Representação artística da nuvem de Oort e do cinturão de Kuiper.
A nuvem de Oort, também chamada de nuvem de Öpik-Oort, é uma nuvem esférica de cometas e asteroides hipotética (ou seja, não observada diretamente) que possivelmente se localize nos limites do Sistema Solar, a cerca de 50.000 UA, ou quase um ano-luz, do Sol. Isso faz com que ela fique a aproximadamente um quarto da distância a Proxima Centauri, a estrela mais próxima da Terra além do Sol. O cinturão de Kuiper e o disco disperso, as outras duas regiões do Sistema Solar que contêm objetos transnetunianos, se localizam a menos de um centésimo da distância estimada da nuvem de Oort. A parte externa da nuvem de Oort define o limite gravitacional do Sistema Solar.
Segundo algumas estimações estatísticas, a nuvem poderia abrigar entre um bilhão e cem bilhões de cometas (10^12 e 10^14), sendo a sua massa cerca de cinco vezes a da Terra.
Acredita-se que a nuvem de Oort, que recebe o seu nome graças ao astrônomo holandês Jan Oort, compreende duas regiões distintas: uma parte externa esférica e uma parte interna em forma de disco, ou nuvem de Hills. Os objetos da nuvem de Oort são compostos principalmente por gelo, amônia e metano, entre outros, e foram formados perto do Sol, nos primeiros estágios de formação do Sistema Solar. Então, chegaram às suas posições atuais na nuvem de Oort devido a efeitos gravitacionais causados pelos planetas gigantes.
Embora não se tenha feito nenhuma observação direta da nuvem de Oort, astrônomos acreditam que ela é a fonte de todos os cometas de longo período e de tipo Halley, além de muitos centauros e cometas de Júpiter. A parte externa da nuvem de Oort é muito pouco influenciada pela gravidade do Sol, e isso faz com que outras estrelas, incluse a própria Via Láctea, possam interferir na órbita de seus objetos e mandá-los para o Sistema Solar interior. De todos os cometas de curto período do Sistema Solar, muitos podem vir do disco disperso, mas alguns podem ter se originado na nuvem de Oort. Apesar de que o cinturão de Kuiper e o disco disperso tenham sido estudados e observados, apenas quatro objetos transnetunianos conhecidos—90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 e 2008 KV42—são considerados possíveis membros da nuvem de Oort interna. Os cometas da nuvem de Oort exterior encontram-se pouco ligados pela gravidade ao Sol, e isto faz com que outras estrelas, e até mesmo a própria Via Láctea, possam influir neles e provocar que saiam despedidos para o Sistema Solar interior. A maioria dos cometas de período curto originaram-se no disco disperso. No entanto, acredita-se que um grande número deles tem a sua origem na nuvem de Oort. Apesar de que tanto o cinturão de Kuiper como o disco disperso tenhem sido observados e estudados, bem como classificados muitos dos seus componentes, somente há evidências na nuvem de Oort de quatro possíveis membros: 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372, e 2008 KV42, todos eles na nuvem de Oort interior.
Primeiras hipóteses
Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik postulou que os cometas de período longo se originaram numa nuvem que orbitava nos confins do Sistema Solar. Em 1950, o astrônomo holandês Jan Oort postulou a teoria de modo independente para resolver um paradoxo. As órbitas dos cometas são muito inestáveis, sendo sua dinâmica que, ou colidirão contra o Sol ou com qualquer outro planeta, ou sairão despedidos do Sistema Solar devido às perturbações dos planetas. Adicionalmente, ao ser formados na sua maior parte por gelo e outros elementos volátéis, estes vão depreendendo-se gradualmente devido à radiação eletromagnética até o cometa se dividir ou adquirir uma casca isolante que freia a desgasificação. Assim, Oort razoou que os cometas não puderam ter-se formado na sua órbita atual, e que deviam ter permanecido durante toda a sua existência num afastado depósito repleto destes corpos celestes, caindo com o tempo para o Sistema Solar e tornando-se cometas de período longo.
Existem dois tipos de cometas: os de período curto (também chamados cometas eclípticos), que apresentam órbitas por baixo das 10 UA, e os de período longo (cometas quase isótropos), que possuem órbitas de mais de 1.000 UA. Oort pesquisou os cometas quase isótropos, e encontrou que a maioria deles possuíam um afélio (a sua distância mais afastada ao Sol) de aproximadamente 20.000 UA e pareciam provir de todas direções, o qual fortalecia a sua hipótese e sugeria um depósito esférico. Os escassos cometas que possuíam afélios de 10.000 UA deveram passar em algum momento muito perto do Sistema Solar, sendo influenciados pela gravidade dos planetas e, portanto, fazendo menor a sua órbita.
Composição e estrutura
Distância da Nuvem de Oort respeito do resto de corpos do Sistema Solar.
Acredita-se que a nuvem de Oort se estende desde 2.000 ou 5.000 UA até 50.000 UA do Sol, embora algumas fontes situem o seu limite entre 100.000 UA e 200.000 UA. A nuvem de Oort pode-se dividir em duas regiões: a nuvem de Oort exterior, esférica, e a nuvem de Oort interior (2.000-20.000 UA), que tem forma toroidal.
A nuvem exterior fica pouco ligada ao Sol, e é a fonte da maior parte dos cometas de período longo. A nuvem interior que também se conhece como nuvem de Hills, em honra a J. G. Hills, o astrônomo que propôs a sua existência em 1981. Os modelos predizem que a nuvem interior deveria possuir dezenas ou centenas de vezes mais cometas do que a nuvem exterior; parece ser que a nuvem de Hills fornece a nuvem exterior com cometas à medida que se vão esgotando, e explica a existência da nuvem de Oort após milhares de milhões de anos.
Acredita-se que a nuvem de Oort pode abrigar vários bilhões de cometas de mais de 1,3 quilômetro de diâmetro e quinhentos mil milhões com uma magnitude absoluta menor a +10,9 (quanto menor é o valor, maior é o brilho). Apesar do número tão elevado de cometas, cada um deles estaria separado em média várias dezenas de milhões de quilômetros com referência ao cometa mais próximo. A massa da nuvem de Oort não se sabe com certeza, mas tomando o cometa Halley como protótipo de cometa da nuvem exterior, estima-se que a massa seria de 3x10^25 quilogramas, cerca de cinco vezes a da Terra. Anteriormente acreditava-se que a sua massa poderia alcançar até 380 vezes a massa terrestre, mas a atual compreensão da distribuição de tamanhos dos cometas de período longo reduziu as estimações. Atualmente, a massa da nuvem de Oort interior continua sendo desconhecida.
Considerando os cometas analisados como estimativa dos que se encontram na nuvem de Oort, a grande maioria deles estaria formada por gelo, metano, etano, monóxido de carbono e ácido cianídrico. Contudo, a descoberta do asteroide "1996 PW", que possui uma órbita mais característica de um cometa de período longo, sugere que a nuvem também abriga objetos rochosos. As análises das isótopos de carbono e nitrogênio revelam que quase não existem diferenças entre os cometas da nuvem de Oort e os cometas de Júpiter, apesar das enormes distâncias que os separam. Este fato sugere que todos eles se formaram na nuvem protosolar, durante a formação do Sistema Solar. Estas conclusões são também aceites pelos estudos do tamanho granular nos cometas da nuvem de Oort, assim como também pelo estudo dos impactos do cometa 9P/Tempel 1.
Origem
Tudo indica que a nuvem de Oort foi formada como remanente do disco protoplanetário que se originou em torno do Sol há 4,6 milhares de milhões de anos. A hipótese mais aceite é que os objetos da nuvem de Oort formaram-se muito perto do Sol, no mesmo processo no que se criaram os planetas e os asteroides, mas as interações gravitacionais com os novos planetas gasosos como Júpiter e Saturno expulsaram estes objetos para longas órbitas elípticas ou parabólicas. Simulações da evolução da nuvem de Oort foram realizadas, cobrindo da sua formação até a atualidade, e estas mostram que a sua máxima massa adquiriu-a 800 milhões de anos após a sua formação.
Os modelos realizados pelo astrônomo uruguaio Julio Ángel Fernández sugerem que o disco disperso, que é a principal fonte de cometas periódicos do Sistema Solar, poderia ser também a principal fonte dos objetos da nuvem de Oort. De acordo com os seus modelos, a metade dos objetos dispersados viajam para a nuvem de Oort, um quarto deles fica orbitando Júpiter, e outro quarto sai expulso em órbitas parabólicas. O disco disperso ainda poderia continuar alimentando a nuvem de Oort, proporcionando-lhe novo material. Calculou-se que, ao cabo de 2,5 milhares de milhões de anos, um terço dos objetos do disco disperso acabarão na nuvem de Oort.
Os modelos computacionais sugerem que as colisões dos entulhos dos cometas ocorridas durante o período de formação desempenham um rol muito mais importante do que anteriormente se acreditava. De acordo com estes modelos, durante as fases mais temporãs do Sistema Solar sucederam tal quantidade de colisões que muitos cometas ficaram destruídos antes de atingir a nuvem de Oort. Assim, a massa acumulada atualmente na nuvem de Oort é muito menor do estimado. Acredita-se que a massa da nuvem de Oort é somente uma pequena parte das 50-100 massas terrestres de material expulso.
A interação gravitacional de outras estrelas e a maré galáctica modificam as órbitas dos cometas, fazendo-as mais circulares. Isto poderia explicar a forma esférica da nuvem de Oort exterior. Por outro lado, a nuvem interior, que se encontra mais ligada gravitacionalmente ao Sol, ainda não adquiriu tal forma. Estudos recentes mostram que a formação da nuvem de Oort é compatível com a hipótese de que o Sistema Solar se formou como parte de um aglomerado dentre 200 e 400 estrelas. Se a hipótese for correta, as primeiras estrelas do aglomerado que se formaram poderiam afetar em larga medida à formação da nuvem de Oort, ocasionando frequentes perturbações.
Cometas
Acredita-se que os cometas se originaram em dois pontos bem diferenciados do Sistema Solar. Os cometas de período curto geraram-se na sua maior parte em no cinturão de Kuiper ou no disco disperso, que começam a partir da órbita de Plutão (38 UA do Sol) e estendem-se até as 100 UA. Os de período longo, como o cometa Hale-Bopp, que tardam milhares de anos em completarem uma órbita, originaram-se todos na nuvem de Oort. O cinturão de Kuiper gera poucos cometas devido à sua órbita estável, ao contrário do disco disperso, que é dinamicamente muito ativo. Os cometas escapam do disco disperso e caem sob os domínios gravitacionais dos planetas exteriores, tornando-se "centauros". Estes centauros, com o tempo, são enviados mais adentro do Sistema Solar e tornam-se cometas de período curto.
Os cometas de período curto podem ser divididos em dois tipos: os da família Júpiter e os da família Halley (também chamados cometas tipo Halley). A sua principal diferença radica no período; os primeiros tardam menos de vinte anos em completá-lo e têm semieixos maiores em torno de 5 UA, e os segundos tardam mais de vinte anos e o seu semieixo maior costuma ser de mais de 10 UA. Também se pode usar o parâmetro de Tisserand para os diferenciar, sendo “Tp = 2” a fronteira de separação entre ambos, embora a sua efetividade está disputada. Adicionalmente, os cometas da família Júpiter têm inclinações orbitais baixas, cerca de 10º de média, enquanto os de tipo Halley têm inclinações orbitais muito desiguais, embora geralmente muito pronunciadas, de cerca de 41º de média. Todas estas diferenças ocorrem devido ao sua origem: os cometas da família Júpiter foram formados no seu maior parte em no disco disperso, enquanto os da família Halley originaram-se na nuvem de Oort. Acredita-se que estes últimos foram cometas de período longo que foram capturados pela gravidade dos planetas gigantes e enviados para o Sistema Solar interior.
Jan Oort apercebeu-se de que o número de cometas era menor que o predito pelo seu modelo, e ainda atualmente o problema fica sem resolver. As hipóteses apontam para a destruição dos cometas por impacto ou para a sua desagregação por forças de maré; também se sugere a perda de todos os compostos voláteis ou a formação de uma camada não volátil na sua superfície, o qual tornaria invisível o cometa. Foi observado também que a incidência dos cometas nos planetas exteriores é muito maior que nos interiores. O mais provável é que se deva à atração gravitacional de Júpiter, que agiria a modo de barreira, pegando os cometas e fazendo que colidissem contra ele, do mesmo jeito que aconteceu com o cometa Shoemaker-Levy 9 em 1994.
Forças de maré
As forças de maré ocorrem devido a que a gravidade que exerce um corpo decresce com a distância. Os efeitos mais cotidianos são as marés que a Lua provoca sobre os oceanos terrestres, causando que estes subam ou baixem segundo a sua cercania ao satélite. Do mesmo jeito, a Via Láctea exerce estas forças de maré sobre a nuvem de Oort, deformando-a ligeiramente para o centro da galáxia (pelo qual a nuvem de Oort não é uma esfera perfeita). No Sistema Solar interior esta maré galáctica é ínfima, pois a gravidade solar predomina, mas quanto maior é a distância ao Sol mais perceptível se torna aquela. Esta pequena força é suficiente para perturbar o movimento de alguns membros da nuvem, e uma parte deles são enviados para o Sol.
Alguns experts acreditam que a maré galáctica pôde aumentar os periélios (distância mais próxima ao Sol) de alguns planetesimais com grandes afélios, contribuindo assim para a formação da nuvem de Oort. Os efeitos da maré galáctica são muito complexos, e dependem em larga medida do comportamento de cada um dos objetos do sistema planetário. Pelo contrário, globalmente os efeitos são evidentes: acredita-se que cerca de 90% dos cometas que expulsa a nuvem de Oort são devidos a ela. Os modelos estatísticos baseados nas órbitas dos cometas de período longo apoiam esta ideia.
Ciclos de extinção
Ao estudarem as extinções na Terra os cientistas advertiram um padrão que se repete cada certo tempo. Observaram que aproximadamente cada 26 milhões de anos na Terra desaparece uma percentagem de espécies considerável, embora ainda não se saiba com certeza o que a causa.
A maré galáctica poderia explicar estes ciclos de extinções. O Sol gira em torno do centro da Via Láctea, e a sua órbita passa pelo plano galáctico com certa regularidade. Quando o nosso astro fica fora do plano galáctico, a força de maré provocada pela galáxia é mais fraca; do mesmo jeito, quando cruza o plano galáctico a intensidade desta força chega ao seu máximo, resultando num acréscimo da perturbação da nuvem de Oort e, portanto, do envio de cometas para o Sistema Solar interior até um fator de quatro. Acredita-se que o Sol passa através do plano galáctico cada 20-25 milhões de anos. Contudo, alguns astrônomos crêem que a passagem do Sol pelo plano galáctico não pode explicar por si só o aumento do envio de cometas, argumentando que atualmente o Sol fica perto do plano galáctico e, no entanto, o último evento de extinção aconteceu apenas 15 milhões de anos atrás. Em lugar disso propõem como causa a passagem do Sol pelos braços espirais da galáxia, os quais, além de albergar a multidão de nuvens moleculares que perturbam a nuvem de Oort, também abrigam numerosas gigantes azuis, cujo tempo de vida é muito curto ao consumirem mais depressa o seu combustível nuclear e em questão de cerca de poucos milhões de anos explodem violentamente originando supernovas.
Perturbações estelares
Além da maré galáctica, há mais mecanismos capazes de enviar cometas para o Sistema Solar interior, como os campos gravitacionais das estrelas próximas ou das grandes nuvens moleculares. Por vezes, durante a sua órbita através da galáxia, o Sol aproxima-se a outros sistemas estelares. Por exemplo, calculou-se que durante os próximos 10 milhões de anos a estrela conhecida com maiores possibilidades de afetar a nuvem de Oort é Gliese 710 (de fato, acredita-se que dentro de cerca de 1,4 milhões de anos transitará pela nuvem de Oort, aumentando até em 50% a taxa de expulsão de cometas). Este processo também dispersa os objetos fora do plano eclíptico, explicando a distribuição esférica da nuvem.
Hipótese de Nêmesis
Em 1984, Richard A. Muller, Piet Hut e Mark Davis, sugeriram a possibilidade de que o Sol pudesse ter uma companheira estelar que o orbitasse. Este objeto hipotético recebeu o nome de Nêmesis, que seria provavelmente uma anã marrom e orbitaria muito perto donde se acredita que se encontra a nuvem de Oort. Nêmesis possuiria uma órbita elíptica, pelo qual cada 26 milhões de anos passaria através da nuvem, jogando cometas para o Sistema Solar interior, o que explicaria a periodicidade das extinções na Terra. Um ano depois, D. Whitmire e J. J. Matese sugeriram a possibilidade de que Nêmesis fosse um pequeno buraco negro, e em 2002 este último propôs a existência de um planeta gigante muito distante que seria o causador de que uma grande parte dos cometas que chegam ao Sistema Solar interior provenham de uma região concreta da nuvem de Oort.
Contudo, não se encontraram provas definitivas da sua existência, e muitos cientistas argumentam que uma companheira estelar a uma distância tão enorme do Sol não poderia ter uma órbita estável, pois seria expulsa pelas perturbações das demais estrelas.
Objetos da nuvem de Oort
Deixando de lado os cometas de período longo, apenas se conhecem quatro objetos que pertenceriam à nuvem de Oort; trata-se de 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 e 2008 KV42. Por causa da sua distância, o periélio dos dois primeiros, ao contrário dos objetos do disco disperso, não fica afetado pela gravidade de Neptuno, pelo que as suas órbitas não podem ser explicadas desde as perturbações dos planetas gigantes. Se fossem formados nas suas posições atuais, as suas órbitas deveriam ser circulares; além disso, a acreção fica descartada, pois a enorme velocidade com a que se movimentavam os planetesimais teria resultado prejudicial demais.
Há várias hipóteses que poderiam explicar as suas excêntricas órbitas: poderiam ter sido afetados pela gravidade de uma estrela próxima quando o Sol ainda se encontrava no aglomerado estelar no que se formou. Caso de ser assim, poderiam também ter sido perturbados por um corpo ainda desconhecido do tamanho de um planeta que se encontrasse na nuvem de Oort, poderia ser devido também a uma dispersão exercida por Netuno durante um período de grande excentricidade ou pela gravidade de um afastado disco transnetuniano primitivo, ou até mesmo ter sido capturadas por pequenas estrelas que passavam esporadicamente perto do Sol. De todas elas, a perturbação de outras estrelas parece ser por enquanto o mais provável. Alguns astrônomos preferem incluir tanto Sedna como 2000 CR105 no que denominam "disco disperso estendido", em lugar de na nuvem de Oort interna.
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