Nube de Oort

La distancia desde la nube de Oort hasta el interior del Sistema Solar, y dos de las estrellas más cercanas, se mide en unidades astronómicas . La escala es logarítmica : cada distancia indicada es diez veces mayor que la anterior. La flecha roja indica la ubicación prevista, entre 2025 y 2027, de la sonda espacial Voyager 1 , que podría alcanzar la nube de Oort unos 300 años después.

Representación artística de la nube de Oort y el cinturón de Kuiper (recuadro); el tamaño de los objetos se ha aumentado para facilitar su visualización.

La nube de Oort (pronunciada / ɔːrt / ORT o / ʊərt / OORT ), ^{[ 1 ]} a veces llamada nube de Öpik-Oort , [ ^{2 ] se} teoriza como una nube de miles de millones de planetesimales helados que rodean al Sol a distancias que van desde 2000 a 200 000 UA (0,03 a 3,2 años luz ). ^{[ 3 ] [ 4 ]} Su existencia fue propuesta en 1950 por el astrónomo holandés Jan Oort , en cuyo honor se nombró posteriormente la idea. ^{[ 5 ] [ 6 ]} Oort propuso que los cuerpos en esta nube reponen y mantienen constante el número de cometas de largo período que entran en el Sistema Solar interior , donde finalmente son consumidos y destruidos durante los acercamientos al Sol. ^{[ 7 ]}

Se cree que la nube abarca dos regiones: una nube de Oort interna en forma de disco, aproximadamente alineada con la eclíptica solar (también llamada nube de Hills ), y una nube de Oort externa esférica . La porción más interna de la nube de Oort se encuentra a más de mil veces la distancia del Sol del cinturón de Kuiper , el disco disperso y los objetos separados , tres reservorios más cercanos de objetos transneptunianos . ^{[ 8 ]} Ambas regiones se encuentran mucho más allá de la heliosfera , uno de los dos límites elegidos por los científicos planetarios para el final del sistema solar. ^{[ 9 ] : 21}

La nube de Oort se extiende hasta los límites de la esfera de influencia gravitacional del Sol, el otro límite elegido por los científicos planetarios para el final del sistema solar. ^{[ 9 ] : 21} Esta área está definida por la esfera de Hill del Sol y, por lo tanto, se encuentra en la interfaz entre el dominio gravitacional solar y galáctico. ^{[ 10 ]} La nube de Oort exterior está solo débilmente ligada al Sol y sus constituyentes se ven fácilmente afectados por las atracciones gravitacionales de las estrellas que pasan , la Vía Láctea misma y la propia microgravedad de la nube. ^{[ 11 ]} Estas fuerzas sirvieron para moderar y hacer más circulares las órbitas altamente excéntricas del material eyectado del sistema solar interior durante sus primeras fases de desarrollo . Las órbitas circulares del material en el disco de Oort se deben en gran medida a este torque gravitacional galáctico. ^{[ 12 ] [ 13 ]} De igual modo, la interferencia galáctica en el movimiento de los cuerpos de Oort ocasionalmente desplaza a los cometas de sus órbitas dentro de la nube, enviándolos al Sistema Solar interior. ^{[ 4 ]} Basándose en sus órbitas, la mayoría, pero no todos, los cometas de período corto parecen provenir del disco de Oort. Otros cometas de período corto pueden haberse originado en la nube esférica mucho más grande. ^{[ 4 ] [ 14 ]}

Los astrónomos plantean la hipótesis de que el material que actualmente se encuentra en la nube de Oort se formó mucho más cerca del Sol, en el disco protoplanetario , y luego se dispersó a lo lejos en el espacio debido a la influencia gravitacional de los planetas gigantes . ^{[ 4 ]} No es posible observar directamente la nube de Oort con la tecnología de imagen actual. ^{[ 15 ]} Sin embargo, se cree que la nube es la fuente que repone la mayoría de los cometas de largo período y de tipo Halley , que finalmente son consumidos por sus acercamientos al Sol después de entrar en el sistema solar interior. La nube también podría cumplir la misma función para muchos de los centauros y cometas de la familia de Júpiter . ^{[ 14 ]}

A principios del siglo XX, los astrónomos habían identificado dos tipos principales de cometas: cometas de período corto (también llamados cometas eclípticos ) y cometas de período largo (también llamados cometas casi isotrópicos ). ^{[ 16 ]} Los cometas eclípticos tienen órbitas relativamente pequeñas alineadas cerca del plano de la eclíptica y no se encuentran mucho más allá del acantilado de Kuiper, alrededor de 50 UA del Sol (la órbita de Neptuno tiene un promedio de aproximadamente 30 UA y el afelio de 177P/Barnard se encuentra alrededor de 48 UA). Los cometas de período largo, por otro lado, viajan en órbitas muy grandes a miles de UA del Sol y tienen una distribución isotrópica. Esto significa que los cometas de período largo aparecen desde todas las direcciones del cielo, tanto por encima como por debajo del plano de la eclíptica. ^{[ 9 ]}

En 1907, Armin Otto Leuschner demostró que las trayectorias de los cometas estaban relacionadas con el tiempo de observación: tiempos cortos implicaban trayectorias parabólicas , y tiempos más largos implicaban órbitas elípticas . Leuschner conjeturó que mejores estadísticas mostrarían que los cometas tenían órbitas elípticas y eran miembros permanentes del Sistema Solar que regresarían al Sistema Solar interior después de largos intervalos durante los cuales eran invisibles para la astronomía terrestre. ^{[ 17 ]} En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik propuso un reservorio de cometas de largo período en forma de una nube orbital en el borde más externo del Sistema Solar . ^{[ 18 ]} El astrónomo holandés Jan Oort revivió esta idea en 1950 para resolver una paradoja sobre el origen de los cometas. Los siguientes hechos no son fácilmente conciliables con las órbitas altamente elípticas en las que siempre se encuentran los cometas de largo período:

• Durante millones y miles de millones de años, las órbitas de los cometas de la nube de Oort son inestables. La dinámica celeste dicta que un cometa eventualmente será desviado por una estrella que pase cerca, colisionará con el Sol o un planeta, o será expulsado del Sistema Solar debido a perturbaciones planetarias .
• Además, la composición volátil de los cometas implica que, a medida que se acercan repetidamente al Sol, la radiación evapora gradualmente estos volátiles hasta que el cometa se divide o desarrolla una corteza aislante que impide una mayor desgasificación . ^{[ 19 ]}

Oort argumentó que los cometas con órbitas que se acercan al Sol no pueden haberlo hecho desde la condensación del disco protoplanetario, hace más de 4.500 millones de años. Por lo tanto, los cometas de largo período no podrían haberse formado en las órbitas actuales en las que siempre se descubren y deben haber permanecido en un reservorio exterior durante casi toda su existencia. ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 9 ]}

Oort también estudió tablas de efemérides para cometas de largo período y descubrió que existe una curiosa concentración de cometas de largo período cuyo punto más alejado del Sol (sus afelios ) se agrupa alrededor de las 20 000  UA. Esto sugería un reservorio a esa distancia con una distribución esférica e isotrópica . También propuso que los cometas relativamente raros con órbitas de aproximadamente 10 000  UA probablemente atravesaron una o más órbitas hacia el sistema solar interior y allí sus órbitas fueron atraídas hacia adentro por la gravedad de los planetas. ^{[ 9 ]}

Se cree que la nube de Oort ocupa un vasto espacio en algún lugar entre 2000 y 5000 UA (0,03 y 0,08 años luz) ^{[ 9 ]} desde el Sol hasta 50 000 UA (0,79 años luz) o incluso 100 000 a 200 000 UA (1,58 a 3,16 años luz) . ^{[ 4 ] [ 9 ]} La región se puede subdividir en una nube de Oort exterior esférica con un radio de unos 20 000 a 50 000 UA (0,32 a 0,79 años luz) y una nube de Oort interior en forma de toroide con un radio de 2000 a 20 000 UA (0,03 a 0,32 años luz) .          

La nube de Oort interior a veces se conoce como la nube de Hills , llamada así por Jack G. Hills , quien propuso su existencia en 1981. ^{[ 21 ]} Los modelos predicen que la nube interior es mucho más densa que la exterior, con decenas o cientos de veces más núcleos cometarios que la nube exterior. ^{[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]} Se cree que la nube de Hills es necesaria para explicar la existencia continua de la nube de Oort después de miles de millones de años. ^{[ 24 ]}

Debido a que se encuentra en la interfaz entre el dominio de la gravitación solar y la galáctica, los objetos que componen la nube de Oort exterior están débilmente ligados al Sol. Esto, a su vez, permite que pequeñas perturbaciones de estrellas cercanas o de la propia Vía Láctea inyecten cometas de largo período (y posiblemente de tipo Halley ) dentro de la órbita de Neptuno . ^{[ 4 ]} Este proceso debería haber agotado la nube exterior, más dispersa, y sin embargo, se siguen observando cometas de largo período con órbitas muy por encima o por debajo de la eclíptica. Se cree que la nube de Hills es un reservorio secundario de núcleos cometarios y la fuente de reposición para la tenue nube exterior a medida que el número de estos se agota gradualmente debido a las pérdidas hacia el sistema solar interior. ^{[ 25 ]}

La nube de Oort exterior puede tener billones de objetos de más de 1 km ( 0,6 mi) ^{[ 4 ]} y miles de millones con diámetros de 20 kilómetros (12 mi) . Esto corresponde a una magnitud absoluta de más de 11. ^{[ 26 ]} En este análisis, los objetos "vecinos" en la nube exterior están separados por una fracción significativa de 1 UA, decenas de millones de kilómetros. ^{[ 14 ] [ 27 ]} No se conoce la masa total de la nube exterior, pero suponiendo que el cometa Halley sea un sustituto adecuado para los núcleos que componen la nube ^de Oort exterior, su masa combinada sería aproximadamente 3 × 10²⁵ kilogramos (6,6 × 10²⁵ ^lb ) , o cinco masas terrestres. ^{[ 4 ] [ 28 ]} Anteriormente se creía que la nube exterior era dos órdenes de magnitud más masiva, conteniendo hasta 380 masas terrestres, ^{[ 29 ]} pero un mejor conocimiento de la distribución de tamaños de los cometas de largo período ha llevado a estimaciones más bajas. Hasta 2023 no se habían publicado estimaciones de la masa de la nube interior de Oort.    

Si los análisis de cometas son representativos del conjunto, la gran mayoría de los objetos de la nube de Oort consisten en hielos como agua , metano , etano , monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno . ^{[ 30 ]} Sin embargo, el descubrimiento del objeto 1996 PW , un objeto cuya apariencia era consistente con un asteroide de tipo D ^{[ 31 ] [ 32 ]} en una órbita típica de un cometa de largo período, impulsó la investigación teórica que sugiere que la población de la nube de Oort consiste en aproximadamente uno a dos por ciento de asteroides. ^{[ 33 ]} El análisis de las proporciones de isótopos de carbono y nitrógeno en los cometas de largo período y de la familia de Júpiter muestra poca diferencia entre los dos, a pesar de sus presumiblemente muy separadas regiones de origen. Esto sugiere que ambos se originaron de la nube protosolar original, ^{[ 34 ]} una conclusión también respaldada por estudios del tamaño granular en cometas de la nube de Oort ^{[ 35 ]} y por el reciente estudio de impacto del cometa de la familia de Júpiter Tempel 1 . ^{[ 36 ]}

Se cree que la nube de Oort se desarrolló después de la formación de planetas a partir del disco protoplanetario  primordial hace aproximadamente 4600 millones de años. ^{[ 4 ]} La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Oort se agruparon inicialmente mucho más cerca del Sol como parte del mismo proceso que formó los planetas y planetas menores . Después de su formación, las fuertes interacciones gravitacionales con jóvenes gigantes gaseosos, como Júpiter, dispersaron los objetos en órbitas elípticas o parabólicas extremadamente amplias que posteriormente fueron modificadas por perturbaciones de estrellas cercanas y nubes moleculares gigantes en órbitas de larga duración separadas de la región del gigante gaseoso. ^{[ 4 ] [ 37 ]}

Sin embargo, la nube de Oort parece tener más objetos de los que predice el modelo básico. Las simulaciones sugieren que podrían haberse capturado objetos adicionales de los discos protoplanetarios de estrellas cercanas antes de que se alejaran. ^{[ 38 ]} Las simulaciones de la evolución de la nube de Oort desde los inicios del Sistema Solar hasta la actualidad sugieren que la masa de la nube alcanzó su máximo alrededor de 800  millones de años después de su formación, cuando el ritmo de acreción y colisión disminuyó y el agotamiento comenzó a superar el suministro. ^{[ 4 ]}

Otra fuente es el disco disperso , la principal fuente de cometas periódicos en el Sistema Solar. Según los modelos, aproximadamente la mitad de los objetos dispersos viajan hacia afuera, hacia la nube de Oort, mientras que una cuarta parte se desplaza hacia adentro, hacia la órbita de Júpiter, y otra cuarta parte es expulsada en órbitas hiperbólicas . El disco disperso podría seguir suministrando material a la nube de Oort. ^{[ 39 ] [ 40 ]} Es probable que un tercio de la población del disco disperso termine en la nube de Oort después de 2500  millones de años. ^{[ 41 ]}

Los modelos informáticos sugieren que las colisiones de restos cometarios durante el período de formación desempeñan un papel mucho más importante de lo que se creía anteriormente. Según estos modelos, el número de colisiones en los inicios de la historia del Sistema Solar fue tan elevado que la mayoría de los cometas se destruyeron antes de alcanzar la nube de Oort. Por lo tanto, la masa acumulada actual de la nube de Oort es mucho menor de lo que se sospechaba. ^{[ 42 ]} La masa estimada de la nube es solo una pequeña parte de las 50-100 masas terrestres de material eyectado. ^{[ 4 ]}

La interacción gravitacional con estrellas cercanas y las mareas galácticas modificaron las órbitas de los cometas, haciéndolas más circulares. Esto explica la forma casi esférica de la nube de Oort exterior. ^{[ 4 ]} Por otro lado, la nube de Hills , que está más fuertemente ligada al Sol, no ha adquirido una forma esférica. Estudios recientes han demostrado que la formación de la nube de Oort es ampliamente compatible con la hipótesis de que el Sistema Solar se formó como parte de un cúmulo incrustado de 200 a 400 estrellas. Es probable que estas estrellas primigenias desempeñaran un papel en la formación de la nube, ya que el número de pasos estelares cercanos dentro del cúmulo era mucho mayor que en la actualidad, lo que provocaba perturbaciones mucho más frecuentes. ^{[ 43 ]}

Otras ideas incluyen una estrella compañera binaria temporal para el Sol al principio de la historia del sistema solar que llevó a la captura de objetos adicionales en la nube de Oort. ^{[ 44 ] [ 45 ]} Los meteoroides de cometas de largo período (nube de Oort) parecen ser acrecionados en condiciones más suaves que los de cometas de la familia de Júpiter (del Disco Disperso), lo que sugiere que las estrellas de la nube de nacimiento perturbaron las órbitas de los cometas de larga duración de la nube de Oort en lugar de proporcionarlas, y que las partes exteriores de la nube de Oort no se formaron hasta tarde en la formación del sistema solar cuando las partes exteriores (acrecionadas más suavemente) del disco planetario fueron dispersadas. ^{[ 46 ]}

Los cometas son restos de la formación del sistema solar hace unos 4000 millones de años, almacenados en dos áreas separadas: el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. ^{[ 47 ]} Generalmente se acepta que los cometas de período corto (aquellos con órbitas de hasta 200  años) surgieron del cinturón de Kuiper o del disco disperso, que son dos discos planos unidos de escombros helados más allá de la órbita de Neptuno a 30  UA y que se extienden conjuntamente más allá de las 100  UA. Se cree que los cometas de período muy largo, como C/1999 F1 (Catalina) , cuyas órbitas duran millones de años, se originan directamente de la nube de Oort exterior. ^{[ 48 ]} Otros cometas modelados que provienen directamente de la nube de Oort exterior incluyen C/2006 P1 (McNaught) , C/2010 X1 (Elenin) , Cometa ISON , C/2013 A1 (Siding Spring) , C/2017 K2 y C/2017 T2 (PANSTARRS) . Las órbitas dentro del cinturón de Kuiper son relativamente estables, por lo que se cree que muy pocos cometas se originan allí. El disco disperso, sin embargo, es dinámicamente activo y es mucho más probable que sea el lugar de origen de los cometas. ^{[ 9 ]} Los cometas pasan del disco disperso al reino de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce como centauros . ^{[ 9 ] : 575 [ 49 ]} Algunos de estos centauros se dispersan más hacia adentro para convertirse en cometas de período corto. ^{[ 50 ]}

Hay dos tipos principales de cometas de período corto: los cometas de la familia de Júpiter (con órbitas menores de 5 UA) y los cometas de la familia Halley. Los cometas de la familia Halley, llamados así por el cometa Halley , se distinguen porque, aunque son cometas de período corto, se cree que provienen de la Nube de Oort en lugar del disco disperso. ^{[ 51 ] [ 52 ]} Basándose en sus órbitas, se sugiere que eran cometas de período largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas gigantes y enviados al sistema solar interior. ^{[ 20 ]} Este proceso también puede haber creado las órbitas actuales de una fracción significativa de los cometas de la familia de Júpiter, aunque se cree que la mayoría de estos cometas se originaron en el disco disperso. ^{[ 14 ]}

Oort señaló que el número de cometas que regresaban era mucho menor de lo que predecía su modelo, y este problema, conocido como "desvanecimiento cometario", aún no se ha resuelto. ^{[ 53 ]} No se conoce ningún proceso dinámico que explique el menor número de cometas observados que el estimado por Oort. Las hipótesis para esta discrepancia incluyen la destrucción de cometas debido a tensiones de marea, impacto o calentamiento; la pérdida de todos los volátiles , lo que hace que algunos cometas sean invisibles, o la formación de una corteza no volátil en la superficie. ^{[ 54 ]} Los estudios dinámicos de hipotéticos cometas de la nube de Oort han estimado que su ocurrencia en la región del planeta exterior sería varias veces mayor que en la región del planeta interior. Esta discrepancia puede deberse a la atracción gravitatoria de Júpiter , que actúa como una especie de barrera, atrapando los cometas entrantes y provocando que colisionen con él, tal como sucedió con el cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994. ^{[ 55 ]} Un ejemplo de un cometa típico dinámicamente antiguo con origen en la nube de Oort podría ser C/2018 F4 . ^{[ 56 ]}

Se han propuesto varios objetos observados como miembros de la nube de Oort interior. ^{[ 57 ]} Sedna, reportada por primera vez en 2004, tiene una órbita altamente excéntrica con una distancia de perihelio de 76 UA. ^{[ 58 ]} 2012 VP ₁₁₃ , observada en 2012, tiene un perihelio mayor (aproximación más cercana al Sol), pero su afelio es la mitad del de Sedna. ^{[ 59 ] [ 60 ]} Otros objetos candidatos ^{[ 61 ]} incluyen 2010 GB ₁₇₄ ^{[ 62 ]} y 474640 Alicanto (originalmente 2004 VN ₁₁₂ ). ^{[ 63 ]}

La mayoría de los cometas vistos cerca del Sol parecen haber alcanzado sus posiciones actuales a través de la perturbación gravitacional de la nube de Oort por la fuerza de marea ejercida por la Vía Láctea . Así como la fuerza de marea de la Luna deforma los océanos de la Tierra, causando que las mareas suban y bajen, la marea galáctica también distorsiona las órbitas de los cuerpos en el Sistema Solar exterior . ^{[ 64 ]} En las regiones cartografiadas del Sistema Solar, estos efectos son insignificantes comparados con la gravedad del Sol, pero en los confines del sistema, la gravedad del Sol es más débil y el gradiente del Centro Galáctico gravitacional de la Vía Láctea lo comprime a lo largo de los otros dos ejes; estas pequeñas perturbaciones pueden cambiar las órbitas en la nube de Oort para acercar los objetos al Sol. ^{[ 65 ]} El punto en el que la gravedad del Sol cede su influencia a la marea galáctica se llama radio de truncamiento de marea. Se encuentra a un radio de 100.000 a 200.000 UA y marca el límite exterior de la nube de Oort. ^{[ 9 ]}

Algunos investigadores teorizan que la marea galáctica pudo haber contribuido a la formación de la nube de Oort al aumentar los perihelios (distancias más pequeñas al Sol) de planetesimales con grandes afelios (distancias más grandes al Sol). ^{[ 66 ]} Los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. Sin embargo, en conjunto, el efecto puede ser bastante significativo: hasta el 90 % de todos los cometas originados en la nube de Oort pueden ser el resultado de la marea galáctica. ^{[ 67 ]} Los modelos estadísticos de las órbitas observadas de cometas de largo período argumentan que la marea galáctica es el principal medio por el cual sus órbitas se ven perturbadas hacia el Sistema Solar interior. ^{[ 68 ]}

Además de la marea galáctica , se cree que el principal desencadenante del envío de cometas al sistema solar interior es la interacción entre la nube de Oort del Sol y los campos gravitatorios de estrellas cercanas ^{[ 4 ]} o nubes moleculares gigantes . ^{[ 55 ]} La órbita del Sol a través del plano de la Vía Láctea a veces lo acerca relativamente a otros sistemas estelares . Por ejemplo, se hipotetiza que hace 70.000 años la estrella de Scholz pasó a través de la nube de Oort exterior (aunque su baja masa y alta velocidad relativa limitaron su efecto). ^{[ 69 ] [ 70 ]} Durante los próximos 10  millones de años, la estrella conocida con la mayor posibilidad de perturbar la nube de Oort es Gliese 710. [ ^{71 ] Este} proceso también podría dispersar objetos de la nube de Oort fuera del plano de la eclíptica, lo que potencialmente también explicaría su distribución esférica. ^{[ 71 ] [ 72 ]}

En 1984, el físico Richard A. Muller postuló que el Sol tiene un compañero aún no detectado, ya sea una enana marrón o una enana roja , en una órbita elíptica dentro de la nube de Oort. ^{[ 73 ]} Se hipotetizó que este objeto, conocido como Némesis , pasaría por una porción de la nube de Oort aproximadamente cada 26  millones de años, bombardeando el sistema solar interior con cometas. Sin embargo, hasta la fecha no se ha encontrado ninguna evidencia de Némesis, y muchas líneas de evidencia (como el recuento de cráteres ) han puesto en duda su existencia. ^{[ 74 ] [ 75 ]} Los análisis científicos recientes ya no respaldan la idea de que las extinciones en la Tierra ocurren a intervalos regulares y repetitivos. ^{[ 76 ]} Por lo tanto, la hipótesis de Némesis ya no es necesaria para explicar las suposiciones actuales. ^{[ 76 ]}

Una hipótesis algo similar fue planteada por el astrónomo John J. Matese de la Universidad de Louisiana en Lafayette en 2002. Sostiene que llegan más cometas al sistema solar interior desde una región particular de la postulada nube de Oort de lo que puede explicarse únicamente por la marea galáctica o las perturbaciones estelares, y que la causa más probable sería un objeto con la masa de Júpiter en una órbita distante. ^{[ 77 ]} Este hipotético gigante gaseoso fue apodado Tyche . La misión WISE , un estudio de todo el cielo que utiliza mediciones de paralaje para aclarar las distancias estelares locales, fue capaz de probar o refutar la hipótesis de Tyche. ^{[ 76 ]} En 2014, la NASA anunció que el estudio WISE había descartado cualquier objeto tal como lo habían definido. ^{[ 78 ]}

Voyager 1 , la nave espacial más distante, no llegará a la nube de Oort hasta dentro de unos 300 años ^{[ 79 ] [ 80 ]} y tardaría unos 30 000 años en atravesarla. ^{[ 81 ]} En la década de 1980, se concibió una sonda llamada TAU que podría alcanzar las 1000 UA en 50 años ; entre sus misiones estaría la búsqueda de la nube de Oort. ^{[ 82 ]} Una vela solar podría llegar a la nube en el transcurso de una vida humana sin necesidad de una infraestructura espacial significativa, dependiendo del modelo. ^{[ 83 ]}

En el Anuncio de Oportunidades de 2014 para el programa Discovery , se propuso un observatorio para detectar objetos en la nube de Oort (y el cinturón de Kuiper) llamado "Misión Whipple" . ^{[ 84 ]} Monitorearía estrellas distantes con un fotómetro, buscando tránsitos hasta a 10 000 UA de distancia. ^{[ 84 ]} Se propuso que el observatorio orbitara alrededor de L2 con una misión sugerida de 5 años. ^{[ 84 ]} También se sugirió que el telescopio espacial Kepler podría haber sido capaz de detectar objetos en la nube de Oort. ^{[ 85 ]}

• Heliosfera
• Nubes de colinas
• objeto interestelar
• Lista de posibles planetas enanos
• Lista de objetos transneptunianos
• Némesis (estrella hipotética)
• Planetas más allá de Neptuno
• Disco disperso
• Tique (planeta hipotético)

• Arnett, Bill (marzo de 2007). "El cinturón de Kuiper y la nube de Oort" . Nueve planetas .
• Brasser, R.; Schwamb, ME (2015). "Reevaluación de la formación de la nube de Oort interna en un cúmulo estelar incrustado – II. Explorando el borde interno" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 446 (4): 3788. arXiv : 1411.1844 . Bibcode : 2015MNRAS.446.3788B . doi : 10.1093/mnras/stu2374 . S2CID 17001564 . 
• Batygin, Konstantin; Raush, Dennis (2024). "Formación de la nube de Oort interna en presencia de un sistema binario solar temprano" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 533 (1): L43– L47. arXiv : 2305.00999 . doi : 10.1093/mnrasl/slad107 .
• Fouchard, M.; Rickman, H.; Froeschlé, C.; Valsecchi, GB (2023). "Lo que los cometas de largo período nos dicen sobre la Nube de Oort" . Astronomía y Astrofísica . 671 : A36. Bibcode : 2023A y A...676A.104F . doi : 10.1051/0004-6361/202243728 .
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• Perfil de la nube de Oort ( archivado el 10/11/2015 en Wayback Machine ) por el programa de exploración del sistema solar de la NASA.