|
|||||||||||||||
|
Oorth Bulutu
Kuyrukluyıldızların yörüngeleri, büyüklük, eğim ve eksantriklik açısından çok büyük farklılıklar gösterir. Eskiden beri kuyrukluyıldızlar kısa dönemli ve uzun dönemli olmak üzere iki sınıfa ayrılmaktadır. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar, periodu 200 seneden az olanlar, uzun dönemliler ise periyodu 200 seneden fazla olanlar olarak değerlendirilmektedir.
1950 yılında Jan Oorth kuyrukluyıldızların yörüngelerinin bazı özelliklerinin farkına vardı;
Gözlenen kuyruklu yıldızların yörüngeleri, hiç birinin yıldızlar arası boşluktan gelmediğini gösteriyordu.Uzun dönemli kuyrukluyıldızların yörüngelerinin güneşten en uzak noktası (aphelion), 50,000 AU civarında hesaplanıyordu. (1AU = Güneş dünya arası mesafe)Uzun dönemli kuyrukluyıldızlar gezegenler bölgesine rastgele herhangi bir yönden gelebiliyorlardı ve %50'si retrograd yörüngeye sahiptiler.Bu kadar uzak mesafeden (50,000 AU) gelen kuyrukluyıldızların yörüngeleri, gezegenlerin, özellikle de jupiterin çekim alanından etkilenerek değişmesi ve onları 50,000 AU'dan daha uzaklara, ya da yıldızlar arası boşluğa atması gerekirdi. Gerçekten de uzun dönemli kuyrukluyıldızların gözlenen yörüngeleri, büyük çoğunluğunun gezegenler bölgesine ilk kez girdiklerini gösteriyordu.Bütün bu kanıtlara dayanarak, Oorth, güneş sisteminin çevresinde, güneşten her yönde 50,000 AU kadar uzakta, uzun dönemli kuyrukluyıldızların kaynağını oluşturan cisimlerle dolu, muazzam büyüklükte küresel bir bulut olduğu kanısına vardı. Diğer gökbilimcilerce de benimsenen bu oluşuma Oorth Bulutu denmektedir.
Oorth bulutunun, güneş sistemi kütlesinin önemli bir bölümünü (en azından Jupiter kütlesi kadar) oluşturduğuna inanılmaktadır. Bununla birlikte Oorth bulutunun dolaysız bir kanıtı yoktur, içerdiği kuyruklu yıldızların ne sayısı ne de büyüklükleri hakkında bilgiden henüz yoksunuz.
Kuiper Kuşağı
Gökbilimciler 1992'den başlayarak, Neptünün dışında güneş çevresinde dönen çok sayıda küçük cismin varlığını saptadılar.Bunların yörüngelerinin, Neptün yörüngesinden (30 AU) dişarı doğru 50 AU mesafelere kadar uzandığı bilinmekte ve çapı 100 km'den büyük en az 50,000 tane cisim bulunduğu sanılmaktadır. Gözlemler, Trans-Neptünian olarak da isimlendirilen bu cisimlerin ekliplik düzlem yakınında kalın bir kuşak ya da halka şeklinde yoğunlaştığını göstermektedir. Güneşi çevreleyen bu halka Kuiper Kuşağı olarak anılmaktadır.
Kuiper Kuşağının, güneş sisteminin oluştuğu disk şeklindeki kozmik bulutun kalıntısı olduğu düşünülmektedir. Diskin yoğun iç bölgelerinin gezegenleri oluşturduğu, gezegenleri oluşturamıyacak incelikteki dış bölge ise küçük cisimler şeklinde yoğunlaşarak halka şeklindeki Kuiper Kuşağını oluşturduğu sanılmaktadır.
Kısa dönemli kuyruklu yıldızların kaynağının Kuiper kuşağı olduğu bilinmektedir. (Tıpkı Oorth Bulutunun uzun dönemli kuyrukluyıldızların kaynağı olduğu gibi). Son 10 yıldan bu yana pek çok Kuiper Kuşağı cismi tanımlanmıştır. Bazı gökbilimcilere göre, büyük gezegenlerin çekim etkileriyle pek çok Kuiper kuşağı cismi uzay boşluğuna fırlatılmış, güneş sistemi çekiminden kurtulamayanlar ise, uzak Oorth bulutunu oluşturmuşlardır.
Bazı astronomlar Triton, Pluto ve Charon'u en büyük Kuiper Kuşağı cisimleri olarak kabul ederler.
Kuiper kuşağı cisimleri yörüngeleri gözönüne alınarak üç sınıfta incelenirler;
Klasik Kupier Kuşağı cisimleriDağınık Kupier Kuşağı cisimleriPlutino'larKlasik Kupier Kuşağı cisimleri:Kupier Kuşağı cisimlerinin büyük bülümünün yörüngeleri, güneşe en yakın (perihelion) noktada bile, Neptün yörüngesinin hayli dışında kalır ve eksantrikliği az, çembere yakındır. Bu sayede çarpışma riskleri olmadan ve gezegen çekim alanlarından etkilenmeden varlıklarını güneş sisteminin başlangıcından beri sürdürebilmişlerdir. Klasik olarak adlandırılmalarının nedeni de budur (yörüngeleri gezegenler gibidir). Yörüngelerinin sınırı 50 AU'ya varır. Klasik Kupier Kuşağı cisimlerine 1992 QB1 örnek gösterilebilir.
Dağınık Kuiper Kuşağı cisimleri:Bazı Kuiper Kuşağı cisimleri (1996 TL66 gibi), oldukça oblik (yüksek derecede eksantrik) bir yörüngeye sahiptir. Perihelionları (yörüngenin güneşe en yakın noktası) 35 AU civarındadır. Neptün'e yaklaşmaları nedeniyle, zayıf çekim etkileriyle, milyonlarca yıl içinde yörüngelerinde değişmeler olacağı hesaplanmaktadır. Şubat 1999'da üç tane daha dağınık Kuiper Kuşağı cismi tanımlanmış (1999 CV118, CY118 ve CF119) son iki yılda ise gelişen görüntüleme teknikleriyle bulunanların sayısında dramatik bir artış görülmektedir. Yeni bulunanlar sayesinde, pek çoğunun yörüngelerinin aphelion'unun (yörüngenin güneşten en uzak noktası) 200 AU'ya vardığını saptanmıştır. Çok daha uzaklara uzanan yörüngelere sahip olanların da varlığına inanılmaktadır, ancak bunların tesbiti çok daha zordur. Neptün'le dinamik ilişkisi olanlar kısa dönemli kuyruklu yıldızların kaynağını oluştururlar. Halen dağınık Kuiper Kuşağı cisimlerinin sayısı hakkında, tahminlerin çok üstünde olduğu dışında, hemen hemen hiç bilgimiz yoktur.
Plutino'lar:Son araştırmalar çok sayıda cismin tıpkı Pluto gibi Neptün'le 3:2 rezonasta olduğunu (Neptün güneş çevresinde 3 kez döndüğünde bu cisimler de 2 tam tur atmış olurlar) göstermiş ve bu özellikte çok sayıda Kuiper Kuşağı cismi tanımlanmıştır. Bu cisimlerin yörüngeleri güneşe yaklaştıkları bölgede Neptün yörüngesinin önüne geçer ve güneşten uzaklaştıkları zaman da Neptün yöründesinin ardında kalır. Ancak rezonans nedeniyle çarpışma riski yoktur (Pluto'da olduğu gibi). Bu nedenle bu cisimlere Plutino (küçük Pluto veya Plutocuk) ismi verilmiştir. Halen bilinen Kuiper Kuşağı cisimlerinin 1/4'ünü Plutino'lar oluşturur. Ancak tüm Kuiper cisimlerinin çok daha küçük bir oranını teşkil ettikleri bilinmektedir.