Nubes de colinas

Entre 1932 y 1981, los astrónomos creían que la nube de Oort, propuesta por Ernst Öpik y Jan Oort , y el cinturón de Kuiper eran las únicas reservas de cometas en el Sistema Solar.

En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik planteó la hipótesis de que los cometas tenían su origen en una nube que orbitaba el límite exterior del Sistema Solar. ^{[ 8 ]} En 1950, esta idea fue retomada independientemente por el astrónomo neerlandés Jan Oort para explicar una aparente contradicción: los cometas se destruyen tras varios pasos por el Sistema Solar interior, por lo que, si alguno hubiera existido durante varios miles de millones de años (desde el comienzo del Sistema Solar), ya no se podría observar ninguno. ^{[ 9 ]}

Oort seleccionó 46  cometas para su estudio, los cuales fueron mejor observados entre 1850 y 1952. La distribución del recíproco de los semiejes mayores mostró una frecuencia máxima que sugería la existencia de un reservorio de cometas a una distancia de entre 40 000 y 150 000 UA (0,6 y 2,4 años luz) . Este reservorio, ubicado en los límites de la esfera de influencia del Sol , estaría sujeto a perturbaciones estelares, que probablemente expulsarían los cometas de la nube hacia afuera o los impulsarían hacia adentro.  

Los cometas de la nube de Oort son constantemente perturbados por su entorno y objetos distantes. Un número significativo abandona el Sistema Solar o se acerca mucho al Sol. Por lo tanto, la nube de Oort debería haberse fragmentado hace mucho tiempo, pero aún permanece intacta. La propuesta de la nube de Hills podría ofrecer una explicación; J. G. Hills y otros científicos sugieren que podría reponer los cometas en la parte exterior de la nube de Oort. ^{[ 13 ]}

También es probable que la nube de Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el Sistema Solar. ^{[ 11 ]} La nube de Hills debería ser mucho más densa que la nube de Oort exterior: si existe, tiene un  tamaño de entre 5000 y 20 000 UA. En cambio, la nube de Oort tiene un tamaño de entre 20 000 y 50 000 UA (0,3 y 0,8 años luz) . ^{[ 14 ]}  

Se desconoce la masa de la nube de Hills. Algunos científicos creen que podría ser cinco veces más masiva que la nube de Oort. ^{[ 4 ]} Mark E. Bailey estima que la masa de la nube de Hills es de 13,8 masas terrestres , si la mayoría de los cuerpos se encuentran a 10 000 UA. ^{[ 11 ]}  

Si los análisis de cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Hills consisten en diversos hielos, como agua, metano, etano, monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. ^{[ 15 ]} Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW , un asteroide en una órbita típica de un cometa de largo período, sugiere que la nube también puede contener objetos rocosos. ^{[ 16 ]}

El análisis de carbono y las proporciones isotópicas de nitrógeno, primero en los cometas de las familias de la nube de Oort y luego en el cuerpo de la región de Júpiter, muestran poca diferencia entre ambos, a pesar de sus áreas claramente distantes. Esto sugiere que ambos provienen de un disco protoplanetario , ^{[ 17 ]} una conclusión también respaldada por estudios del tamaño de las nubes de cometas y el reciente estudio del impacto del cometa Tempel 1. ^{[ 18 ]}

Vista esquemática a escala de objetos astronómicos conocidos situados a menos de 4,5 años luz del Sol. La nube de Hills se muestra aquí como una línea verde azulada (sección transversal de su forma toroidal).

Muchos científicos piensan que la nube de Hills se formó a partir de un encuentro cercano (800 UA) entre el Sol y otra estrella dentro de los primeros 800 millones de años del Sistema Solar , lo que podría explicar la órbita excéntrica de 90377 Sedna , que no debería estar donde está, ya que no está influenciada ni por Júpiter ni por Neptuno , ni por efectos de marea. ^{[ 19 ]} Entonces es posible que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort . Sin embargo, solo Sedna y otros dos sednoides ( 2012 VP ₁₁₃ y 541132 Leleākūhonua ) presentan esas irregularidades; para 2000 OO ₆₇ y 2006 SQ ₃₇₂ esta teoría no es necesaria, porque ambos orbitan cerca de los gigantes gaseosos del Sistema Solar .

Los astrónomos sospechan que varios cometas provienen de la misma región que la nube de Hills; en particular, se centran en aquellos con afelios mayores de 1000  UA (que, por lo tanto, provienen de una región más lejana que el cinturón de Kuiper), pero menores de 10 000  UA (ya que de lo contrario estarían demasiado cerca de la nube de Oort exterior).

Algunos cometas famosos alcanzan grandes distancias y son candidatos a objetos de la nube de Hills. Por ejemplo, el cometa Lovejoy , descubierto el 15  de marzo de 2007 por el astrónomo australiano Terry Lovejoy , tenía una distancia de afelio de entrada de alrededor de 1800  UA. El cometa Hyakutake, descubierto en 1996 por el astrónomo aficionado Yuji Hyakutake , tiene un afelio de salida de 3500  UA. El cometa McNaught , descubierto el 7  de agosto de 2006 en Australia por Robert H. McNaught , se convirtió en uno de los cometas más brillantes de las últimas décadas, con un afelio de 4100  UA. El cometa Machholz , descubierto el 27 de  agosto de 2004 por el astrónomo aficionado Donald Machholz , provenía de aproximadamente 5000  UA.

Sedna es un planeta enano descubierto por Michael E. Brown , Chad Trujillo y David L. Rabinowitz el 14  de noviembre de 2003. Las mediciones espectroscópicas muestran que la composición de su superficie es similar a la de otros objetos transneptunianos : está compuesta principalmente por una mezcla de hielos de agua, metano y nitrógeno con tolinas . Su superficie es una de las más rojas del Sistema Solar.

Esta podría ser la primera detección de un objeto originado en la nube de Hills, dependiendo de la definición utilizada. El área de la nube de Hills se define como cualquier objeto con órbitas que midan entre 1500 y 10 000  UA. ^{[ 24 ]}

Sin embargo, Sedna está mucho más cerca de lo que indica la supuesta distancia de la nube de Hills. El planeta enano, descubierto a una distancia de unos 13.000 millones de kilómetros (87 UA) del Sol, viaja en una órbita elíptica de 11.400 años con un punto de perihelio de tan solo 76 UA del Sol durante su máximo acercamiento (el próximo ocurrirá en 2076), y se aleja hasta 936 UA en su punto más lejano.     

Sin embargo, Sedna no se considera un objeto del cinturón de Kuiper, ya que su órbita no lo sitúa en la región del cinturón de Kuiper a 50  UA. Sedna es un " objeto separado " y, por lo tanto, no está en resonancia con Neptuno.

El objeto transneptuniano 2012 VP 113 fue anunciado el 26  de marzo de 2014 y tiene una órbita similar a la de Sedna con un punto de perihelio significativamente separado de Neptuno. ^{[ 25 ]} Su órbita se encuentra entre 80 y 400  UA del Sol.