Oort bulutu: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Khutuck Bot (mesaj | katkılar) k Tarih bağlantısı düzenleme |
6 kaynağı kurtardı ve 0 kaynağı ölü olarak işaretledi.) #IABot (v2.0.7 |
||
1. satır:
[[Dosya:Oort cloud Sedna orbit.jpg|thumb|270px|Oort bulutu (şematize edilmiş)]]
'''Oort bulutu''' veya '''Öpik-Oort bulutu''', [[Güneş]]'in etrafında dönen [[kuyruklu yıldız]] kümesi. Bu kuyruklu yıldızların enberi ölçeği 5-50 AB ([[Astronomi birimi]]) ve enöte ölçeği ise 30.000-100.000 AB'dir (bu uzaklıkların hepsi güneş merkezlidir). Unutulmamalıdır ki enöte yörüngeleri [[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]]'un yörüngesinin (ortalama 39 AB) çok ötesindedir.<ref>{{Web kaynağı |url=http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/323/1572/339.short |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20171201041646/http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/323/1572/339.short |arşiv-tarihi=1 Aralık 2017 |ölüurl=no }}</ref><ref>{{Web kaynağı |url=http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/323/1572/339 |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20171201040829/http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/323/1572/339 |arşiv-tarihi=1 Aralık 2017 |ölüurl=no }}</ref>
Güneşe en yakın yıldız olan [[Proxima Centauri]] 270.000 AB uzakta olduğundan, bu kuyruklu yıldızların yörüngeleri yakınından geçtikleri yıldızlar tarafından değiştirilebilir. Bunun sonucu, ya Güneş Sistemi'ne doğru ya da yörüngeyi değiştiren yıldıza doğru yönelirler. Doğal olarak bu tür kuyruklu yıldızların yörüngeleri 100.000'lerce yıl olabilir. Bu özelliklerinden dolayı Oort Bulutu, ''donmuş kuyruklu yıldızların deposu'' olarak da anılır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.381..779E |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20171107114042/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.381..779E |arşiv-tarihi=7 Kasım 2017 |ölüurl=no }}</ref>
İlk olarak 1932'de [[Ernst Öpik]], bir [[kuyruklu yıldız]] deposunun varlığından söz etmiştir. 1950'de [[Jan Hendrik Oort]], çok uzak bir gezegenden gelen kuyruklu yıldızlardan söz etmiştir.
12. satır:
== Hipotez ==
1932'de [[Estonyalılar|Estonyalı]] astronom [[Ernst Öpik]], uzun dönemli kuyruklu yıldızların Güneş Sistemi'nin en dış kenarında yörüngede bir buluttan geldiğini ileri sürdü. Hollandalı astronom [[Jan Oort]], 1950'de bu fikri bağımsız olarak bir çelişkiyi çözmek için uğraştı.<ref>{{Web kaynağı |url=http://www.jstor.org/stable/20022899?origin=crossref |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20160501160323/http://www.jstor.org/stable/20022899?origin=crossref |arşiv-tarihi=1 Mayıs 2016 |ölüurl=no }}</ref><ref>{{Web kaynağı |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1950BAN....11...91O |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20170318014104/http://adsabs.harvard.edu/abs/1950BAN....11...91O |arşiv-tarihi=18 Mart 2017 |ölüurl=no }}</ref>
[[Güneş Sistemi]]nin varlığı boyunca, kuyruk yıldızlarının yörüngeleri kararsızdır ve sonunda dinamikler, bir kuyruklu yıldızın Güneşle veya bir gezegenle çarpışması veya başka şekilde Güneş Sistemi'nden gezegensel dalgalanmalar yoluyla atılması gerektiğini belirtir.<ref>{{Web kaynağı |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/338692/meta |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=26 Kasım 2017 |arşiv-url=https://web.archive.org/web/20170118004912/http://iopscience.iop.org/article/10.1086/338692/meta |arşiv-tarihi=18 Ocak 2017 |ölüurl=no }}</ref>
Dahası, uçucu kompozisyonu, Güneş'e defalarca yaklaştıkça, kuyruklu yıldız bölünür veya daha fazla gaz çıkmasını önleyen bir izolasyon kabuğunu geliştirene kadar [[radyasyon]] yavaşça uçucu maddeleri kaynatır.
| |||