometa de Halley]] és el prototip dels cometes tipus Halley<ref name="Morbidelli2006_2">{{cite arXiv
 |author=A. Morbidelli
 |year=2005
 |title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0512256
}}</ref><ref name=jewitt2002>{{ref-publicació|títol=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter|autor=D. C. Jewitt |publicació=The Astronomical |any=2002|volum=123|exemplar=2|pàgines=1039–49|doi=10.1086/338692|bibcode=2002AJ....123.1039J}}</ref> (actualment de període curt, amb una òrbita de 200 anys o menys<ref name="Morbidelli2006"/>), es creu que es va originar en el núvol d'Oort,<ref group="nota">Aquells cometes, com el Halley, amb períodes orbitals d'entre 20 i 200 anys i les inclinacions que s'estenen des de zero a més de 90 graus, són anomenats cometes de tipus Halley.</ref> llavors possiblement de període llarg, ja que hi ha la teoria que s'originava en aquella regió però l'òrbita va ser pertorbada per la gravetat dels [[Gegant gasós|planetes gegants]] i va ser dirigit cap al sistema solar interior.<ref name="Morbidelli2006"/>]]
Els cometes de període curt poden dividir-se en dos tipus: els de la família [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] i els de la família Halley (també anomenats ''cometes tipus Halley''). La seva principal diferència radica en el període; els primers triguen menys de vint anys a completar-lo i tenen [[semieix major|semieixos majors]] entorn de 5 ua, i els segons hi triguen més de vint anys i el seu semieix major sol ser de més de 10 ua. També es pot utilitzar el [[paràmetre de Tisserand]] per a diferenciar-los,<ref group="nota">El paràmetre Tisserand ve donat per:<br />
<math>T_p = \frac{a_p}{a} + 2 \cdot \cos (i) \cdot \sqrt{\frac{a}{a_p} \cdot (1-e^2)}</math>
<br />On:
:<math>a_p</math> és el [[semieix major]] del planeta.
:<math>a</math> és el semieix major del cometa.
:<math>i</math> és la inclinació orbital del cometa.
:<math>e</math> és l'[[excentricitat (ciències exactes)|excentricitat]] del cometa.</ref> «<math>{T_p} = 2</math>» la frontera de separació entre tots dos, encara que la seva efectivitat està disputada. A més, els cometes de la família Júpiter tenen inclinacions orbitals baixes, d'uns 10º de mitjana, mentre que els de tipus Halley tenen inclinacions orbitals molt desiguals, encara que generalment molt pronunciades, d'uns 41º de mitjana. Totes aquestes diferències tenen lloc a causa del seu origen: els cometes de la família Júpiter es van formar en la seva major part en el disc dispers, mentre que els de la família Halley es van originar en el núvol d'Oort.<ref name="Estels">{{ref-web
|url = http://pdf.astroplaneta.org/es/id20404.pdf
|títol = Cometes: Clasificación
|consulta = 4 de setembre
 2008
|cognom = Dutra
|nom = Martín
|data = 17 de juliol de 2007
|format = pdf
|editor = [http://astroplaneta.org/ Astroplaneta]
|llengua = espanyol
|arxiuurl = https://web.archive.org/web/20080723224239/http://pdf.astroplaneta.org/es/id20404.pdf
|arxiudata = 2008-07-23
}}</ref> Es creu que aquests últims van ser cometes de període llarg que van ser capturats per la gravetat dels planetes gegants i enviats al sistema solar interior.<ref name="Jewitt2002"/>

Jan Oort es va adonar que el nombre de cometes era menor que el predit pel seu model, i encara en l'actualitat el problema està sense resoldre. Les hipòtesis apunten a la destrucció dels cometes per impacte o a la seva disgregació per [[forces de marea]]; també se suggereix la pèrdua de tots els compostos volàtils o la formació d'una capa no volàtil a la seva superfície, la qual cosa faria invisible el cometa.<ref name="Dons2004">{{Ref-publicació
| autor = Dons, L.; Weissman, P. R.; Levison, H. F.; Duncan, M. J.
| títol = Oort Cloud Formation and Dynamics
| any = 2004
| publicació = ASP Conference Proceedings
| volum = 323
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004aspc..323..371D
}}</ref> S'ha observat també que la incidència dels cometes en els planetes exteriors és molt major que en els interiors. El més probable és que es degui a l'atracció gravitatòria de Júpiter, que actuaria a manera de barrera, en atrapar els cometes i en fer que hi col·lidissin, de la mateixa manera que va succeir amb el [[cometa Shoemaker-Levy 9]] en el [[1994]].<ref name="Fernandez2000">{{Ref-publicació
| autor = Fernández, Julio A.
| títol = Long-Period Comets and the Oort Cloud 
| any = 2000
| publicació = Earth, Moon and Planets
| volum = 89
| exemplar = 1-4
| id = p. 325-343
| url = http://dx.doi.org/10.1023/a:1021571108658
}}</ref>

== Forces de marea ==
{{VT|Marea galàctica}}
[[Fitxer:Tidal braking ca.svg|miniatura|Igual que la [[Lluna]] exerceix [[marea oceànica|marees sobre els oceans]] de la [[Terra]], el núvol d'Oort també sofreix aquestes forces de marea; seguint el símil la Lluna seria la [[Via Làctia]], i els oceans els objectes del núvol d'Oort.]]
Les [[força de marea|forces de marea]] es produeixen a causa que la [[gravetat]] que exerceix un cos decreix amb la distància. L'efecte més quotidià són les [[Marea oceànica|marees]] que la [[Lluna]] provoca sobre els [[oceà|oceans]] [[Terra|terrestres]], que causen que aquests pugin o baixin segons la seva proximitat al satèl·lit.<ref name="Butikov2002">{{Ref-publicació
| autor = Butikov, Eugene I.
| títol = A dynamical picture of the oceanic tides
| any = 2002
| publicació = American Journal of Physics
| volum = 70
| exemplar = 10
| id = p. 1001-1011
| url = http://dx.doi.org/10.1119/1.1498858
}}</ref><ref name="Kapoulitsas1985">{{Ref-publicació
| autor = Kapoulitsas, G. M.
| títol = On the generation of tides
| any = 1985
| publicació = Eur. J. Phys.
| volum = 6
| exemplar = 3
| id = p. 201-207
| url = http://dx.doi.org/10.1088/0143-0807/6/3/015
}}</ref> En cas de la mateixa manera, la [[Via Làctia]] exerceix aquestes forces de marea sobre el núvol d'Oort, deformant-la lleugerament cap al centre de la galàxia (per la qual cosa el núvol d'Oort no és una esfera perfecta). En el sistema solar interior, aquesta marea galàctica és ínfima, ja que la gravetat solar hi predomina, però com més gran és la llunyania al Sol es torna cada vegada més perceptible. Aquesta petita força és suficient per pertorbar el moviment d'alguns membres del núvol, i una part d'aquests són enviats cap al Sol.<ref name="Breiter1996">{{Ref-publicació
| autor = Breiter, S.; Dybczynski, P. A.; Elipe, A.
| títol = The action of the Galactic disk on the Oort cloud comets
| any = 1996
| publicació = Astronomy and Astrophysics
| volum = 315
| id = p. 618-624
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1996a&a...315..618B
}}</ref><ref name="Fouchard2006">{{Ref-publicació
| autor = Fouchard, M.; Froeschlé, C.; Valsecchi, G. i Rickman, H.
| títol = Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics 
| any = 2006
| publicació = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
| volum = 95
| exemplar = 1-4
| id = p. 299-326
| url = http://dx.doi.org/10.1007/s10569-006-9027-8
}}</ref><ref name="Matese1996">{{Ref-publicació
| autor = Matese, J. i Whitmire, D.
| títol = Tidal Imprint of Distant Galactic Matter on the Oort Comet Cloud
| any = 1996
| publicació = The Astrophysical Journal Letters
| volum = 472
| id = p. L41-L43
| url = http://dx.doi.org/10.1086/310348
}}</ref>

Alguns experts creuen que la marea galàctica va poder haver augmentat els [[periheli]]s (distància més propera al Sol) d'alguns [[planetesimal]]s amb grans [[afeli]]s, i contribuiria així a la formació del núvol d'Oort.<ref name="Higuchi2005">{{Ref-publicació
| autor = Higuchi, A.; Kokubo, I.; Mukai, T.
| títol = Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide
| any = 2005
| publicació = Bulletin of the American Astronomical Society
| volum = 37
| id = p. 521
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dda....36.0205H
}}</ref> Els efectes de la marea galàctica són molt complexos, i depenen en gran manera del comportament de cadascun dels objectes del [[sistema planetari]]. D'altra banda, a nivell global, els efectes hi són més que evidents: es creu que a això es deu el prop d'un 90% dels cometes que expulsa el núvol d'Oort.<ref name="Nurmi2001">{{Ref-publicació
| autor = Nurmi, P.; Valtonen, M. J. i Zheng, J. Q.
| títol = Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter
| any = 2001
| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| volum = 327
| exemplar = 4
| id = p. 1367-1376
| url = http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2001.04854.x
}}</ref> Els models estadístics basats en les òrbites dels cometes de període llarg recolzen aquesta idea.<ref name="Matese2004">{{Ref-publicació
| autor = Matese, J. J. i Lissauer, J. J.
| títol = Perihelion evolution of observed new comets implies the dominance of the galactic tide in making Oort cloud comets discernable
| any = 2004
| publicació = Icarus
| volum = 170
| exemplar = 2
| id = p. 508-513
| url = http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2004.03.019
}}</ref>

=== Cicles d'extinció ===
En estudiar les extincions en la [[Terra]], els científics van advertir un patró que es repeteix cada cert temps. Van observar que, aproximadament, cada 26 milions d'anys, al nostre planeta desapareix un percentatge d'espècies considerable, encara que no se sap amb certesa quina és la causa.

La [[marea galàctica]] podria explicar aquests cicles d'extincions. El Sol gira al voltant del centre de la Via Làctia, i en la seva òrbita al voltant passa pel [[pla galàctic]] amb certa regularitat. Quan el nostre astre està situat fora del pla galàctic, la força de marea provocada per la galàxia és més feble; de la mateixa manera, quan creua el pla galàctic, la intensitat d'aquesta força arriba al seu màxim, i resulta en un increment de la pertorbació del núvol d'Oort i, per tant, en l'enviament de cometes cap al sistema solar interior fins a un factor de quatre. Es calcula que el Sol passa a través del pla galàctic cada 20-25 milions d'anys.<ref name="Szpir">{{ref-web
| url = http://www.americanscientist.org/issues/pub/perturbing-the-oort-cloud
| títol = Perturbing the Oort Cloud
| consulta = 15 de setembre
 2009
| cognom = Szpir
| nom = Michael
| editor = American
Scientist
| llengua = anglès
| arxiuurl = https://www.webcitation.org/68HCzA13y?url=http://www.americanscientist.org/issues/pub/perturbing-the-oort-cloud
| arxiudata = 2012-06-08
}}</ref> No obstant això, alguns astrònoms creuen que el pas del Sol pel pla galàctic no pot explicar per si solament l'augment de l'enviament de cometes, i argumenten que actualment el Sol està situat molt prop del pla galàctic i, no obstant això, l'últim esdeveniment d'extinció va succeir fa amb prou feines 15 milions d'anys. En lloc d'això, en proposen com a causa el pas del Sol pels [[galàxia espiral|braços espirals]] de la galàxia, els quals, a part d'albergar multitud de [[núvol molecular|núvols moleculars]] que pertorben el núvol d'Oort, també acullen nombroses [[gegant blau|gegants blaves]], el temps de vida de les quals és molt curt en consumir més ràpidament el seu combustible nuclear, i en qüestió d'uns pocs milions d'anys esclaten violentament i originen [[supernova|supernoves]].<ref name="Leitch1998">{{Ref-publicació
| autor = Leitch, I.M. i Vasisht, G.
| títol = Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms 
| any = 1998
| publicació = New
Astronomy | volum = 3
| exemplar = 1
| id = p. 51-56
| url = http://dx.doi.org/10.1016/s1384-1076(97)00044-4
}}</ref>

== Pertorbacions estel·lars ==
A part de la marea galàctica, hi ha altres mecanismes capaços d'enviar cometes cap al sistema solar interior, com els [[gravetat|camps gravitatoris]] dels cometes propers o dels [[núvol molecular|grans núvols moleculars]].<ref name="Fernandez2000"/> A vegades, durant l'òrbita que segueix el Sol a través de la galàxia, s'aproxima a altres sistemes estel·lars. Per exemple, s'ha calculat que, durant els propers 10 milions d'anys, l'estrella coneguda amb majors possibilitats d'afectar el núvol d'Oort és [[Gliese 710]] (de fet, es calcula que dins d'uns 1,4 milions d'anys transitarà pel núvol d'Oort, i augmentarà fins a un 50% la taxa d'expulsió de cometes).<ref name="Sanchez1999">{{Ref-publicació
| autor = García-Sánchez, Joan; Preston, Robert A.; Jones, Dayton L.; Weissman, Paul R.; Lestrade, Jean-François; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.
| títol = Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data
| any = 1999
| publicació = The Astronomical Journal
| volum = 117
| exemplar = 2
| id = p. 1042-1055
| url = http://dx.doi.org/10.1086/300723
}}</ref><ref name="Molnar1997">{{Ref-publicació
| autor = Molnar, L. A. i Mutel, R. L.
| títol = Close Approaches of Stars to the Oort Cloud: Algol and Gliese 710
| any = 1997
| publicació = Bulletin of the American Astronomical Society
| volum = 29
| id = p. 1315
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997aas...191.6906M
}}</ref> Aquest procés també dispersa els objectes fora del pla eclíptic, i explica la distribució esfèrica del núvol.<ref name="Higuchi2006">{{Ref-publicació
| autor = Higuchi, A.; Kokubo, I. i Mukai, T.
| títol = Scattering of Planetesimals bya a Planet: Formation of Comet cloud Candidates
| any = 2006
| publicació = The Astronomical Journal
| volum = 131
| exemplar = Febrer
| id = p. 1119-1129
| url = http://www.iop.org/ej/article/1538-3881/131/2/1119/204756.text.html
}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2022 }}</ref>

=== Hipòtesi Nèmesi ===
{{article principal|Hipòtesi Nèmesi}}
El [[1984]], [[Richard A. Muller]], [[Piet Hut]] i [[Mark Davis]] van suggerir la possibilitat que el [[Sol]] pogués tenir una companya estel·lar que li orbités.<ref name="Davis1984">{{Ref-publicació
| autor = Davis, M.; Hut, P. i Muller, R. A.
| títol = Extinction of Species by Periodic Comet Showers
| any = 1984
| publicació = Nature
| volum = 308
| exemplar = 
| id = p. 715-717
| url = http://links.isiglobalnet2.com/gateway/gateway.cgi?&gwversion=2&srcauth=nature&srcapp=nature&destlinktype=fullrecord&keyut=a1984sm96000043&destapp=wos_cpl
| consulta = 2013-04-09
| arxiuurl = https://web.archive.org/web/20080908180900/http://links.isiglobalnet2.com/gateway/Gateway.cgi
| arxiudata = 2008-09-08
}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080908180900/http://links.isiglobalnet2.com/gateway/Gateway.cgi |date=2008-09-08 }}</ref> Aquest objecte hipotètic va rebre el nom de [[Hipòtesi Nèmesi|''Nèmesi'']], que seria probablement una [[nana marró]] i orbitaria molt prop d'on creiem que es troba el núvol d'Oort. Nèmesi tindria una òrbita el·líptica, per la qual cosa, cada 26 milions d'anys, passaria a través del núvol, bombardejant cometes cap al sistema solar interior,<ref name="Hills1984">{{Ref-publicació
| autor = Hills, J. G.
| títol = Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit
| any = 1984
| publicació = Nature
| volum = 311
| exemplar = 5987
| id = p. 636-638
| url = http://dx.doi.org/10.1038/311636a0
}}</ref> cosa que explicaria la periodicitat de les extincions a la [[Terra]]. Un any més tard, [[D. Whitmire]] i [[J. J. Matese]] van suggerir la possibilitat que Nèmesi pogués ser un petit [[forat negre]], i el [[2002]] aquest últim va proposar l'existència d'un planeta gegant molt distant que seria el causant que una gran part dels cometes que arriben al sistema solar interior provinguin d'una regió concreta del núvol d'Oort.<ref name="Matese2002">{{Ref-publicació
| autor = Matese, J. J. i Lissauer, J. J.
| títol = Continuing evidence of an impulsive component of Oort cloud cometary flux
| any = 2002
| publicació = Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors
| id = p. 309-314, {{ISBN|92-9092-810-7}}
| url = http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/2002esasp.500..309M
}}</ref>

No obstant això, no s'han trobat proves definitives de la seva existència, i molts científics argumenten que una companya estel·lar a una distància tan enorme del Sol no podria tenir una òrbita estable, ja que seria expulsada per les pertorbacions de les altres estrelles.

== Objectes del núvol d'Oort ==
{{Vegeu també|Objecte separat}}
{{imatge múltiple|alineació=right|direcció=vertical|amplada=250|imatge1=Sedna-NASA.JPG|imatge2=Planetoid 90377 sedna animation location.gif|peu1=[[90377 Sedna|Sedna]], un possible objecte del núvol d'Oort interior, descobert el 2003.|peu2=Animació que mostra la relació de les òrbites dels planetes amb l'òrbita de Sedna.}}
Els objectes del núvol d'Oort (''Oort cloud objects'' o OCO en anglès) són molt llunyans i el primer en ser descobert va ser l'[[objecte transneptunià]] [[(90377) Sedna]], descobert el [[novembre]] del [[2003]] des de l'[[Observatori del Mont Palomar]] a [[Califòrnia]]. A part dels cometes de llarg període, només sis objectes coneguts tenen òrbites que suggereixen que poden pertànyer al núvol d'Oort: [[90377 Sedna]], {{mpl|2000 CR|105}}, {{mpl|2006 SQ|372}}, {{mpl|2008 KV|42}}, {{mpl|2010 GB|174}}, i {{mpl|2012 VP|113}}. Els dos primers, el cinquè i el sisè, a diferència dels objectes del disc dispers, tenen perihelis fora de l'abast gravitacional de Neptú i, per tant, les seves òrbites no poden ser explicades per les [[Pertorbació (astronomia)|pertorbacions]] dels planetes [[gegant de gas|gegants gasosos]].<ref>{{ref-publicació
 |autor = Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz
 |any = 2004
 |títol = Discovery Of A Candidate Inner Oort Cloud Planetoid
 |url = http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/sedna.pdf
 |urlarxiu = http://web.archive.org/web/20060627200056/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/sedna.pdf
 |dataarxiu = 2006-06-27
 |publicació = [[Astrophysical Journal]]
 |volum = 617
 |exemplar = 1
 |pàgines = 645–649
 |arxiv = astro-ph/0404456
 |bibcode = 2004ApJ...617..645B
 |doi = 10.1086/422095
 |consulta = 2008-04-02
 |arxiuurl = https://web.archive.org/web/20060627200056/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/sedna.pdf
 |arxiudata = 2006-06-27
}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060627200056/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/sedna.pdf |date=2006-06-27 }}</ref> Sedna té una òrbita el·líptica molt [[excentricitat|excèntrica]] que el porta de 76 a 902 [[unitat astronòmica|ua]] del Sol, molt més a prop del que s'esperaria d'un objecte del núvol d'Oort, però massa lluny per a ser considerat objecte del [[cinturó de Kuiper]] o del [[disc dispers]].<ref name="Sheppard2005">{{Ref-publicació
| autor = Sheppard, S. S.
| títol = Small Bodies in the Outer Solar System
| data = 2005
| publicació = New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium
| volum = 352
| exemplar = Octubre
| id = The University of Texas, Austin, Texas, USA
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ASPC..352....3S
}}</ref>

Per explicar l'òrbita de Sedna, els seus descobridors han proposat la hipòtesi que el núvol d'Oort s'estén fins a una distància molt més propera al Sol del que es pensava fins ara. Aquest "núvol d'Oort intern" estaria situat al mateix pla que el cinturó de Kuiper i s'estendria fins a tan sols uns pocs centenars d'unitats astronòmiques del Sol.<ref name="Gomes2006">{{Ref-publicació
| autor = Gomes, R. S.; Matese, J. J. y Lissauer, J. J.
| títol = A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects 
| data = 2006
| publicació = Icarus
| volum = 184
| exemplar = 2
| id = p. 589-601
| url = http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2006.05.026
}}</ref> En cas de ser certa, aquesta hipòtesi implicaria que, durant la seva formació, el [[Sol]] no era una [[estrella (astronomia)|estrella]] aïllada sinó que formava part d'un cúmul d'estrelles properes entre si. Durant la formació del núvol d'Oort, els objectes que eren expulsats pels [[gegants gasosos]] cap a l'exterior del sistema solar, com per exemple Sedna, s'haurien vist afectats per la interacció gravitatòria amb aquestes estrelles tan pròximes i les seves òrbites s'haurien estabilitzat a una distància molt més propera al Sol del que prediu la teoria actual.

<center>
{| class=wikitable
|+ style="font-size:120%" |'''Possibles objectes del núvol d'Oort'''
!colspan=1|Número
!colspan=1|Nom
!colspan=1|Diàmetre equatorial (km)
!colspan=1|[[Periheli]] ([[unitat astronòmica|ua]])
!colspan=1|[[Afeli]] (ua)
!colspan=1|[[Semieix major]] (UA)
!colspan=1|Any de descobriment
!colspan=1|Descobridor
!colspan=1|Mètode pel diàmetre
|-
|align=center|90377
|align=center|[[(90377) Sedna|Sedna]]
|align=center|1.180 – 1.800 km
|align=center|76,361
|align=center|937 
|align=center|518,57
|align=center|2003
|align=center|[[Michael E. Brown|Brown]], [[Chad Trujillo|Trujillo]], [[David Lincoln Rabinowitz|Rabinowitz]]
|align=center|tèrmic<ref>{{ref-publicació|autor=W.M. Grundy, K.S. Noll and D.C. Stephens
 |any=2005
 |títol=Diverse albedos of small trans-Neptunian objects
|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103505000266
 |publicació=[[Icarus (journal)|Icarus]]
 |volum=176 |exemplar=1 |pàgines=184–191
 |arxiv = astro-ph/0502229
 |bibcode=2005Icar..176..184G
 |doi=10.1016/j.icarus.2005.01.007
 |consulta=2008-03-22
}}</ref>
|-
|align=center|148209
|align=center|[[2000 CR105|2000 CR<sub>105</sub>]]
|align=center|250 km
|align=center|44,3
|align=center|403,3
|align=center|223,7
|align=center|2000
|align=center|[[Observatori Lowell]]
|align=center|assumit<ref>{{ref-publicació|autor=E. L. Schaller and M. E. Brown
 |any=2007
 |títol=Volatile loss and retention on Kuiper belt objects
 |publicació=[[Astrophysical Journal]]
 |volum=659 |exemplar=1 |pàgines=I.61–I.64
 |bibcode=2007ApJ...659L..61S
 |doi=10.1086/516709
|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/volatiles.pdf
}}</ref>
|-
|align=center|308933
|align=center|[[2006 SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]]
|align=center|50 – 100 km
|align=center|24,17
|align=center|2006
|align=center|1015
|align=center|2006
|align=center|[[Sloan Digital Sky Survey]]
|align=center|assumit<ref>{{ref-publicació
 |any=2008
 |títol=Solar System's newest member points to inner Oort Cloud
|url=http://www.astronomynow.com/080818NewObjectPointsToInnerOortCloud.html
 |publicació=[[Astronomy Now]]
 |consulta=2008-08-19
 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20130215091410/http://astronomynow.com/080818NewObjectPointsToInnerOortCloud.html
 |arxiudata=2013-02-15
 }}</ref>
|-
|align=center|-
|align=center|[[2008 KV42|2008 KV<sub>42</sub>]]
|align=center|58,9
|align=center|20,330
|align=center|70,595
|align=center|45,462
|align=center|2008
|align=center|[[Observatori del Canadà, França, Hawaii]]
|align=center|assumit<ref name="herzberg2008">{{ref-web|any=2008
 |títol=International Team of Astronomers Finds Missing Link
|url=http://archive.nrc-cnrc.gc.ca/eng/news/nrc/2008/09/04/asteroid-discovery.html
 |editor=NRC Herzberg Institute of Astrophysics
 |consulta=2014-01-19
}}</ref>
|-
|align=center|-
|align=center|{{mpl|2010 GB|174}}
|align=center|242 km<ref>{{ref-web|data= 10 setembre 2013
 |títol=How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)
 |editor=California Institute of Technology
 |autor=[[Michael E. Brown]]
|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html
 |consulta=2013-05-27}}</ref>
|align=center|48,5
|align=center|673
|align=center|361
|align=center|2010
|align=center|[[Observatori del Canadà, França, Hawaii]]
|align=center|
|-
|align=center|-
|align=center|{{mpl|2012 VP|113}}
|align=center|315{{efn | Assumint una [[Albedo#Albedo astronòmica|albedo]] de 0,4}}–640{{efn | Assumint una albedo de 0,1}}<ref name="jpldata">{{ref-web|data=14-10-2006 last obs
 |títol=JPL Small-Body Database Browser: 44594 (1999 OX3)
|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=44594
 |consulta=30-09-2008}}</ref><ref name=bruton>{{ref-web
 |títol=Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets
 |editor=Department of Physics & Astronomy (Stephen F. Austin State University)
 |autor=Dan Bruton
|url=http://www.physics.sfasu.edu/astro/asteroids/sizemagnitude.html
 |consulta=26-03-2014
 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20081210190134/http://www.physics.sfasu.edu/astro/asteroids/sizemagnitude.html
 |arxiudata=2008-12-10
 }}</ref>
| align=center|80,6 ± 2,6
| align=center|446 ± 66
| align=center|263 ± 39
| align=center|2014
| align=center|[[Cerro Tololo Inter-American Observatory]]
| align=center|assumit
|}
</center>

== Exploració futura ==
Les [[sonda espacial|sondes espacials]] encara no han arribat a la zona del núvol d'Oort. Una de les propostes és l'ús d'una nau alimentada per una [[vela solar]] que tardaria uns 30 anys a arribar a la seva destinació.<ref>{{ref-web|url=http://www.centauri-dreams.org/?p=452|consulta=1 abril 2014|títol=Oort Cloud Explorer: Fast Mission to the Comets|editor=Centauri Dreams|autor=Paul Gilster|data=14 d'abril de 2005|llengua=anglès|mes=Abril|any=2005}}</ref><ref>{{ref-web|url=http://www.centauri-dreams.org/?p=4238|consulta=4 març 2014|títol=An Inflatable Sail to the Oort Cloud|editor=Centauri Dreams|autor=Paul Gilster|data=12 de novembre de 2008|llengua=anglès|mes=Novembre|any=2008}}</ref>

== Notes ==
<references group="nota"/>
{{Notes}}

== Referències ==
{{referències}}
=== Bibliografia bàsica ===
* [[Jan Hendrik Oort|Oort, J. H.]], ''The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin'', Bull. Astron. Inst. Neth., vol. 11, p. 91-110 (1950) [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1950BAN....11...91O&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Article en pdf]

== Vegeu també ==
* [[Objecte transneptunià]]
* [[Cometa]]
* [[Cometa Catalina]]
* [[Cometa Hale-Bopp]], cometa de període llarg.
* [[Cometa Ikeya-Seki]], cometa de període llarg.
* [[Gran cometa de 1811]], cometa de període llarg.

== Enllaços externs ==
{{commonscat}}
* {{es}} [http://www.astromia.com/astronomia/cometas_oort.htm "Núvol d'Oort" en Astromia].
* {{en}} [http://www.nineplanets.org/kboc.html Nineplanets: The Kuiper Belt and the Oort Cloud].
* {{en}} [http://www.solarviews.com/eng/oort.htm Solarviews: The Oort Cloud].
* {{en}} [http://spaceflightnow.com/news/n0308/08comets/oortcloud.jpg Representació del núvol d'Oort].
* {{en}} [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ Pàgina de Mike Brown sobre (90377) Sedna].

{{Sistema_solar}}
{{Cossos menors del sistema solar}}
{{Asteroides del sistema solar}}
{{Article de qualitat}}
{{Autoritat}}

{{ORDENA:Nuvol D'Oort}}
[[Categoria:Núvol d'Oort| ]]
[[Categoria:Articles de qualitat de física]]
[[Categoria:Traduccions que són articles de qualitat]]