2.1 AZ URÁNUSZ ÉS A NEPTUNUSZ FELFEDEZÉSE

A bolygók számát illetôen tehát nagyon sokáig minden világosnak tûnt, a csillagászok legfôbb problémáját a mozgások jellemzése jelentette.

A Szaturnuszon túli világ megismerése egészen sokáig váratott magára. Igaz, hogy erre a heliocentrikus világkép teljes elfogadása elôtt aligha lett volna lehetôség, hiszen a szférák világában mindennek megvolt a fix helye, a világegyetem egy kerek egészet alkotott, kinek jutott volna eszébe, hogy egy ilyen tökéletes, már-már isteni mûvet megkérdôjelezzen. Majd miután, már heliocentrikus alapokon, Galilei távcsôvel kezdte kémlelni az eget (1609, még ebben az évben jelenik meg az elsô két Kepler-törvény is), új lehetôségek nyílottak a világmindenség megismerésében.
 

Ô figyelhette meg például elôször a Jupiter négy holdját (Io, Európa, Ganümédesz, Kallisztó; 6. ábra). Ennek jelentôsége nemcsak abban állt, hogy elôször vehetett szemügyre az érdeklôdô tudós egy mini naprendszert, ahol nyoma sem volt a holdak mozgásában az epiciklusoknak, amely a geocentrikus mozgások egyik fô típusát képviselte. Ez a modell a heliocentrikus világképet, illetve a bolygók Nap körüli kör, majd ellipszis pályán való keringését sugallhatta, újabb bizonyítékot szolgáltatva Kopernikusz világrendszere (1543) mellett (Kopernikusz heliocentrikus világképe egyébként semmivel sem volt egyszerûbben áttekinthetô, vagy pontosabb, mint a ptolemaioszi geocentrikus, meggyôzôen világossá csak Kepler és Newton munkássága után válhatott). Galilei azonban példamutató lehetett abban is, hogy Naprendszerünkben az eddigieken túl is akadhatnak még más égitestek. Ha egyre távolabbra nézünk távcsövünkkel, miért ne fedezhetnénk fel újabb naprendszerbeli égitestet, esetleg bolygót -gondolhatták a kor nagy elméi. Újabb bolygó, bolygók létének adott lehetôséget az 1766-ból származó, megalkotóiról és népszerûsítôirôl elnevezett Titius-Bode szabály. Az empirikus úton alkotott összefüggés szerint a bolygók közepes naptávolsága a következôképpen alakul: a=0.4+0.3×2^n-2

A képletben "a" a Nap körül keringô bolygó pályájának fél nagytengelye csillagászati egységben (AU) mérve. Az AU a földpálya nagytengelyének a fele, azaz 149.6 millió km. Az n értéke pedig egyenlô a bolygó Naptól számított sorszámával (kivétel a Merkúr, ahol n egyenlô mínusz végtelennel). A szabály az addig ismert bolygókra jó közelítést adott, viszont felvetette azt a kérdést, hogy mi a helyzet n=5 esetben, azaz a Mars és a Jupiter között, ahol ezidáig nem ismertek bolygót, holott a Titius-Bode szabály egyértelmûen kijelöli a helyét (1. táblázat).
 

Bolygó neve	n (bolygó sorszáma)	a (AU)	Naptól mért tényleges távolság (AU)
Merkúr	-?	0.4	0.387
Vénusz	2	0.7	0.723
Föld	3	1	1
Mars	4	1.6	1.524
?	5	2.8	?
Jupiter	6	5.2	5.203
Szaturnusz	7	10	9.539
?	8	19.6	?
. .	. .	. .	. .

A szabály népszerûségét egy ideig növelte, hogy a megalkotása után felfedezett Uránusz (Herschel fedezte fel 1781-ben; 3.,4. ábrák), amely 19.2 csillagászati egységre található a Naptól, beillett a 7. bolygó helyére (n=8 helyre, ha a kisbolygóövet is figyelembe vesszük).

Azonban ezen frissen felfedezett bolygó pályaháborgásai alapján (1844-ben 2 ívperc eltérés) Bessel feltételezte, hogy léteznie kell egy, még az Uránuszon is túl keringô bolygónak. A feltételezett bolygó pályájának adatait többen is kiszámították. Közülük a francia V. J. Leverrier eredményeit alapul véve, elôször Galle német csillagász pillantotta meg az új bolygót 1846-ban. A történet külön érdekessége, hogy Leverrier a Titius-Bode szabály alapján több kiindulási adatot helytelenül vett fel, de a két szomszédos bolygó akkor olyan szerencsés helyzetben volt, hogy Galle majdnem pontosan a megadott helyen találta meg a Neptunuszt. A Neptunusz felfedezése a newtoni fizika alapjaira helyezett heliocentrikus szemlélet egyik gyakorlati bizonyítéka volt.

2.2 A PLÚTÓ ÉS A X. BOLYGÓ

A Neptunusszal azonban még mindig nem sikerült teljesen megmagyarázni az Uránusz perturbációját. Sôt, a Neptunusz mozgásában is mutatkoztak eltérések. Lehet, hogy ezt egy, még további, a Neptunuszon túli, mindeddig ismeretlen bolygó okozza?

A Neptunuszon túli kilencedik bolygó elméleti kutatásával elôször W. H. Pickering, P. Lowell, és Grillug foglalkozott. Pickering és Grillug elsôsorban az üstökösök pályáit elemezve (ma is sokan hasonló meggondolás alapján keresik a tizedik bolygót, e dolgozatban Matese és Murray idevágó kutatásairól még esik szó) próbált következtetni a kilencedik bolygó pályaelemeire. A külsô nagybolygóknak ugyanis úgynevezett üstököscsaládjaik vannak. Egy-egy ilyen családba néhány üstökös tartozik, s az jellemzi ôket, hogy naptávolpontjuk, azaz a Naptól való legnagyobb távolságuk, szakkifejezéssel élve aféliumuk nagyjából éppen a családfô külsô bolygó közepes naptávolságának felel meg. A szóban forgó esetben pedig néhány üstökösnek az aféliuma jóval a Neptunusz pályáján kívülre esett.

Lowell más utat választott. Ô a Neptunusz és az Uránusz pályaháborgásaiból próbálta kiszámítani az ismeretlen bolygó helyzetét. Számításaival 1914-ben készült el. Bár az égboltot fényképezve addig is keresték az új planétát, az igazi kutatómunka csak ezután kezdôdött. Ennek oroszlánrészét a Lowell obszervatóriumban végezték. Maga Lowell a bolygó felfedezését már sajnos nem élhette meg. A szerencse egy fiatal csillagásznak, Clyde Tombaughnak kedvezett. Ô, Lowell számításai alapján, 1930. február 18-án egy január 24-i fotólemezen megtalálta az új bolygót, a Plútót. A felfedezést 1930. március 13-án, Lowell születésnapján hozták nyilvánosságra (3., 4. ábra).

Minél inkább kezdtük azonban a Plútót megismerni, annál kevésbé felelt meg a bolygó a várakozásoknak. Lowell még úgy gondolta, hogy a keresett bolygónak az Uránuszhoz és a Neptunuszhoz kell hasonlítania, vagyis óriásbolygó. Átmérôjét 25000 km-re becsülte. Mai ismereteink szerint a Plútó átmérôje 2400 km körül van (az átmérôt a látszó fényességbôl is meg lehet becsülni, ha a felszín albedóját nagyjából ismerjük), tömege a Föld tömegének 1/453-ad része (2. táblázat, 6. ábra). 1978-ban felfedezték (Christy) a Plútó holdját, a Charont. A Plútó és a Charon viszonya szinte már nem is egy bolygónak és holdnak a kapcsolata, hanem inkább már egy kettôsbolygóról beszélhetünk. A Charon, amely igen közel kering a Plútóhoz (a=19600 km), 500-600 km átmérôjû lehet különbözô források szerint, tömege pedig eléri a Plútó tömegének 1/9-ed részét, ami alapján nem csodálkozhatunk, hogy a Plútó és a Charon egy kettôsrendszer jellemzôit mutatja (4.ábra).

Azt mondhatjuk, hogy a Plútó jóformán csak egy nagyobbacska aszteroida. Naprendszerünkben ezért is inkább sorolhatnánk a kisbolygók közé, mintsem hogy egy igazi nagybolygónak tekintsük (a Plútó besorolására a következô fejezetben még visszatérünk). A Plútó nimbuszának megtépázása után azonban felmerülhet egy kérdés, amelynek okán eleve a Plútó keresését is elkezdtük: végül is megmagyarázható-e az Uránusznak és a Neptunusznak a perturbációja egy ilyen kis tömegû égitest zavaró hatásával?

A Plútóval egyébként nemcsak a méretei miatt van bajunk. A pályája is rendkívüli. Pályasíkja szokatlanul nagy szöget zár be az ekliptikával, pályájának excentricitása pedig a legnagyobb a nagybolygók közül, így az mintegy keresztezi a Neptunuszét (2. táblázat; 7. ábra).

A fent felsorolt tényezôk miatt a csillagászok már korábban felvetették, hogy a Plútó valamikor nem is volt önálló bolygó, hanem a Neptunusz egyik holdja volt, amelyet valamilyen katasztrofális esemény szakított ki a bolygó körüli pályájáról. Ezt látszott megerôsíteni, hogy a Plútó mérete és tömege közel áll a Tritonéhoz, a Neptunusz legnagyobb holdjáéhoz. Egyes csillagászok szerint az is valószínû, hogy valamikor régen a feltételezett X. bolygó igen közel haladt el a Neptunuszhoz, s gravitációs hatásával kiszakította az addig a Neptunusz körüli pályán keringô Plútót. Majdnem biztosra veszik, hogy ugyanekkor vált le a Plútó egy darabja is, a Charon, s kezdte meg keringését annak holdjaként (a Triton és a Plútó egy, még több égitestet magába foglaló csoporttal is rokonságot tart, errôl bôvebben lesz szó a következô fejezetben; a Plútó ilyen eredetét egyébként a kutatók jó része ma már elveti).

Akkor viszont hol keressük az igazi legkülsô bolygót, a rejtélyes "Planet X"-et? Különbözô elméletek próbálnak választ adni erre a kérdésre, de elôtte még tegyünk egy kis kitérôt a Naprendszer peremének még alaposabb megismerésére, hiszen a feltételezett tizedik bolygó is e közegben mozog, e közeggel van kölcsönhatásban.
 

	Pályasugár (AU)	Pályaexcentricitás	Egyenlítôi sugár (km)	Egyenlítôi sugár (Föld=1)	Tömeg (Föld=1)	Sûrûség (g/cm3)	Forgási idô
Nap	-	-	700000	110	330000	1.40	27 nap
Merkúr	0.387	0.206	2440	0.38	0.056	5.42	59 nap
Vénusz	0.723	0.007	6050	0.95	0.82	5.25	243 nap
Föld	1	0.0167	6378	1	1	5.52	24 óra
Mars	1.524	0.093	3398	0.53	0.11	3.94	24.6 óra
Jupiter	5.203	0.048	72000	11.3	318	1.33	9.9 óra
Szaturnusz	9.539	0.056	60000	9.4	95	0.69	10.7 óra
Uránusz	19.182	0.047	26000	4.0	14.5	1.27	17.3 óra
Neptunusz	30.057	0.009	25000	3.9	17.1	1.64	16.1 óra
Plútó	39.440	0.253	1150	0.18	0.002	2.00	6.4 nap

2.3 A KUIPER-ÖV

Századunk közepétôl egyre világosabbá vált, hogy a Naprendszer nem ér véget a Plútónál (Oort, 1950; Kuiper, Edgeworth, 1951), de egészen az utóbbi évekig csak közvetett bizonyítékok voltak a távolabbi égitestek létezésére, amelyek között elsô helyen az üstökösök álltak. A kozmikus idôskálán mérve rövid idôtartamú kométák gyakran látogatnak a Nap közelébe, s minden perihélium-átmenetük során veszítenek tömegükbôl. Idôvel anyaguk gyorsan elfogy, ezért folyamatos pótlásukhoz újabb és újabb üstökösmagok kellenek. Ehhez egy nagy üstökösraktár szükséges, amelynek az üstököspályák elnyúltsága miatt a Neptunuszon túl kell húzódnia (8. ábra).

Az elsô elméletek szerint a hosszú periódusú üstökösök a gömb alakúnak feltételezett Oort-felhôbôl érkeznek (Oort, 1950; 9. ábra), majd az óriásbolygók gravitációs perturbációi rövidebb periódusú pályára állíthatják ôket, létrehozva a rövid periódusú üstökösök csoportját. Az újabb modellek szerint ez a folyamat nem mûködik elég hatékonyan, nem lehet vele megmagyarázni a rövid periódusú üstökösök nagy számát. Ezenkívül a 80-as években a mind pontosabbá váló pályaszámítások is arra utaltak, amit egyesek már korábban gondoltak (Kuiper, Edgeworth, 1951), hogy a periodikus üstökösök pályái nem származtathatók le a gömb alakú Oort-felhô véletlen eloszlású körpályáiból. Ehhez egy közelebbi, a bolygók keringési síkjában lévô, korong alakú felhôt kellett feltételezni. Ezt a Neptunusz környékén, azaz 30 AU-nél kezdôdô és kb. 500-1000 AU-ig húzódó lapos korong alakú zónát nevezzük Kuiper-övnek (9.ábra).

A Naprendszer kialakulása idején a korong alakú ôsködben a Neptunuszon túl is megkezdôdött a bolygócsírák, planetezimálok felépülése, itt azonban nem állt össze óriásbolygó, talán a kisebb anyagsûrûség és a kis keringési sebességek miatt (vö.: Kepler III. törvénye). A kialakult planetezimálok pálya-excentricitása igen kicsi volt, közel állt a köréhez. Az inklinációk alakulásáról, vagyis a korong vastagságáról még kevés információnk van, ám az egyre szaporodó felfedezések már sejtetik a tendenciákat. Ha az ôsköd anyagának sûrûségeloszlását normálisnak vesszük, akkor a Neptunusztól távolodva egyre kevesebb égitest alakulhatott ki. A Kuiper-öv objektumainak eredeti méreteloszlását szintén csak körvonalazni tudjuk. Valószínû, hogy minél kisebb objektumokat vizsgálunk, annál több jött létre belôlük. A legnagyobbak Plútó méretûek lehettek.

A jelenlegi modellek szerint a 30-50 AU közötti térségben eredetileg 10 földtömegnyi anyag volt. Ennyi szükséges ahhoz, hogy a rendelkezésre álló idô alatt az 1992QB1 nevûhöz hasonló, 200 km körüli átmérôjû Kuiper-objektumok kialakulhassanak (Stern, 1996). Amikor a Neptunusz tömege megközelítette a jelenlegit, a Kuiper-objektumok növekedése a bolygóval szomszédos, kb. 50 AU-ig terjedô részben lelassult vagy leállt. A gázóriás gravitációs terével elnyújtotta az egyes objektumok pályáját. Ettôl nôtt az ütközések sebessége, energiája, és lassult a felépülés, gyakoribb lett a szétdarabolódás. Hasonló folyamattal állította le a kisbolygók növekedését a fôövben a Jupiter is.

Az ütközések befolyásolták a méreteloszlást, megnövelték a kisebb testek arányát. Ma a 10-20 km alatti objektumok többsége ütközési töredék lehet (Tholen és Buie, 1997), míg a 100 km-nél nagyobb méretû égitestek többsége valószínûleg eredeti, nem töredék égitest.

A Kuiper-objektumok keletkezésük óta egyéb átalakulásokon is keresztülmehettek, amely szintén az eredeti méreteloszlást befolyásolta. A rövid életû radioaktív elemek a nagyobb objektumoknál okoztak változásokat, de ez még életük legelején történhetett. A késôbbiekben extraszoláris, vagyis Napon kívüli hatások érték ôket. A Nap részecskesugárzásának, azaz a napszélnek a tartománya kb. 40-100 AU-ig terjed. A határ, a heliopauza mindig máshol húzódik, annak megfelelôen, ahogy a Nap aktivitása és a csillagközi anyag jellemzôi változnak. A Kuiper-öv nagy része a heliopauzán kívül van, így az égitestek a csillagközi anyaggal közvetlen kölcsönhatásba kerülnek. Naprendszerünk közel 20 km/s sebességgel halad galaktikus környezetéhez képest, így a Kuiper-objektumok is ilyen sebességgel ütköznek az intersztelláris anyaggal. Ennek egy része lerakódik felszínükre, más része, például a porszemcsék becsapódásai eróziós hatást fejtenek ki. Az erózió gyakorlatilag azokra az idôszakokra korlátozódik, amikor molekulafelhôkön haladunk keresztül. Mégis, mindent összevetve, a két folyamat közül az erózió hatása az erôsebb. A Naprendszer élettartama alatt 10-100 g anyagot pusztíthatott le az égitestek felszínének minden négyzetcentiméterérôl. Ez kb. 1 m vastag réteget jelent, így az eredetileg 2 m-nél kisebb objektumok napjainkra már eltûntek (Kereszturi, Sárneczky, 1999).

Nagy izgalmat váltott ki az elsô Kuiper-objektum, a Chiron 1977-es felfedezése (Kowal, 1977), mivel elôször találtak az óriásbolygókét metszô kisbolygópályát. Különösen az okozott szenzációt, amikor a Chiron felfedezése után 11 évvel gázkibocsátását jelzô megfigyelések történtek, hiszen felfedezése idején a besorolása miatt nagyon gondosan megvizsgálták, és akkor nem találtak körülötte kómát. Egy csillagfedés azonban lehetôvé tette átmérôjének meghatározását, ami 240 km körülinek adódott. Tehát ha üstökös, akkor magja óriási az eddig ismert üstökösökhöz képest. Hamarosan kiderült, hogy az égitestek egy egészen új osztályának elsô képviselôje. Pályája, melyet durván 50 év alatt jár be, a Szaturnusz és az Uránusz között húzódik. Ma már tudjuk, hogy a Kuiper-objektumokat és a rövidperiódusú üstökösöket összekötô égitesttípust képviseli, amelyek az óriásbolygók között keringve arra várnak, hogy egy bolygóközelítés kilendítse ôket az átmeneti állapotukból. Pályájuk rövid idô alatt is jelentôsen megváltozhat, dinamikai élettartamuk (tehát amíg jelen pályájukon maradnak) alig 10 millió év. Mivel Chiron (mint Uranosz unokája és Szaturnusz fia) kentaur volt, ezért ezt az égitestcsoportot, amely kézzel fogható bizonyítékot szolgáltat a rövidperiódusú üstökösök Kuiper-övbôl való lehetséges utánpótlására, Kentaur-csoportnak nevezték el (Kowal, 1989). Ilyen Kentaur-objektum még például a Pholus és a Nessus is (ld. 3. táblázat).

A Voyager-2 Neptunusz megközelítése hozta a következô meglepetést, a Triton (a Neptunusz holdja) tulajdonságainak felderítésével. Mérete viszonylag kicsi a várthoz képest, nagy illóanyagtartalma légkört, poláris sapkát, és gejzíraktivitást tesz lehetôvé. Színe vöröses, amelyet fotokémiailag bontott metánból képzôdô szénhidrogének okozhatnak.

Amikor a Plútó perihélium-átmenetét lehetett megfigyelni, akkor a bolygó a viszonylag nagy excentricitású pályáján olyan közel került a Naphoz, mint felfedezése óta még soha, s az erôsebb napsugárzás hatására légkört fejlesztett, mint a Chiron. Ez a légkör fôként nitrogénbôl áll (a Tritonéhoz hasonlóan), nyomokban pedig metán fordul elô (mint ugyancsak a Tritonon). A Plútó felszínén metánjég jelenlétét is jelezték a spektroszkópiai mérések (ebben a tekintetben is egyezik a Tritonnal). A Plútó-Charon kölcsönös fedéssorozat pedig lehetôvé tette, hogy ha csak durván is, feltérképezzék a felszínüket. Ezek a megfigyelések a Plútó felszínén poláris sapkák jelenlétét mutatták (ez ismét a Tritonhoz való hasonlóságra utal).

Már 1991-ben születtek olyan cikkek, amelyek ezeket a nagyobb, néhány száz, vagy egy-két ezer km átmérôjû sötét, nagy illóanyagtartalmú, Chiron-szerû égitesteket külön csoportba akarták sorolni. Egy szót is alkottak rájuk: plomet névvel illették ôket a planetemizál és a comet (üstökös angolul) szavak összevonásával, s a Plútón, Charonon, Tritonon, és Chironon kívül idesorolták például a Nereidát (a Neptunusz holdja), a Phoebet (Szaturnusz holdja) is (3. táblázat).
 

Plometek	Egyenlítôi sugár (km)	Holdpálya fél nagytengelye (km)	Excentricitás	Inklináció (fok)	Keringési  periódus (nap)
Charon	500	19600	0	94.3	6.387
Triton	1380	354590	0	159	5.877
Nereida	200	5510660	0.75	27.6	359.4
Phoebe	115×110×105	12952000	0.163	175	550.48
Kentaurok	Egyenlítôi sugár  (km)	Pálya fél nagytengelye (AU)	Perihélium távolság (AU)	Inklináció (fok)	Keringési  periódus (év)
Chiron	91	13.648	8.453	6.94	50.4
Pholus	92.5	20.357	8.688	24.70	91.9
Nessus	35	24.735	11.824	15.64	123.0

A plometek szintén egyfajta átmenetet képezhetnek a Kuiper-öv planetezimáljai és a Naprendszer rövidperiódusú üstökösei között. Bár jelenleg a Nap, vagy valamely bolygó körül pályára álltak, elszakadva a Kuiper-övtôl (például valamely óriásbolygó, vagy egy eleddig ismeretlen naprendszerbeli égitest hatására), pályájuk elég instabil ahhoz, hogy valamilyen újabb gravitációs anomália (például bolygóközelbe kerülés) hatására a Naprendszer belsô régiói felé vegyék az irányt, elnyúltabb üstököspályát felvéve.

A Kuiper-objektumok közül egyébként jelenleg már több százat ismerünk (9. ábra). Ezek 40%-a tartozhat az ún. plutinók családjába (Jewitt és társai, 1996), melyek Plútó-szerû pályán mozognak. Pályahajlásuk és excentricitásuk alapján is jól elkülönülnek (a plutinók pályája elnyúltabb, s az ekliptikából is jobban kilóg) a távolabbi, nem rezonanciapályán mozgó égitestektôl (például 1992QB1), amelyekre egyre gyakrabban használják a cubewano elnevezést. Ez a Kuiper-objektumok másik nagy családja (az üstökösök és a Kuiper-objektumok közti átmenetet a kentaurok és a plometek alkotják).

A Kuiper-öv paramétereit az idáig felfedezett objektumok és az elméleti elôrejelzések alapján még nehéz körvonalazni. Legnagyobb kiterjedése 30-1000 AU között lehet a mai elhatárolások alapján (Kereszturi, Sárneczky, 1999). Térfogata százszorosa lehet a kisbolygóövnek, és durván ezerszer akkora tömeget tartalmazhat. A Kuiper-öv teljes tömegére vonatkozó becslések szórása igen nagy: a 0.002-tôl 5-6 földtömegig terjednek. Napjainkban az egy földtömeg körüli, illetve a kicsit ez alatti becslések a gyakoribbak.

A 30-50 AU közötti tartományban 70000, legalább 100 km átmérôjû égitest lehet. Az eddig ismert két legnagyobb Kuiper-objektum az 1996TO66 (átmérôje kb. 740 km) és a 2000WR106 (900± 100 km). Amennyiben a legnagyobb Kuiper-objektumok 500 km-esek, 0.06 földtömeg, 2000 km-es maximális átmérô esetén viszont 0.25 földtömegnyi anyag lehet itt. Egyébként a számítások szerint néhány 1000 km-es nagyságrendû, akár Plútó méretû égitest lehet még a térségben...

Lehet, hogy valaha a Plútó is Kuiper-objektum volt, s jelenlegi plomet állapota is átmeneti, és pályafutása egyszer majd rövidperiódusú üstökösként ér véget?
 

2.4 AZ OORT-FELHÔ

Naprendszerünkben a fogyóeszközként számontartott kométák pótlására mindenképp szükség van egy óriási üstököslerakatra, mint azt már a Kuiper-övre vonatkozó fejezetben is említettük.

Naprendszerünk üstökösei lehetnek rövid-, illetve hossszúperiódusúak, de az is lehet, hogy egyáltalán nem periodikusak, s csak egyszer látjuk ôket a Naprendszerben feltûnni. Pályájuk alapján azonban következtetni lehet valamelyest származási helyükre is (4.táblázat).
 

A) Periodikus üstökösök	1. Rövidperiódusúak (e<=0.96, a T keringési idô néhány évtized) Ide tartozik az ismert üstökösök mintegy 16%-a. Ilyen például az Encke (T=3.3 év), vagy a Halley-üstökös (T=76 év; 10. ábra). Utóbbi arról is nevezetes, hogy ez volt az elsô, amelynek pályáját kiszámították (Halley, 1705), s ennek alapján elôre meg lehetett határozni 1758. évi visszatérését. Ez az esemény így a heliocentrikus világszemlélet egyik elsô gyakorlati bizonysága lett.
	2. Hosszúperiódusúak ( 0.96<e<1, T=millió év nagyságrendû) Az üstökösök 21%-a sorolható ide.
B) Nemperiodikus üstökösök	3. Parabola pályájú (e=1) üstökösök alkotják az üstökösök többségét, 51%-át. Pályájuk a bolygók zavaró hatására könnyen ellipszissé, vagy hiperbolává alakulhat, s utóbbi esetben eltávoznak a Naprendszerbôl.
	4. Hiperbola pályájú (e>1) üstökösöket is nagy számban találtak, az összes üstökösök mintegy 12%-a ilyen. Ezek természetesen nem térnek vissza.

Korábban azt mondtuk, hogy a rövidperiódusú üstökösök a Neptunuszon túl kezdôdô Kuiper-övben helyezkedtek el, mielôtt a Naprendszer belsô területei felé látogattak volna. A hosszúperiódusú üstökösök azonban valószínûleg jóval messzebbrôl származnak, ráadásul a keringési idejük mellett pályahajlásukban is különböznek rövidperiódusú társaiktól. A hosszú periódusúak bármilyen inklinációjúak lehetnek (ez méginkább érvényes a nemperiodikus üstökösökre), vagyis az ég bármely része felôl érkezhetnek, pályájuk elnyúltsága, s keringési idejük nagysága pedig óriási származási távolságra enged következtetni. Ezek alapján azt mondhatjuk, hogy ezek az üstökösök a Naptól kb. 100000 AU nagyságrendû, nagyjából gömbszimmetrikus felhôbôl származhatnak (Oort, 1950). J. Oort munkássága nyomán ezt a hipotetikus felhôt Oort-féle üstökösfelhônek nevezték el (9., 12. ábra). Itt hatalmas számban keringenének fagyott üstökösmagok, melyek különbözô hatásokra a Naprendszer belsô térsége felé indulhatnak.

A felhô fejlôdésének rekonstruálásához az ôsi Naprendszerbôl kell kiindulnunk (Kereszturi és Sárneczky, 1999). Az óriásbolygók növekedésük során a környezetükben lévô bolygócsírákat egyre erôsebben vonzották, mozgásukat perturbálták. Azok a bolygócsírák, melyek nem találták el a hozzájuk legközelebbi óriásbolygót, mellette elhaladva pályát változtattak, s kedvezô esetben messzire kirepültek a térségbôl. Jelenleg nem tudni, a planetezimálok eredeti össztömegének mekkora része épült be a bolygókba, s mekkora maradt ki a folyamatból.

A Jupiter és a Szaturnusz nagy tömeggel rendelkezik, így az általuk kilökött égitesteknek akkora kezdôsebességet adtak, hogy azok többsége valószínûleg végleg elhagyta a Naprendszert. Az Uránusz és a Neptunusz által kilökött objektumokból már több maradhatott a Naprendszer tagja. Ezek arányát is nehéz megbecsülni, egyes elméletek szerint az Uránusz-Neptunusz térségébôl kilökött objektumok kb. fele távozott el véglegesen.

A gyengén kilökött égitestek elnyúlt pályára álltak a Nap körül, afélium-távolságuk elérhette a több ezer AU-t is. Halmazuk kiterjedt felhôt alkotott a Nap körül, ám hosszú pályájukon csak ritkán látogattak vissza a bolygók térségébe. Ilyenkor vagy eltalálták valamelyik bolygót, esetleg a Napot, vagy pályájuk tovább módosult.

Napunk egy nyílthalmaz tagjaként valószínûleg egy molekulafelhôben keletkezett. A nagyobb csillagsûrüség és a molekulafelhô gravitációs tere módosította és ezáltal véletlenszerûvé tette ezen távoli pályákon mozgó planetezimálok útvonalát, mígnem egy részük olyan pályára került, amely többé már nem vezetett a Naprendszer belsejébe. Ezek, valamint az idônként belátogató objektumok egy kiterjedt, a Naprendszer fôsíkjában sûrûsödô felhôt alkottak. Ezt ma Hills-felhônek, vagy belsô Oort-felhônek nevezzük.

A Hills-felhô 1000-5000 AU táján kezdôdik, határa 10000-20000 AU-nél lehet. Tömege néhányszor tíz földtömeg lehet, de ez az adat igen bizonytalan. Becslések szerint 1000-10000 milliárd Halley-kategóriájú üstökösmagot tartalmazhat, legnagyobb égitestjei kb. Plútó méretûek lehetnek. A felhôt alkotó égitestek pályái elnyúltak (nagy excentricitásúak), síkjuk a Naprendszer fôsíkjában mutat enyhe csoportosulást.

A külsô Oort-felhô 10000 AU-tôl 100000-200000 AU-ig terjedhet (a Nap gravitációs befolyásának, azaz a Naprendszernek a külsô határáig). A pályák itt is elnyúltak, inklinációjuk viszont véletlenszerû, ezért ez a felhô ténylegesen gömb alakú. A parabola pályájú üstökösök jellemzôen innen érkeznek. Tömege nagyságrendileg tizede a Hills-felhôének, néhány 100, esetleg néhány 1000 milliárd Halley-kategóriájú üstökösmagot tartalmazhat. A Naptól való nagy távolságból kifolyólag, a külsô hatások miatt ezeken a pályákon az égitestek tartózkodási ideje rövidebb a Naprendszer koránál. A mai külsô Oort-felhô kevés olyan objektumot tartalmaz, amely még a Naprendszer keletkezése idején sodródott ide.

A Naprendszer nem elszigetelt terület, környezetében a csillagok és a csillagközi felhôk jönnek-mennek, hatásuk nyilvánvalóan a külsô Oort-felhôre, Naprendszerünk legkülsô zónájára a legnagyobb. A Naprendszer keletkezése óta néhány ezer,

legalább egy naptömegû csillag haladt el 100000 AU-nél közelebb, s kb. 100 millió évente hatalmas molekulafelhôkkel is találkozhattunk. Ezek hatására az üstökösmagok impulzusmomentuma módosulhatott, egy részük beljebb lökôdött a Naprendszer belsôbb régiói felé, mint üstökös, vagy mint meteor, mások viszont véglegesen elszakadhattak a Naprendszertôl. Ugyanilyen hatással van a galaktikus árapály, mely fôként a Tejútrendszer fôsíkjának (kisebb mértékben magjának) gravitációs hatásából ered, mely fôsík mentén Naprendszerünk oszcilláló mozgást végez, miközben kering galaxisunk középpontja körül (18. ábra). Egyes elméletek szerint a külsô Oort-felhôbôl érkezô üstökösök többségét ez a folyamat juttatja a Naprendszer belsejébe.

Azonban ugyanígy perturbálhatja az Oort-objektumok pályáját Napunknak egy még eleddig ismeretlen kísérôje, amely talán maga a keresett X. bolygó, bár van olyan elmélet is, amely szerint Napunk egy társcsillaggal rendelkezik, valószínûleg egy barna törpével. A továbbiakban Napunk e feltételezett (valamilyen) kísérôjét vizsgáljuk meg, azt, hogy egyáltalán mi adhat alapot létezésére, s ez esetben, hol és milyen objektumot érdemes keresnünk.

tovább