עננת אורט

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

עננת אורט (באנגלית: Oort Cloud) היא אזור ב"שולי" מערכת השמש המאכלס כמות גדולה של פלנטות קטנות העשויות קרח. ע"פ הערכות, בעננת אורט מצויים כ-1013 גופים שרדיוסם גדול מק"מ. עננת אורט הינה מעין קליפה כדורית המקיפה את מערכת השמש, שחלקיה הפנימיים מצויים במרחק של בין 1000 ל-5000 יחידות אסטרונומיות מהשמש והיא משתרעת עד למרחק של כ-50,000 יחידות אסטרונומיות מהשמש.

עננת אורט וחגורת קייפר נוצרו כתוצאה מ"העפת" גופי קרח קטנים, שנוצרו באזור כוכבי הלכת הגזיים (צדק ושבתאי) ובעיקר כוכבי הלכת הקרחיים (אורנוס ונפטון), אל "שולי" מערכת השמש. עננת אורט היא המקור של השביטים ארוכי המחזור (שביטים שזמן המחזור שלהם גדול מכ-200 שנה). שביטים אלו "נופלים" לעבר חלקיה הפנימים של מערכת השמש לאחר שמסלולם מופרע ע"י גורמים כגון הפוטנציאל הכבידתי של הגלקסיה, כוכבים שחולפים בסמוך למערכת השמש וענני גז מולקולרי.

היסטוריה

בשנת 1950 בחן האסטרונום ההולנדי יאן אורט (Jan Oort) את התפלגות האנרגיה המסלולית של שביטים ארוכי מחזור (האנרגיה המסלולית של גוף מתכונתית הפוך לחצי הציר הארוך של האליפסה שבה מקיף הגוף את השמש - ראו גם: בעית שני גופים) וגילה כי חלק ניכר מהשביטים הם בעלי חצי ציר ארוך של כ-100,000 יחידות אסטרונומיות. במדגם המקורי של אורט היו 19 שביטים, והאנרגיות המסלוליות של 10 מתוכם היו קרובות מאוד זו לזו. אורט הציע כי השביטים ארוכי המחזור מגיעים ממעין עננת שביטים המקיפה את השמש במרחק של כ-100,000 יחידות אסטרונומיות. בנוסף, הציע אורט כי סיבה אפשרית ל"נפילת" השביטים מהעננה הנ"ל, הקרויה על שמו, לתוך מערכת השמש הפנימית עשויה להיגרם כתוצאה ממעברים של כוכבים בקרבת השמש המפריעים את מסלולי השביטים. על סמך קצב הגעת השביטים ארוכי המחזור למערכת השמש הפנימית, העריך אורט כי עננת השביטים הנ"ל מכילה כ-1011 שביטים מעל גודל של כק"מ (ראו הערכות מודרניות לגבי גודלה ותכולתה של העננה בהמשך).

ע"פ אורט, העננה הנ"ל היא מקורם של השביטים ארוכי המחזור (שביטים שזמן המחזור שלהם גדול מ-200 שנה). מאחר והשביטים ארוכי המחזור מאופיינים במסלולים שכיוונם כמעט אקראי וכיוון סיבובם סביב השמש אקראי, עננת אורט צריכה להיות בעלת התפלגות כיוונית אחידה (צורתה היא כמעין קליפה כדורית).

היווצרות

כאשר מערכת השמש נוצרה היה בה מספר עצום של גופים קטנים (פלנטיסימלים) שהיוו את אבני הבניין שמהם נוצרו כוכבי הלכת והאסטרואידים. כאשר כוכבי הלכת הענקיים היו לקראת סיום התהוותם, מסתם היתה גדולה מספיק על מנת להפריע את מסלולי הגופים הקטנים. הפרעות אלו גרמו להעפתם של הגופים הקטנים לעבר השמש, אל מחוץ למערכת השמש או אל שולי מערכת השמש. כאשר גוף מעננת אורט עובר בסמוך לכוכב לכת הוא יקבל "דחיפה" שתשנה את מסלולו. ניתן לאפיין את שינוי המסלול על ידי השינוי היחסי באנרגיה המסלולית של הגוף. האנרגיה המסלולית של גוף כזה ניתנת בקרוב ע"י:

E=-\frac{GM}{2a}

כאשר M הינה מסת השמש, G הינו קבוע הכבידה העולמי ו-a הוא חצי הציר הארוך של מסלול הגוף.

למעשה, השינוי האופייני באנרגיה המסלולית הינו מסדר גודל של היחס בין מסת כוכב הלכת למסת השמש. עבור צדק ושבתאי יחס זה הינו כ-10-3 ואילו עבור אורנוס ונפטון - כ-10-4.

נציין כי חצי הציר הארוך של גופי עננת אורט הוא מסדר גודל של 104 יחידות אסטרונומיות. ערך זה מתאים להפרעות האופייניות של כוכבי הלכת אורנוס ונפטון, על כן הם המפריעים העיקרים שדחפו את גופי עננת אורט לעבר מיקומם הנוכחי.

לאחר שגוף כזה (בעל מסלול סגור) מועף לעבר שולי מערכת השמש, ובהיעדר כוחות חיצוניים, הוא לבסוף יחזור אל נקודת המוצא שלו. על מנת שעננת אורט תיווצר יש צורך במנגנון שישאיר את הגוף הקטן בשולי מערכת השמש. המנגנון האחראי לכך הוא הפרעות כבידתיות של כוכבים החולפים בקרבת מערכת השמש וכן הפוטציאל הכבידתי של הגלקסיה. יש לציין כי זהו אותו המנגנון שגם אחראי (לאחר זמן מה) להשלכת גופים אלו לעבר חלקיה הפנימיים של מערכת השמש.

המרחק האופייני שבו יילכד השביט בעננת אורט תלוי גם בצפיפות הכוכבים בסביבה שבה נוצרה מערכת השמש. לדוגמא, במידה ומערכת השמש נוצרה בצביר כוכבים פתוח), אזי ההפרעות של הכוכבים הקרובים יגרמו לכך שחלקיה הפנימים של עננת אורט יהיו קרובים יחסית לשמש (כ-1000 יחידות אסטרונומיות). מודל זה עשוי גם להסביר את קיומם של גופים כגון סדנה.

נפילת שביטים מעננת אורט לתוך מערכת השמש הפנימית

שביטים שנופלים מעננת אורט ומגיעים למרחקים קטנים מכ-10 יחידות אסטרונומיות מהשמש מושפעים כבידתית באופן ניכר מכוכבי הלכת הענקיים. אלו גורמים לשינויים במסלולי השביטים הנ"ל - כתוצאה מכך שביטים אלו מסולקים מעננת אורט.

כיום ידועים שלושה ערוצים שגורמים לנפילת שביטים לעבר מערכת השמש הפנימית:

מעברי כוכבים בקרבת השמש

אחת ל-100 מיליון שנה חולף כוכב שמסתו כ-1 עד 2 מסות שמש במרחק של פחות מ-10,000 יחידות אסטרונומיות מהשמש. מעברים של כוכבים בקרבת השמש עשויים לגרום להפרעות במסלולי הגופים בעננת אורט ולגרום לחלק מהם "ליפול" לעבר מערכת השמש הפנימית. מעבר של כוכב כזה בקרבת השמש גורם, בממוצע, להגדלת שטף השביטים ארוכי המחזור המגיעים לסביבת השמש עד פי 10 מהקצב הממוצע. מעברי כוכבים בקרבת השמש אינם הסיבה הדומיננטית לנפילת שביטים לתוך מערכת השמש הפנימית.

הפוטנציאל הכבידתי של גלקסיית שביל החלב

ככל הנראה, הגורם החשוב ביותר הגורם להפרעות במסלולי הגופים בעננת אורט ולהגעתם לסביבתנו הוא הפוטנציאל הכבידתי של גלקסיית שביל החלב. צפיפות המסה של שביל החלב בסביבת השמש היא כ-0.02 מסות שמש לפרסק מעוקב. רק כשליש בערך מצפיפות המסה של הגלקסיה בסביבת השמש שייך לכוכבים; כל יתר המסה מקורה בגז, אבק ומסה אפלה.

הפוטנציאל הכבידתי ה"חלק" של שביל החלב הוא בעל השפעה רבה על גופים בעננת אורט. לדוגמא, הפוטנציאל הכבידתי של הגלקסיה קובע בקירוב את רדיוס היל של השמש שהוא כ-1.47 פרסק בכיוון מרכז הגלקסיה, 0.98 פרסק בכיוון הסיבוב של הגלקסיה ו 0.65 פרסק במאונך לדיסקת הגלקסיה.

גופים הנעים הרחק מהשמש מרגישים לא רק את כח הכבידה של השמש, אלא גם את הפוטנציאל הכבידתי של הגלקסיה, וזה האחרון גורם להם לשנות את מסלולם. מהדמיות מחשב שנעשו החל משנות ה-80 של המאה ה-20 התברר כי לפוטנציאל הכבידתי (בעיקר בכיוון המאונך למישור הגלקסיה) חשיבות גדולה בהזרקת שביטים מעננת אורט לתוך מערכת השמש הפנימית. למעשה, ההשפעה הממוצעת שלו גדולה בערך פי 4 מזו של מעברי כוכבים בקרבת השמש.

הן הפוטנציאל הכבידתי של שביל החלב והן מעברי כוכבים גורמים לכך שגופים בעננת אורט, שחצי הציר הארוך של מסלולם גדול מכ-30,000 עד 35,000 יחידות אסטרונומיות, יופרעו תוך זמן קצר יחסית.

מעברים בתוך עננים מולקולרים

עננים מולקולרים הינם ענני אבק קר עצומים שמסתם מגיעה עד לכ-100,000 מסות שמש. כאשר מערכת השמש עוברת בתוך או בקרבת ענן מולקולרי, יכולה להיות לו השפעה רבה על הגופים בעננת אורט. כל מעבר כזה עשוי לגרום להעפתם החוצה או פנימה של אחוז ניכר מהגופים בעננת אורט. בפועל, לא ברור בדיוק מה אחוז הגופים שיוסרו מהעננה בכל מעבר וכמה מעברים כאלו התרחשו ב-4.5 מיליארד השנה מאז נוצרה מערכת השמש.

נמסיס

נמסיס (באנגלית: Nemesis) הינו שמו של בן לוויה היפותטי המקיף את השמש במחזור של כ-26 מיליון שנה. ההצעה לקיומו של נמסיס עלתה לאחר שהתגלו עדויות להכחדות המוניות של מינים של בעלי חיים על כדור הארץ כל כ-26 מיליון שנה (למעשה, אין ממש מחזוריות מדויקת להכחדות המוניות). הרעיון הוא שאותו נמסיס, שחצי הציר הארוך של מסלולו הוא כ-90,000 יחידות אסטרונומיות, מגיע בפריהליון למרחק של כ-10,000 עד 20,000 יחידות אסטרונומיות מהשמש ומפריע את מסלולי גופי עננת אורט. על כן, כל 26 מיליון שנה גדל שטף השביטים הנופלים לעבר מערכת השמש הפנימית והסיכוי להתנגשות של שביט כזה עם כדור הארץ ןלהכחדת מינים גדל (ראו גם: אסטרואידים). בפועל, התאוריה לגבי קיומו של נמסיס ככל הנראה אינה סבירה. הסיבה העיקרית לכך היא כי מסלול היפותטי כזה אינו יציב ותוך זמן אופייני של כ-200 מיליון שנה הוא יופרע ויתנתק מהשמש.

הסבר אחר שמוצע לאותה מחזוריות כביכול בהכחדות המוניות הוא מעברים של השמש דרך מישור הגלקסיה. במסלולה סביב מרכז הגלקסיה חולפת השמש דרך מישור הגלקסיה אחת ל-35 מיליון שנה לערך.

מבנה

הדמיות מחשב מראות שההשפעות שהוזכרו לעיל מעיפות כ-65% מהגופים בעננת אורט אל מחוץ למערכת השמש, מסלולן של 27% מהגופים מופרע באקראי לאחר שהם עוברים בקרבת השמש והיתר מסיימים את חייהם במעבר קרוב מדי לשמש. הערכה היא כי אורך החיים האופייני של גופים בעננת אורט הינו כ-60% מגיל מערכת השמש – כך שבמהלך החיים של מערכת השמש עננת אורט איבדה בין 40% ל-80% מאוכלוסייתה. האקסצנטריות המסלולית הממוצעת של הגופים בעננת אורט מוערכת בכ-0.7 והמסה הכללית שלהם מוערכת בכ-15 עד 1000 מסות כדור הארץ (בין כ-5 אלפיות האחוז ל-3 עשיריות האחוז ממסת מערכת השמש כולה).

עננת אורט אינה יעילה ב"הפקת" שביטים קצרי מחזור. מקורם של השביטים קצרי המחזור הוא ככל הנראה מעננה שטוחה יחסית ופנימית יותר לעננת אורט, שמתחילה מעבר למסלולו של נפטון. אזור זה נקרא חגורת קייפר (Kuiper belt), ע"ש האסטרונום האמריקאי, ג'ררד קייפר (Gerard Kuiper) שהציע את קיומה בשנת 1951 (אם כי הוא לא היה הראשון). חגורת קייפר הינה שריד של הדיסקה שיצרה את מערכת השמש. הערכה היא כי בחגורת קייפר יש כ 108 עד 109 גופים שרדיוסם גדול מק"מ.

עננת אורט הפנימית והחיצונית

הדמייות מחשב מלמדות כי עננת אורט ככל הנראה משתרעת ממרחק של כ-1000 יחידות אסטרונומיות מהשמש ועד למרחק של כ-50,000 יחידות אסטרונומיות. הגבול התחתון נקבע ע"י ההפרעות הכבידתיות של כוכבי הלכת וצפיפות הכוכבים באזור השמש בעת יצירת עננת אורט. לעומת זאת הגבול העליון נקבע ע"י הפוטצניאל הכבידתי הגלקטי. גופים במרחקים גדולים יותר מהגבול העליון הנ"ל אינם יציבים דינמית. ההדמיות הנ"ל מציעות כי צפיפות הגופים (ליחידת נפח) בעננת אורט יורדת כמו:

\rho\propto r^{-3.5\pm 0.5}

גופים שמרחקם מהשמש קטן מכ 20,000 יחידות אסטרונומיות מצויים בעננת אורט הפנימית (באנגלית: Inner Oort Cloud) או עננת היל (באנגלית: Hill Cloud). גופים אלו נמצאים במסלולים יציבים יחסית (אינם מופרעים באופן תדיר ע"י הפוטציאל הכבידתי הגלקטי). לעומת זאת החלקים החיצוניים של עננת אורט הם המקור העיקרי של שביטים ארוכי מחזור. מספרם של גופי עננת אורט הפנימית גדול בין פי 2 לפי 100 ממספרם של גופי עננת אורט החיצונית.

חיפוש עצמים בעננת אורט

גוף בגודל של כדור הארץ שהאלבדו שלו כ-4% המצוי במרחק של כ 3,000 יחידות אסטרונומיות משהשמש בהירותו הנראית תהיה 33. גוף כזה לא יהיה ניתן לגלות באופן ישיר באמצעים הקיימים כיום (ראו טלסקופ).

התכסויות כוכבים

עקומות האור של ליקוי כפי שחושב עבור מקור נקודתי ועצם שגודלו 0.3 פעמים רדיוס פרנל. שלוש העקומות הינן עבור מרחק מעבר מינמלי של 0 1 ו 2 רדיוסי פרנל.

השיטה המבטיחה ביותר כיום למצוא עצמים קטנים בעננת אורט (וחגורת קייפר) הינה באמצעות ליקויים של כוכבים (ראו גם: התכסויות כוכבים בכוכבי לכת). נכון להיום לא התגלו עדין עצמים שבוודאות שיכים לעננת אורט הפנימית או החיצונית אף כי יתכן כי סדנה שייך לעננת אורט הפנימית.

בתחום האור הנראה, רדיוס פרנל של עצם המצוי במרחק של 3,000 יחידות אסטרונומיות הינו כ-11 ק"מ. על כן התכסויות של כוכבים ע"י עצמים קטנים מגודל זה יהיו נשלטות ע"י התאבכות ולעומתן התכסויות של עצמים גדולים יותר יהיו בקירוב התכסויות גאומטריות. באיור משמאל מוצגות עקומות האור של ליקוי תאורטי כזה כפי שחושב עבור מקור נקודתי ועצם שגודלו 0.3 רדיוסי פרנל. שלושת העקומות הינן עבור מרחק מעבר (על פני כיפת השמיים) מינמלי של 0 1 ו 2 רדיוסי פרנל.

שדה הקרינה מכוכב מרוחק הנוצר כתוצאה מהסתרה של דיסקה אטומה שרדיוסה ρ פעמים רדיוס פרנל ועוברת במרחק ζ (ביחידות של רדיוס פרנל) מקו הראייה לכוכב ניתן ע"י:

A_{\rho}(\zeta) = 1 + i \pi
              e^{\frac{1}{2} i \pi \zeta^{2}}
              \int_{0}^{\rho}
              {e^{\frac{1}{2} i \pi \eta^{2}} J_{0}(\pi \zeta \eta) \eta d\eta}

כאשר J0 הינה פונקצית בסל מסדר ראשון ועוצמת הקרינה ניתנת ע"י:

I_{\rho} \,=\, A_{\rho}{\rm conj}(A_{\rho})

פליטת קרינת גאמא

כאשר חלקיקים אנרגטיים מהקרינה הקוסמית פוגעים בגוף הם עשויים לפגוע בגרעיני אטומים. תהליך זה עשוי לייצר חלקיקים לא יציבים המתפרקים תוך כדי פליטת קרינת גאמא. יתכן כי לווינים הצופים בתחום קרינת הגאמא (כגון טלסקופ החלל ע"ש פרמי) יהיו מסוגלים לגלות באופן עקיף את חגורת קייפר (ואולי אף את עננת אורט).

תכונות ומאפיינים

צפיפות מקורות על פני כיפת השמיים

מספרם של העצמים בחגורת אורט הוא גדול מאד. בהנחה והתפלגותם על פני כיפת השמיים אחידה אזי צפיפות עצמי עננת אורט ליחידת שטח, Σ, על פני כיפת השמיים היא:

\Sigma=\,1.9\frac{N}{10^{12}}~{\rm arcsec}^{-2}

כאשר N הוא מספרם הכללי של העצמים.

גודל זוויתי

רדיוס זוויתי, θ, של עצם בעננת אורט שרדיוסו r ומרחקו מהצופה Δ הוא:

\theta=\,1.4\times10^{-7}~\frac{r}{1\,{\rm km}}\,\Big(\frac{\Delta}{10000\,{\rm AU}}\Big)^{-1}~{\rm arcsec}

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק