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오르트 구름

Oort cloud
이 기사는 외부 오르트 구름에 관한 것입니다.내부 오르트 구름은 힐스 구름을 참조하십시오.
오르트 구름에서 태양계 내부까지의 거리와 가장 가까운 별 두 개는 천문 단위로 측정됩니다.눈금은 로그입니다. 표시된 각 거리는 이전 거리보다 10배 더 멀리 떨어져 있습니다.빨간 화살표는 2012-2013년까지 약 300년 후에 오르트 구름에 도달할 우주 탐사선 보이저 1호의 위치를 나타냅니다.
오르트 구름과 카이퍼 벨트(내장)에 대한 예술가의 인상. 가시성을 위해 물체의 크기가 과도하게 조정됩니다.

오르트 구름(/[2]ːʊrt, əɔrt/)[1]은 태양 주위를 2,000 ~ 200,000 AU(0.03 ~ 3.2 광년)[3][note 1][4]의 거리를 두고 있는 거대한 얼음 미행성 구름으로 이론화되어 있습니다.그러한 구름의 개념은 1950년 네덜란드 천문학자 얀 오르트에 의해 제안되었고, 그의 이름을 기리기 위해 그 아이디어가 명명되었습니다.오르트는 이 구름의 천체들이 태양계 내부로 들어오는 장주기 혜성들의 수를 보충하고 일정하게 유지할 것을 제안했습니다. 결국 [5]태양에 가까이 접근하는 동안 혜성들은 소모되고 파괴됩니다.

이 구름은 태양 황도와 정렬된 원반 모양의 내부 오르트 구름(힐스 구름이라고도 함)과 전체 태양계를 둘러싸고 있는 구형 외부 오르트 구름의 두 영역으로 구성되어 있는 것으로 생각됩니다.두 지역 모두 태양권 너머에 있으며 성간 [4][6]공간에 있습니다.카이퍼 벨트, 산란 원반 및 분리된 물체(해왕성 횡단 물체의 다른 세 저장소)는 오르트 구름의 가장 안쪽 부분보다 태양에 천 배 이상 더 가깝습니다(이 기사에서 로그 그래픽으로 표시됨).

오르트 구름의 바깥쪽 한계는 태양계의 우주론적 경계를 정의합니다.이 영역은 태양의 힐 구에 의해 정의되며, 따라서 태양과 은하의 중력 [7]지배 사이의 경계에 있습니다.바깥쪽 오르트 구름은 태양계에 느슨하게 묶여 있고 구성 요소들은 지나가는 별들과 은하수 자체의 중력에 의해 쉽게 영향을 받습니다.이러한 힘은 발전의 초기 단계 동안 내부 태양계에서 방출된 물질의 매우 이심률이 높은 궤도를 완화하고 더 원형으로 만드는 역할을 했습니다.오르트 원반에서 물질의 원형 궤도는 주로 이 은하 중력 [8]토크 덕분입니다.같은 이유로, 오르트 물체의 움직임에 대한 은하 간섭은 때때로 구름 내 궤도에서 혜성을 제거하여 태양계 [4]내부로 보냅니다.그들의 궤도로 볼 때, 모든 단주기 혜성들이 오르트 원반에서 온 것은 아닌 것으로 보입니다.다른 단주기 혜성들은 훨씬 더 큰 구형 [4][9]구름에서 유래했을지도 모릅니다.

천문학자들은 현재 오르트 구름에 있는 물질이 원시 행성계 원반에서 태양에 훨씬 더 가까이 형성되었고, 그 후 거대한 [4]행성들의 중력 영향을 통해 우주 먼 곳으로 흩어졌다고 가설을 세웁니다.현재 영상 [10]기술로는 오르트 구름을 직접 관찰할 수 없습니다.그럼에도 불구하고, 이 구름은 대부분의 장주기 혜성과 핼리 혜성을 보충하는 원천으로 생각되며, 이 혜성들은 결국 태양계 내부로 들어간 후 태양에 근접하여 소비됩니다.이 구름은 또한 많은 센타우루스류와 목성족 [9]혜성에도 같은 기능을 할 수 있습니다.

멀리 떨어진 소행성체의 종류

이론의 발전

20세기의 전환기에 이르러 혜성에는 두 가지 주요한 부류가 있다는 것이 이해되었습니다: 단주기 혜성 (황도 혜성이라고도 함)과 장주기 혜성 (거의 등방성 혜성이라고도 함).황도 혜성은 황도면 근처에 정렬된 상대적으로 작은 궤도를 가지고 있으며 태양으로부터 약 50 AU 떨어진 카이퍼 절벽보다 훨씬 더 먼 곳에서는 발견되지 않습니다(해왕성의 궤도는 평균 약 30 AU, 177P/바너드는 약 48 AU의 원일점을 가지고 있습니다).반면에 장주기 혜성은 태양으로부터 수천 AU의 매우 큰 궤도를 여행하고 등방적으로 분포되어 있습니다.이것은 장주기 혜성이 황도면 [11]위와 아래 모두 하늘의 모든 방향에서 나타난다는 것을 의미합니다.이 혜성들의 기원은 잘 이해되지 않았고 많은 장주기 혜성들이 처음에는 포물선 궤도 위에 있는 것으로 생각되어 성간 공간에서 태양을 한 번 방문한 사람들로 만들었습니다.

1907년 A. O. 루이스너는 당시 많은 혜성들이 사실 포물선 모양의 궤도를 가지고 있다고 생각했는데, 이 궤도는 지구 기반 [12]천문학에 보이지 않는 긴 간격 후에 태양계 내부로 되돌아올 수 있는 매우 큰 타원 궤도를 따라 움직였다고 제안했습니다.1932년 에스토니아 천문학자 에른스트 외픽은 태양계의 [13]가장 바깥쪽 가장자리에 궤도 구름 형태의 장주기 혜성 저장고를 제안했습니다.네덜란드 천문학자 얀 오르트는 1950년 혜성의 기원에 대한 역설을 해결하기 위해 이 기본적인 생각을 되살렸습니다.다음 사실은 장주기 혜성이 항상 발견되는 고도로 타원형인 궤도와 쉽게 양립할 수 없습니다.

  • 수백만 년과 수십억 년에 걸쳐 오르트 구름 혜성의 궤도는 불안정합니다.천체 역학은 결국 혜성이 지나가는 별에 의해 당겨지거나, 태양 또는 행성과 충돌하거나, 행성 섭동을 통해 태양계에서 방출되어야 한다는 것을 지시할 것입니다.
  • 게다가, 혜성의 휘발성 성분은 혜성이 반복적으로 접근함에 따라 혜성이 분열되거나 더 이상의 가스 [14]배출을 방지하는 절연 지각이 형성될 때까지 태양 복사선이 휘발성 물질을 서서히 끓게 한다는 것을 의미합니다.

오르트는 태양에 가까이 접근하는 궤도를 가진 혜성들이 원시 행성계 원반의 응축 이후, 45억년 이상 전에 그렇게 했을 수 없다고 추론했습니다.따라서 장주기 혜성은 항상 발견되는 현재 궤도에서 형성될 수 없었고 거의 모든 [14][15][11]존재를 위해 외부 저수지에 보관되어 있었을 것입니다.

오르트는 또한 장주기 혜성에 대한 단주기 표를 연구했고 약 20,000 AU의 태양으로부터 가장 멀리 후퇴하는 장주기 혜성들의 이상한 집중이 있다는 것을 발견했습니다.이것은 구형의 등방성 분포를 가진 그 거리의 저수지를 제안했습니다.그는 또한 약 10,000 AU의 궤도를 가진 비교적 희귀한 혜성들이 아마도 하나 이상의 궤도를 통해 태양계 안쪽으로 들어갔고 행성들의 [11]중력에 의해 안쪽으로 궤도가 그려졌다고 제안했습니다.

구조 및 구성

태양계의 나머지 부분과 비교한 오르트 구름의 추정 거리

오르트 구름은 태양에서 50,000 AU(0.79 AU) 또는 심지어 100,000-200,000 AU(1.58-3.16 [4][11]AU)까지 태양에서 2,000-5,000 AU(0.03-0.08 [11]Ly) 사이의 광대한 공간을 차지하는 것으로 생각됩니다.이 영역은 반경이 약 20,000–50,000 AU(0.32–0.79 Ly)인 구형 외부 오르트 구름과 반경이 2,000–20,000 AU(0.03–0.32 Ly)인 토러스 모양의 내부 오르트 구름으로 세분될 수 있습니다.

안쪽의 오르트 구름은 때때로 잭 G의 이름을 따서 힐스 구름으로 알려져 있습니다. 1981년에 [16]존재를 제안한 힐스.모델은 내부 구름이 외부 [16][17][18]구름보다 수십 배 또는 수백 배 더 많은 혜성 핵을 가진 둘 중 훨씬 더 밀도가 높을 것으로 예측합니다.힐스 구름은 수십억 [19]년 후에도 계속되는 오르트 구름의 존재를 설명하기 위해 필요한 것으로 생각됩니다.

태양의 지배권과 은하 중력 사이의 경계에 있기 때문에 외부 오르트 구름을 구성하는 물체는 태양에 약하게 묶여 있을 뿐입니다.이것은 차례로 가까운 별들 또는 은하수 자체로부터의 작은 섭동이 [4]해왕성의 궤도 안에 장주기(그리고 아마도 핼리형) 혜성을 주입할 수 있게 합니다.이 과정은 희소성, 외부 구름을 고갈시켰어야 했지만 황도보다 훨씬 위 또는 아래 궤도를 가진 장주기 혜성이 계속 관찰되고 있습니다.힐스 구름은 혜성 핵의 2차 저장고이자 약한 외부 구름의 보충원으로 생각됩니다. 후자의 숫자는 태양계 내부의 손실을 통해 점차 고갈되기 때문입니다.

바깥쪽 오르트 구름은 1km(0.62 mi)[4]보다 큰 수조 개의 물체와 직경 20km(12 mi)의 수십억 개의 물체를 가지고 있을 수 있습니다.이것은 절대 등급이 [20]11보다 큰 것에 해당합니다.이 분석에 따르면, 외부 구름의 "인접한" 물체는 1AU, [9][21]수천만 킬로미터의 상당한 비율로 분리되어 있습니다.바깥쪽 구름의 총 질량은 알려져 있지 않지만, 핼리 혜성이 바깥쪽 오르트 구름을 구성하는 원자핵에 적합한 대용물이라고 가정하면, 이들의 질량을 합친 것은 대략 3×10kg25(6.6×10파운드25), 즉 지구 질량 [4][22]5배가 될 것입니다.이전에 외부 구름은 최대 380개의 지구 [23]질량을 포함하는 두 배의 크기로 더 무겁다고 생각되었지만, 장주기 혜성의 크기 분포에 대한 향상된 지식은 더 낮은 추정치로 이어졌습니다.2023년 현재 오르트 구름 내부의 질량에 대한 추정치는 발표되지 않았습니다.

혜성의 분석이 전체를 대표한다면, 오르트 구름 물체의 대부분은 물, 메탄, 에탄, 일산화탄소 및 [24]시안화수소와 같은 얼음으로 구성됩니다.하지만, 1996 PW라는 물체의 발견은, 전형적인 장주기 혜성의 궤도에서 D형[25][26] 소행성과 외관이 일치하는 물체로, 오르트 구름 개체군이 대략 1~2%의 [27]소행성으로 구성되어 있다는 이론적 연구를 촉발시켰습니다.장주기 혜성과 목성족 혜성 모두에서 탄소와 질소 동위원소 비율을 분석한 결과 기원 지역이 크게 분리되어 있음에도 불구하고 둘 사이에 거의 차이가 없는 것으로 나타났습니다.이것은 둘 다 원래의 원시 태양 [28]구름에서 비롯되었다는 것을 암시하며, 이 결론은 또한 오르트 구름[29] 혜성의 입상 크기에 대한 연구와 목성족 혜성 템펠 [30]1의 최근 충격 연구에 의해 뒷받침됩니다.

기원.

오르트 구름은 대략 46억 년 [4]전 원시 행성계 원반에서 행성이 형성된 후에 발달한 것으로 생각됩니다.가장 널리 받아들여지는 가설은 오르트 구름의 물체들이 처음에는 행성들과 작은 행성들을 형성했던 것과 같은 과정의 일부로 태양에 훨씬 더 가까이 합쳐졌다는 것입니다.형성 후, 목성과 같은 젊은 가스 행성들과의 강한 중력 상호 작용은 물체들을 극도로 넓은 타원형 또는 포물선 궤도로 흩어지게 했고, 이후 지나가는 별들과 거대한 분자 구름이 가스 거대 [4][31]영역에서 분리된 장수 궤도로 섭동에 의해 수정되었습니다.

NASA는 많은 수의 오르트 구름 천체들이 태양과 형제 별들이 형성 및 표류하면서 물질이 교환된 결과라는 가설을 제시했으며, 대부분의 오르트 구름 천체들은 태양 [32]근처에서 형성되지 않았다고 주장했습니다.태양계의 시작부터 현재까지 오르트 구름의 진화를 시뮬레이션한 결과, 강착과 충돌의 속도가 느려지고 고갈이 [4]공급을 추월하기 시작하면서 구름의 질량이 형성 후 약 8억 년 후에 정점에 이르렀음을 시사합니다.

훌리오 앙헬 페르난데스의 모델은 태양계 주기 혜성의 주요 원천인 산란 원반이 오르트 구름 천체의 주요 원천일 수도 있다고 제안합니다.모형에 따르면, 흩어진 물체의 약 절반이 오르트 구름을 향해 바깥쪽으로 이동하는 반면, 4분의 1은 목성 궤도 안쪽으로 이동하고, 4분의 1은 쌍곡선 궤도로 방출됩니다.흩어진 원반은 여전히 오르트 구름에 [33]물질을 공급하고 있을 수 있습니다.흩어진 원반의 인구의 3분의 1은 25억 [34]년 후에 오르트 구름에서 끝날 가능성이 있습니다.

컴퓨터 모델은 형성 기간 동안 혜성 파편의 충돌이 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 큰 역할을 한다는 것을 시사합니다.이 모델들에 따르면, 태양계 역사 초기의 충돌 횟수가 너무 많아서 대부분의 혜성들이 오르트 구름에 도달하기 전에 파괴되었다고 합니다.따라서 현재 오르트 구름의 누적 질량은 한 때 예상했던 [35]것보다 훨씬 적습니다.구름의 추정 질량은 방출된 [4]물질의 지구 질량 50-100개 중 작은 부분에 불과합니다.

근처의 별들과의 중력적 상호작용과 은하의 조석은 혜성 궤도를 더 원형으로 만들기 위해 수정했습니다.이것은 바깥쪽 [4]오르트 구름의 구형에 가까운 모양을 설명합니다.반면에 태양에 더 강하게 묶여 있는 힐스 구름은 구형을 얻지 못했습니다.최근의 연구에 따르면 오르트 구름의 형성은 태양계가 200~400개의 별들이 포함된 성단의 일부로 형성되었다는 가설과 광범위하게 양립할 수 있습니다.성단 내의 가까운 항성 통로의 수가 오늘날보다 훨씬 더 많아 훨씬 더 빈번한 [36]섭동으로 이어졌기 때문에, 이 초기 별들은 구름 형성에 역할을 했을 가능성이 높습니다.

2010년 6월 해롤드 F. 레비슨과 다른 사람들은 향상된 컴퓨터 시뮬레이션에 근거하여 태양이 "탄생 성단에 있는 동안 다른 별들로부터 혜성을 포착했다"고 제안했습니다.그들의 결과는 "90%를 초과하는 오르트 구름 혜성의 상당 부분이 다른 [37][38]별들의 원시 행성 원반에서 나온 것"이라는 것을 암시합니다.2020년 7월 아미르 시라지와 아비 뢰브는 태양 탄생 성단에 있는 오르트 구름의 포획된 기원이 관측된 오르트 구름과 산란된 원반 물체의 비율을 설명하는 이론적 긴장을 해결할 수 있으며, 포획된 플래닛 [39][40][41]나인의 가능성을 높일 수 있다는 것을 발견했습니다.

혜성

혜성은 태양계에서 두 개의 분리된 기원점을 가지고 있다고 생각됩니다.단주기 혜성(최대 200년의 궤도를 가진 혜성)은 일반적으로 카이퍼 대 또는 산란 원반에서 나온 것으로 받아들여지는데, 카이퍼 대는 해왕성 궤도 너머 30 au에 있고 태양으로부터 100 au 이상으로 공동으로 뻗어 있는 두 개의 얼음 파편으로 연결된 평평한 원반입니다.궤도가 수백만 년 동안 지속되는 C/1999 F1(카탈리나)과 같은 매우 긴 주기의 혜성은 외부 오르트 [42]구름에서 직접 유래한 것으로 생각됩니다.오르트 구름 바깥쪽에서 직접 오는 것으로 모델링된 다른 혜성들로는 C/2006 P1 (McNaught), C/2010 X1 (Elenin), ISON 혜성, C/2013 A1 (Siding Spring), C/2017 K2, C/2017 T2 (PANSTARRS)가 있습니다.카이퍼 벨트 내의 궤도는 비교적 안정적이며, 그래서 극소수의 혜성만이 카이퍼 벨트에서 유래한 것으로 생각됩니다.그러나 흩어진 원반은 역동적으로 활동하며 [11]혜성의 기원지가 될 가능성이 훨씬 더 높습니다.혜성은 흩어진 원반으로부터 바깥 행성의 영역으로 지나가 센타우루스라고 알려진 [43]것이 됩니다.그리고 나서 이 센타우루스들은 단주기 [44]혜성이 되기 위해 더 안쪽으로 보내집니다.

단주기 혜성에는 크게 두 가지 종류가 있습니다.목성족 혜성(5AU 미만의 장반축을 가진 혜성)과 핼리족 혜성.그들의 원형인 핼리혜성에서 이름을 딴 핼리과 혜성은 비록 그들이 단주기 혜성이지만, 그들의 궁극적인 기원은 흩어진 원반이 아니라 오르트 구름에 있다는 가설이 있다는 점에서 특이합니다.그들의 궤도에 근거하여, 그것들은 거대한 행성들의 중력에 의해 포획되어 [15]태양계 내부로 보내진 장주기 혜성들이었다고 제안됩니다.비록 그러한 혜성의 대부분이 흩어진 [9]원반에서 유래한 것으로 생각되지만, 이 과정은 목성족 혜성의 상당한 부분의 현재 궤도를 만들었을지도 모릅니다.

오르트는 돌아오는 혜성의 수가 그의 모델이 예측한 것보다 훨씬 적었고, "혜성 퇴색"으로 알려진 이 문제는 아직 해결되지 않았다고 언급했습니다.오르트가 추정한 것보다 더 적은 수의 관측된 혜성을 설명하는 동적 과정은 알려져 있지 않습니다.이러한 불일치에 대한 가설에는 조석 응력, 충격 또는 가열로 인한 혜성의 파괴, 모든 휘발성 물질의 손실, 일부 혜성을 보이지 않게 만드는 것, [45]또는 표면에 비휘발성 지각의 형성이 포함됩니다.가상의 오르트 구름 혜성에 대한 동적 연구는 외행성 영역에서 그들의 발생이 내행성 영역보다 몇 배 더 높을 것으로 추정했습니다.이러한 불일치는 슈메이커 혜성에서와 마찬가지로 들어오는 혜성을 가두고 충돌을 일으키는 일종의 장벽 역할을 하는 목성의 중력에 의한 것일 수 있습니다.1994년의 9세 부담금.[46]오르트 구름에 기원을 둔 전형적인 동적으로 오래된 혜성의 예로는 C/[47]2018 F4가 있습니다.

조석효과

주요 기사: 은하의 조류

태양 가까이에서 보이는 대부분의 혜성들은 우리 은하에 의해 작용하는 조석력에 의해 오르트 구름의 중력 섭동을 통해 현재 위치에 도달한 것으로 보입니다.달의 조석력이 지구의 바다를 변형시켜 조수가 오르락내리락하게 하듯이, 은하의 조석력은 태양계 바깥쪽에 있는 천체들의 궤도도 왜곡시킵니다.태양계의 도표화된 영역에서, 이러한 영향은 태양의 중력에 비해 무시할 수 있지만, 시스템의 외부 영역에서는 태양의 중력이 더 약하고 은하수의 중력장의 기울기가 상당한 영향을 미칩니다.은하 조석력은 은하 중심을 향하는 축을 따라 구름을 확장하고 다른 두 축을 따라 압축합니다. 이러한 작은 섭동은 오르트 구름의 궤도를 이동하여 물체를 [48]태양에 가깝게 할 수 있습니다.태양의 중력이 은하 조석에 미치는 영향을 인정하는 지점을 조석 절단 반경이라고 합니다.그것은 반경 100,000에서 200,000 au에 놓여 있으며, 오르트 [11]구름의 외부 경계를 표시합니다.

일부 학자들은 은하의 조석이 원일점이 큰 미행성의 근일점(태양까지의 거리가 가장 작음)[49]을 증가시킴으로써 오르트 구름의 형성에 기여했을 것이라고 이론을 세웠습니다.은하 조석의 영향은 매우 복잡하고 행성계 내 개별 물체의 행동에 크게 의존합니다.그러나 누적적으로, 그 효과는 꽤 중요할 수 있습니다: 오르트 구름에서 유래한 모든 혜성의 90%는 은하 [50]조석의 결과일 수 있습니다.장주기 혜성의 관측된 궤도에 대한 통계적 모델은 은하의 조류가 그들의 궤도가 태양계 [51]내부로 교란되는 주요 수단이라고 주장합니다.

항성 섭동과 항성 동반 가설

은하의 조류 외에도, 혜성을 태양계 내부로 보내는 주요 계기는 태양의 오르트 구름과 가까운 별들의[4] 중력장 또는 거대한 분자 구름 [46]사이의 상호 작용이라고 생각됩니다.우리 은하의 평면을 통과하는 태양의 궤도는 때때로 그것을 다른 항성계와 비교적 가깝게 만듭니다.예를 들어, 70,000년 전에, 숄츠의 별은 질량이 낮고 상대적인 속도가 빠르기 때문에 [52]그 효과가 제한되었지만, 아마도 오르트 구름 바깥을 통과했을 것이라고 가정됩니다.다음 천만 년 동안 오르트 구름을 교란시킬 가능성이 가장 큰 별은 글리제 [53]710입니다.이 과정은 또한 오르트 구름 물체를 황도면 밖으로 흩어지게 할 수 있으며, 잠재적으로 구면 [53][54]분포를 설명할 수 있습니다.

1984년 물리학자 리처드 A. 뮬러는 태양이 오르트 구름 내의 타원 궤도에 아직 발견되지 않은 갈색 왜성 또는 적색 왜성을 가지고 있다고 가정했습니다.네메시스라고 알려진 이 물체는 대략 2600만 년마다 오르트 구름의 일부를 통과하여 태양계 내부를 혜성으로 폭격한다고 가정되었습니다.하지만, 지금까지 네메시스의 증거는 발견되지 않았고, 분화구 수와 같은 많은 증거들이 네메시스의 존재에 [55][56]의문을 던졌습니다.최근의 과학적 분석은 더 이상 지구상의 멸종이 규칙적이고 반복적인 [57]간격으로 일어난다는 생각을 지지하지 않습니다.따라서 네메시스 가설은 더 이상 현재 가정을 [57]설명할 필요가 없습니다.

다소 유사한 가설이 2002년 라파예트에 있는 루이지애나 대학의 천문학자 존 J. 마테시에 의해 제기되었습니다.그는 은하의 조류나 항성의 섭동만으로 설명할 수 있는 것보다 더 많은 혜성들이 가정된 오르트 구름의 특정 영역에서 태양계 내부에 도착하고 있으며, 가장 가능성이 높은 원인은 먼 [58]궤도에 있는 목성 질량의 물체일 것이라고 주장합니다.이 가상의 가스 거인은 Tyche라는 별명을 얻었습니다.국부적인 별 거리를 명확히 하기 위해 시차 측정을 사용하는 전 하늘 조사인 WISE 미션은 Tyche [57]가설을 증명하거나 반증할 수 있었습니다.2014년, 나사는 WISE 조사가 그들이 [59]정의한 것처럼 어떤 물체도 배제했다고 발표했습니다.

미래 탐험

TAU 우주선에 대한 예술가의 인상

우주 탐사선은 아직 오르트 구름의 영역에 도달하지 못했습니다.현재 태양계를 떠나는 행성간 우주 탐사선 중 가장 빠르고[60][61][62] 먼 보이저 1호는 약 300년[6][63] 안에 오르트 구름에 도달할 것이고 통과하는 데 약 [64][65]3만 년이 걸릴 것입니다.하지만 2025년경에 보이저 1호에 있는 방사성동위원소 열전기 발전기는 더 이상 과학 기기를 작동시키기에 충분한 전력을 공급하지 않을 것이며, 보이저 1호에 의한 더 이상의 탐사를 방해할 것입니다.현재 태양계를 탈출하고 있는 다른 네 개의 탐사선은 오르트 구름에 도달했을 때 이미 작동하지 않거나 작동하지 않을 것으로 예상됩니다.

1980년대에는 50년 안에 1,000 AU에 도달할 수 있는 TAU라는 탐사선에 대한 개념이 있었습니다. 그 임무 중 하나는 오르트 [66]구름을 찾는 것이었습니다.

2014년 디스커버리 기회 발표 프로그램에서는 "휘플 미션"이라고 불리는 오르트 구름(및 카이퍼 벨트)의 물체를 감지하는 관측소가 [67]제안되었습니다.그것은 광도계로 멀리 있는 별들을 관찰하여 최대 10,000 AU [67]떨어진 통과를 찾습니다.이 천문대는 L2 주위를 도는 후광에 대해 제안된 [67]5년 임무입니다.케플러 천문대가 오르트 [68]구름의 물체를 감지할 수 있었을 것이라는 주장도 제기되었습니다.

참고 항목

레퍼런스

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주석

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