Małe ciała Układu Słonecznego

Podobne dokumenty
Ruchy planet. Wykład 29 listopada 2005 roku

Ciała drobne w Układzie Słonecznym

Układ Słoneczny. Powstanie Układu Słonecznego. Dysk protoplanetarny

1. Obserwacje nieba 2. Gwiazdozbiór na północnej strefie niebieskiej 3. Gwiazdozbiór na południowej strefie niebieskiej 4. Ruch gwiazd 5.

Fizyka i Chemia Ziemi

( W.Ogłoza, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, Pracownia Astronomiczna)

Grawitacja - powtórka

Rotacja. W układzie związanym z planetą: siła odśrodkowa i siła Coroilisa. Potencjał efektywny w najprostszym przypadku (przybliżenie Roche a):

Granice Układu Słonecznego. Marek Stęślicki IA UWr

Układ Słoneczny Układ Słoneczny

Fizyka układów planetarnych II. Uran i Neptun. Wykład 1

Plan wykładu. Mechanika Układu Słonecznego

Aplikacje informatyczne w Astronomii. Internet źródło informacji i planowanie obserwacji astronomicznych

Księżyc to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego.

Plan wykładu. Mechanika układów planetarnych (Ukł. Słonecznego)

Planetoidy w trójwymiarze

Prezentacja. Układ Słoneczny

a TB - średnia odległość planety od Słońca Giuseppe Piazzi OCR ( )

Układ Słoneczny. Fizyka i Chemia Ziemi. Odkrycie małych planet. Odległości planet od Słońca. Układ Słoneczny stanowią:

Astronomia. Znając przyspieszenie grawitacyjne planety (ciała), obliczyć możemy ciężar ciała drugiego.

Fizyka układów planetarnych. Merkury. Wykład 5

Z wizytą u Plutona. W poszukiwaniu nowych horyzontów. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN

Księżyce Neptuna. [km] km]

Plan wykładu. Mechanika układów planetarnych (Ukł. Słonecznego)

W poszukiwaniu nowej Ziemi. Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego

ASTROBIOLOGIA. Wykład 3

Ewolucja Wszechświata Wykład 14

Nasza Galaktyka

Układ słoneczny, jego planety, księżyce i planetoidy

Układ słoneczny. Rozpocznij

PROSZĘ UWAŻNIE SŁUCHAĆ NA KOŃCU PREZENTACJI BĘDZIE TEST SPRAWDZAJĄCY

Sztuczny satelita Ziemi. Ruch w polu grawitacyjnym

Układ Słoneczny układ planetarny składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich. Ciała te, to osiem planet, 166 znanych

ETAP II. Astronomia to nauka. pochodzeniem i ewolucją. planet i gwiazd. na wydarzenia na Ziemi.

Wstęp do astrofizyki I

OPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS)

Budowa Galaktyki. Materia rozproszona Rozkład przestrzenny materii Krzywa rotacji i ramiona spiralne

Wirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha

OPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS)

Fizyka. Kurs przygotowawczy. na studia inżynierskie. mgr Kamila Haule

Wszechświat w mojej kieszeni. Układ Słoneczny. Gloria Delgado Inglada. 4 No. 4. Instytut Astronomii UNAM, Meksyk

Wszechświat w mojej kieszeni. Układ Słoneczny. Gloria Delgado Inglada. 4 No. 4. Instytut Astronomii UNAM, Meksyk

Egzamin maturalny z fizyki i astronomii 5 Poziom podstawowy

Spełnienie wymagań poziomu oznacza, że uczeń ponadto:

PodziaŁ planet: Zewnętrzne: Wewnętrzne: Merkury. Jowisz. Wenus. Saturn. Ziemia. Uran. Mars. Neptun

ENCELADUS KSIĘŻYC SATURNA. Wojciech Wróblewski Źródło: en.wikipedia.org

Fizyka. Kurs przygotowawczy. na studia inżynierskie. mgr Kamila Haule

Szczegółowe wymagania edukacyjne z fizyki do nowej podstawy programowej.

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego I

Piotr Brych Wzajemne zakrycia planet Układu Słonecznego

Sprawdzian 2. Fizyka Świat fizyki. Astronomia. Sprawdziany podsumowujące. sin = 0,0166 cos = 0,9999 tg = 0,01659 ctg = 60,3058

Opis założonych osiągnięć ucznia Fizyka zakres podstawowy:

Układ Słoneczny Pytania:

14 POLE GRAWITACYJNE. Włodzimierz Wolczyński. Wzór Newtona. G- stała grawitacji 6, Natężenie pola grawitacyjnego.

pobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego zadania fizyka, wzory fizyka, matura fizyka

Wykład 2 - zagadnienie dwóch ciał (od praw Keplera do prawa powszechnego ciążenia i z powrotem..)

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego II

2.Układ Słoneczny. Układ Kopernika - dowody Planety, planety karłowate Pas Planetoid Pas Kuipera Obłok Oorta

FIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy

ASTRONOMIA Klasa Ia Rok szkolny 2012/2013

Grawitacja. Wykład 7. Wrocław University of Technology

Fizyka układów planetarnych. Wenus. Wykład 3

PDF stworzony przez wersję demonstracyjną pdffactory

Od Wielkiego Wybuchu do Gór Izerskich. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN

Analiza spektralna widma gwiezdnego

Układ Słoneczny. Szkoła Podstawowa Klasy IV VI Doświadczenie konkursowe nr 2

Wymagania edukacyjne z fizyki dla klas pierwszych

Planety w układach podwójnych i wielokrotnych. Krzysztof Hełminiak

To ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki

Badania bezpośrednie (np.: sondy kosmiczne, meteoryty itp.) Obserwacje form krajobrazu (budowa i ilość kraterów, wylewy magmy itp.

Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego

LIV Olimpiada Astronomiczna 2010 / 2011 Zawody III stopnia

Sprawdzian Na rysunku przedstawiono siłę, którą kula o masie m przyciąga kulę o masie 2m.

Wyprawa na kometę. Tomek Mrozek 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN

W poszukiwaniu życia pozaziemskiego

Odkryj planety naszego Układu Słonecznego W ciągu 90 minut przez wszechświat Na wycieczkę między Ehrenfriedersdorf i Drebach

Astronomiczny elementarz

Grawitacja + Astronomia

Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych.

ROZKŁAD MATERIAŁU Z FIZYKI - ZAKRES PODSTAWOWY

Życie w Układzie Słonecznym I

Praca. Siły zachowawcze i niezachowawcze. Pole Grawitacyjne.

Opozycja... astronomiczna...

Układ Słoneczny. Kamil Ratajczak

Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk

Skala jasności w astronomii. Krzysztof Kamiński

SPRAWDZIAN NR Merkury krąży wokół Słońca po orbicie, którą możemy uznać za kołową.

Wenus na tle Słońca. Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Układ. Słoneczny. NASA/JPL

Plan wykładu i ćwiczeń.

Wędrówki między układami współrzędnych

Teoria ruchu Księżyca

LXI Olimpiada Astronomiczna 2017/2018 Zadania z zawodów III stopnia

Dyfrakcja to zdolność fali do uginania się na krawędziach przeszkód. Dyfrakcja światła stanowi dowód na to, że światło ma charakter falowy.

GRAWITACJA MODUŁ 6 SCENARIUSZ TEMATYCZNY LEKCJA NR 2 FIZYKA ZAKRES ROZSZERZONY WIRTUALNE LABORATORIA FIZYCZNE NOWOCZESNĄ METODĄ NAUCZANIA.

Zderzenie galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną

Wykład 5 - całki ruchu zagadnienia n ciał i perturbacje ruchu keplerowskiego

Konkurs Astronomiczny Astrolabium III Edycja 25 marca 2015 roku Klasy I III Liceum Ogólnokształcącego Test Konkursowy

Synteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

2.Układ Słoneczny. Układ Kopernika - dowody Planety, planety karłowate Pas Planetoid Pas Kuipera Obłok Oorta

Transkrypt:

Fizyka układów planetarnych II Małe ciała Układu Słonecznego Wykład 2

Fizyka układów planetarnych II 2. Małe ciała Układu Słonecznego Planeta 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. wystarczająco duże, aby uzyskać prawie kulisty kształt 3. dominuje dynamicznie w przestrzeni wokół swojej orbity Planeta karłowata 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. wystarczająco duże, aby uzyskać prawie kulisty kształt (>500 km?) 3. nie dominuje w przestrzeni wokół swojej orbity Planetoida (asteroida, planetka) 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. o nieregularnym kształcie 3. nie dominuje w przestrzeni wokół swojej orbity

Pluton Pluton Ziemia półoś wielka 39,4 j.a. 1,0 j.a. okres orbitalny 247,74 roku 1 rok mimośród 0,25 0,017 inklinacja (kąt nachylenia płaszczyzny orbity względem ekliptyki) 17,1 okres rotacji (doba gwiazdowa) 153 h 23 h 56 min 04 s średnica 2302 km (0,18 R Z ) 12 756 km masa 0,013 10 24 kg (0,002 M Z ) 6 10 24 kg (1,0 M Z ) śr. gęstość 2,0 g cm - 3 5,5 g cm - 3 albedo 0,3 (lód metanowy) 0,367 Źródło: NASA/JPL Przez 20 lat (ostatnio 1979 1999) znajduje się bliżej Słońca niż Neptun. Z uwagi na orientację przestrzenną orbity nie ma ryzyka zderzenia. Pozostaje w rezonansie 3:2 z Neptunem. Źródło: HST

Pluton Odkryty w 1930 roku niedaleko miejsca przypadkowo wskazywanego przez dynamikę ruchu Urana. Clyde Tombaugh 1906-1997 Zdjęcia wykonane 23 i 29 stycznia 1930 r. 33-cm refraktorem. Plutona wskazują strzałki. Źródło: Lowell Observatory

Powierzchnia Plutona zanieczyszczony lód wodny obszary bogate w zestalony azot pochodne metanu Źródło: Lowell Observatory

Powierzchnia Plutona Obserwacje pokazują, że przynajmniej w okolicach peryhelium istnieje cienka atmosfera o ciśnieniu rzędu ułamków milibarów. Składa się głównie z azotu ze śladową ilością metanu i tlenku węgla. Szacuje się, że wraz z oddalaniem się od Słońca cała atmosfera osiądzie z powrotem na powierzchni planety do około 2020 r. świeży depozyt szronu metanowego pochodne metanu Źródło: NASA, ESA, SwRI

Pluton i Charon (1978, James Christy) Okres rotacji obu ciał jest zsynchronizowany z okresem obiegu. Płaszczyzna orbitalna układu nachylona jest pod kątem 122 względem płaszczyzny orbity wokółsłonecznej Między rokiem 1985 i 1990 można było obserwować okultacje obu ciał. Dzięki temu wyznaczono rozmiary obu ciał, potwierdzone kilka lat później przez obserwacje okultacji gwiazd (HST). Źródło: JHU-APL

Budowa wewnętrzna Plutona i Charona Źródło: JHU/APL

Powstanie układu Pluton Charon Scenariusz podobny do układu Ziemia Księżyc Źródło: Southwest Research Institute

Fizyka układów planetarnych II 2. Małe ciała Układu Słonecznego Księżyce Plutona Okresy obiegu nowych satelitów: Nyks (2005) 25,5 d, Kerberos (2011) 31 d, Hydra (2005, 23 mag) 38,2 d, Styks (2012) 20,2 d Źródło: NASA/ESA

Pas Kuipera pozostałość po procesie tworzenia się US Pierwszy obiekt transplutonowy odkryty w 1992 r., należący do pasa Kuipera. Szacuje się, że liczy on kilkaset milionów obiektów, przynajmniej 35 000 o rozmiarach powyżej 100 km. Całkowita masa obiektów nie przekracza jednak kilku procent masy Ziemi. Półosie orbit są w zakresie od 30 do 50 j.a. Odkrycie 1992 QB1, 30 VIII 1992 za pomocą 2,2-m teleskopu na Hawajach (David Jewitt i Jane Luu) Źródło: IFA

Największe znane obiekty pasa Kuipera Obserwacje wskazują, że obiekty te różnią się własnościami powierzchni kolorem (różny skład chemiczny, stopień erozji powierzchni, jej różna struktura i wiek [np. efekty związane ze zderzeniami/zlepianiem]). Eris jest nieznacznie większa (2326 km) i bardziej masywna (o 27%) od Plutona. Źródło: NASA/ESA/STScI

Ceres planeta karłowata w pasie planetoid między Marsem a Jowiszem (1801 r.) Ciało dominujące w pasie planetoid, stanowi 25% masy całego pasa. Średnica równikowa wynosi 970 km i jest o 60 km większa od biegunowej. Okres rotacji trwa nieco ponad 9 godz. średnia gęstość to 2,1 g/cm 3, co wskazuje, że 25% masy stanowić musi woda. Ciepło rozpadu izotopów promieniotwórczych może być odpowiedzialne za zróżnicowanie budowy wewnętrznej. Podpowierzchniowy ocean zamarzł po 2 mld lat po powstaniu ciała. Źródło: NASA/HST

Pas planetoid między Marsem i Jowiszem Ceres (1801), Pallas (1802), Juno (1804), Westa (1807) do dziś zidentyfikowanych 639 000. Pozostałości po procesie tworzenia się US. Szacowana masa całkowita to ok. 5% masy Księżyca. typ S (bogate w krzem) typ C (bogate w węgiel) Ślad 2-km planetoidy na długiej ekspozycji wykonanej przez HST (jasność 18.7 mag) Źródło: NASA

Bogactwo kształtów Źródło: NASA, JAXA

Przerwy Kirkwooda Efekt oddziaływania grawitacyjnego z Jowiszem Źródło: Open University

Księżyce planetoid Szacuje się, że 50% planetoid mniejszych niż 1 km posiada przynajmniej jeden księżyc Ida (56x24x21 km) i Daktyl (1,4 km), okres obiegu 1,54 d półoś wielka 108 km Sylvia (384 264 232) posiada dwa - Remusa (7 km) i Romulusa (18 km). Jest to pierwszy odkryty układ tego typu (2004 r.) Mały Książę (13 km, pierwszy odkryty z Ziemi) potrzebuje 4,7 d, aby okrążyć Eugenię (215 km). W układzie odkryto też drugi księżyc S/2004 (45) 1 (7 km) Źródło: NASA, SwRI

4 Westa Ma kształt zbliżony do elipsoidy (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm 3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA

4 Westa Ma kształt bardzo zbliżony do sfery (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm 3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA

4 Westa Ma kształt bardzo zbliżony do sfery (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm 3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA

2 Pallas Ma rozmiary nieznacznie większe od Westy (582x556x500 km) lecz mniejszą gęstość 2,4 2,8 g/cm 3 i masę (7% masy pasa). Musi zawierać znaczne domieszki lodu wodnego. Okres rotacji 7,8 godz. Płaszczyzna orbity nachylona jest pod kątem 35 do ekliptyki i jest dość eliptyczna (e=0,23). Źródło: HST

Fizyka układów planetarnych II 2. Małe ciała Układu Słonecznego 25143 Itokawa Planetoida o nieregularnym kształcie i rozmiarach 540x310x250 m, odwiedzona przez japońską sondę Hayabusa (2005) jest zlepkiem dwóch ciał o wyraźnie różnej gęstości. Źródło: JAXA Źródło: ESO Źródło: ESO

Obserwacje fotometryczne planetoid Wyznaczanie okresu rotacji, określenie kształtu

Obserwacje fotometryczne planetoid Wyznaczanie okresu rotacji, określenie kształtu Źródło: Astronomy & Astrophysics, 488, 345

Efekt Jarkowskiego (Jan Jarkowski 1844 1902) Wpływ emitowanego promieniowania na ruch orbitalny Wyobraźmy sobie osiowo symetryczną rotującą planetoidę o jednorodnym albedo, reemitującą pochłonięte przez stronę dzienną promieniowanie. Maksimum emisji przypada w części zachodzącej. Pojawia się zatem pęd p e będący konsekwencją zasady zachowania pędu i odpowiedzią na wypadkowy pęd wyemitowanych fotonów. promieniowanie słoneczne Z pędem p e utożsamiana może być siła, a zatem przyspieszenie o pewniej niezerowej składowej prostopadłej do promienia wodzącego. Pojawia się zatem przyspieszenie w ruchu orbitalnym. Jeżeli ciało rotuje w kierunku zgodnym z ruchem orbitalnym, przyspieszenie to ma zwrot zgodny z wektorem prędkości liniowej i ciało przyspiesza wchodząc na bardziej odległą orbitę. Natomiast jeżeli ciało rotuje w kierunku przeciwnym do kierunku ruchu orbitalnego, przyspieszenie ma zwrot przeciwny do zwrotu prędkości, ciało hamuje zacieśniając orbitę. Następuje powolny spadek na ciało centralne. Tempo zmian orbity zależy od momentu pędu planetoidy, kształtu, orientacji osi rotacji, odległości od Słońca i własności materii tworzącej powierzchnię. W 2007 zaobserwowano efekt ten po raz pierwszy dla planetoidy 6489 Golevka (0,6x1,4 km), dla której odnotowano odstępstwo w położeniu od przewidywań newtonowskich o 15 m w ciągu 12 lat. p e Źródło: Science, 302, 1739

Efekt YORP (Yarkovsky-O Keefe-Radzivskii-Paddack) Wpływ emitowanego promieniowania na rotację Rozważmy ciało o nieregularnym kształcie. Wektor pędu maksimum emisji będzie zawsze prostopadły do powierzchni, a tym samym przestanie być równoległy do promienia ciała. Pojawi się zatem przyspieszenie prostopadłe do promienia, które będzie zwiększać lub zmniejszać moment pędu planetoidy i w rezultacie jej okres rotacji. promieniowanie słoneczne Efekt ten jest wydajny w przypadku ciał o promieniu poniżej 20 km. Dla ciała o r = 5 km skala czasowa procesu jest rzędu 10 8 lat. Po raz pierwszy efekt ten zaobserwowano dla planetoidy 54509 YORP (150x128x93 m) w 2007. Przewiduje się, że ciało podwoi prędkość rotacji za 600 000 lat. r (54509) YORP Źródło: Science, 316, 274

Efekt YORP (Yarkovsky-O Keefe-Radzivskii-Paddack) Wpływ emitowanego promieniowania na rotację Rozpędzanie rotacji może być odpowiedzialne za powstanie planetoid podwójnych i ich księżyców. Źródło: Astronomy & Astrophysics, 511, 49

Planetoidy trojańskie Oscylujące wokół punktów Lagrange a L4 i L5. Znanych dotąd ok. 5000. Głównie na orbicie Jowisza, 4 na Marsa, 1 na Ziemi, 7 na Neptuna. Brak w przypadku Saturna tłumaczy się wpływem Jowisza destabilizującym stan równowagi w punktach Lagrange a. Pozostałość po procesach migracji Jowisza i Saturna, przechwycone wkrótce po tym, jak obie planety osiągnęły rezonans 1:2. Orbity ich są nachylone pod relatywnie dużymi kątami, co wyklucza scenariusz powstawania wraz z Jowiszem. Źródło: H. Marchis (wizja artystyczna) Źródło: Keck 624 Hektor (300x150 km) Planetoida podwójna 617 Patroclus (122 i 112 km), okres obiegu 4 d, odległość 680 km. Niewielka gęstość porowaty lód. Źródło: Wikipedia

Planetoidy bliskie Ziemi (NEA) Szacuje się, że przynajmniej 1000 planetoid o rozmiarach większych niż 1 km przecina orbitę Ziemi (ale już 100 000 większych niż 100 m, średnio 50 rocznie przechodzi bliżej niż odległość Ziemia Księżyc). Orbity NEA są niestabilne wskutek oddziaływania z planetami skalistymi w skalach rzędu 10 7 lat. Ich populacja jest stale uzupełniana są to wyrzutki z przerw Kirkwooda lub wygasłe jądra komet Źródło: NASA 433 Eros najlepiej poznany obiekt z grupy Amora; 33x13x8 km. Źródło: ESA

Komety Składają się z jądra, głowy, warkocza pyłowego i jonowego oraz otoczki głownie wodorowej. Skład chemiczny to głownie woda, pył krzemianowy, amoniak, metan, dwutlenek węgla. Obserwuje się także inne związki węgla, wodoru, azotu. Średnia gęstość: 0,3 0,5 g/cm 3, albedo 2 4%. Źródło: ESA Jądro komety Halleya (8x8x16 km) widziane z odległości 18000 km przez sondę Giotto (1986) Źródło: NASA Obraz jądra komety Wild 2 (ok. 5 km średnicy) uzyskany przez sondę Stardust (2004) Hartley 2 z sondy Deep Impact w odległości 700 km Źródło: NASA

Komety Źródło: NASA Obraz uzyskany teleskopem kosmicznym Spitzera w maju 2004 pokazuje co najmniej 36 fragmentów, na które rozpadła się kometa 73P/Schwassman- Wachmann 3. Proces hierarchicznego rozpadu zaczął się w 1995 po nagłym wzroście aktywności w czasie zbliżania się do słońca. Kometa C/2012 S1 ISON nie przetrwała przejścia przez peryhelium w listopadzie 2013 Rozpad komety Shoemaker-Levy 9 nastąpił wskutek oddziaływania pływowego Jowisza w 1992. Dwa lata później kometa uderzyła w planetę. Źródło: ESA Źródło: HST

Światło zodiakalne Światło słoneczne rozprasza się na pyle (rzędu 100 200 µm) pozostałościach np. po kometach, tworząc na niebie charakterystyczną poświatę wzdłuż ekliptyki, w pobliżu Słońca. Obserwuje się też przeciwblasku naprzeciw Słońca. Źródło: ESO

Obłok Oorta Jan Oort (1900 1992) w oparciu o analizę orbit komet długookresowych wysunął hipotezę, że wokół Układu Słonecznego rozpościera się sferyczna chmura komet. Jej rozmiar został oszacowany na 44 200 tys. j.a., a liczebność tworzących ją obiektów na kilkaset miliardów. Szacuje się, że wskutek ruchu orbitalnego w Galaktyce co 35 mln lat dochodzi do bliskiego przejścia gwiazdy w odległości 10000 j.a., a co 400 mln lat w odległości 3000 j.a. W efekcie tego zjawiska można spodziewać się zintensyfikowanego bombardowania wewnętrznego obszaru US kometami. Hipoteza powstania OO zakłada, że tworzące go obiekty utworzyły się wraz z US w obszarze odpowiadającym orbitom Urana i Neptuna, a następnie zostały wyrzucone wskutek oddziaływania grawitacyjnego planet-olbrzymów. Przewiduje się, że w OO zdeponowanych jest materiał o masie zaledwie kilku mas Ziemi. Źródło: NASA