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ヒルズの雲（ヒルズのくも、英: Hills cloud）、内オールトの雲（英: Inner Oort cloud^[1]、英: Inner cloud^[2]）は、理論上の天体群である。オールトの雲の内部にある広大な星周円盤だと考えられている。

外側の境界は20,000~30,000天文単位(AU)にある。一方、内側の境界は、あまり明確に定義されていないが、仮想的に250〜1500天文単位(AU)にあるとされている。惑星やエッジワース・カイパーベルトの天体の軌道をはるかに超えているが、距離ははるかに大きい可能性がある。存在する場合、ヒルズの雲にはオールトの雲の約5倍の彗星が含まれていると考えられている^[3]。

概要

ヒルズの雲の仮説の必要性は、オールトの雲と密接に関連している。オールトの雲の彗星は、その環境のため絶えず摂動されている。無視できない割合は、太陽系を離れるか、太陽や木星型惑星に落下する。したがって、オールトの雲はずっと前に枯渇していたはずである。しかし、それでも彗星は十分に供給されている。

ヒルズの雲の仮説は、天体の密度の高いオールトの内側の領域である「ヒルズの雲」を仮定することにより、オールトの雲の持続性に対処するものである。ヒルズの雲から放出された天体は、オールトの雲を維持しながら、古典的なオールトの雲の領域に到達する可能性がある^[4]。ヒルズの雲は、太陽系全体で彗星が最も集中している可能性がある。

ヒルズの雲の存在はもっともらしく、オールトの雲よりも密度が高いはずである^[5]^[6]。最も近い星との重力相互作用と銀河からの潮汐効果により、オールトの雲の彗星に円軌道が与えられた。これは、ヒルズの雲の彗星には当てはまらない可能性がある。ヒルズの雲の総質量は不明である。一部の科学者は、それが外側のオールトの雲よりも何倍も大きいと考えている。

歴史

オリジナルのオールトの雲のモデル

1932年から1981年の間、天文学者は、エルンスト・エピックとヤン・オールトによって提案されたオールトの雲とエッジワース・カイパーベルトが太陽系の彗星の唯一の予備であると信じていた。

1932年、エストニアの天文学者エルンスト・エピックは、彗星が太陽系の外側の境界を周回する雲に根ざしていると仮定した^[7]。1950年、このアイデアはオランダの天文学者ヤン・オールトによって独自に復活し、明らかな矛盾を説明した。:彗星は太陽系内部を数回通過した後に破壊されるため、太陽系が始まってから数十億年経っていたならば今はもう観測できないはずである^[8]。

オールトは、1850年から1952年の間に最もよく観測された46個の彗星を研究のために選択した。準主軸（英語版）の逆数の分布は最大頻度を示し、40,000から150,000天文単位(AU)離れた所に彗星の貯留層が存在することを示唆した。太陽の影響圏（英語版）の限界に位置するこの貯留層は、恒星の擾乱を受けやすく、雲の彗星を外側に追い出したり、内側に押し出したりする可能性がある。

新しいモデル

1980年代に、天文学者は、メインクラウドが太陽から約3,000 AUで始まり、20,000AUの古典的なオールトの雲まで続く内部の天体群を持つことができることに気づいた。ほとんどの推定では、ヒルズの雲の天体の数は約20兆（外側の雲の約5〜10倍）とされているが、その数はそれの10倍になる可能性がある^[9]。

「内部の雲」のメインのモデルは、1981年に、この地域に名前を付けたロスアラモス研究所の天文学者ジャック・G・ヒルズ（英語版）によって提案された。彼は、太陽系の近くの星の通過が地球上での大量絶滅を引き起こし、「彗星の雨」を引き起こした可能性があると計算した。

彼の研究は、ほとんどの雲彗星の軌道が10,000 AUの準主軸を持ち、オールトの雲の提案された距離よりもはるかに太陽に近いことを示唆した^[5]。さらに、周囲の星の影響と銀河潮汐力の影響により、オールトの雲の彗星は太陽に近づくか、太陽系の外に送られるはずであった。これらの問題を説明するために、ヒルズは、外側のハローの数十倍または数百倍の彗星核を持つ内側の雲の存在を提案した^[5]。したがって、希薄な外側の雲を補給することは、新しい彗星の可能な源となるだろう。

翌年、他の天文学者がヒルズの雲を探し、長周期彗星を研究した。これはシドニー・ヴァン・デン・バーグ（英語版）とマーク・E・ベイリーの場合であり、それぞれ1982年と1983年にヒルズの雲の構造を提案した^[10]。1986年、ベイリーは、太陽系の彗星の大部分はオールトの雲の領域ではなく、より近く、内部の雲の中にあり、軌道は5,000天文単位(AU)の準主軸であると述べた。

研究は、VictorClubeとBillNapier（1987）の研究、およびRB Stothers（1988）によってさらに拡張された^[10]。

しかし、科学者がヒルズの理論を再開した1991年^[11]に、ヒルズの雲は大きな関心を集めた。

特徴

構造と構成

オールトの雲の彗星は、周囲や遠くの物体によって絶えず邪魔されている。かなりの数の彗星が太陽系を離れるか、太陽にはるかに近づく。したがって、オールトの雲はずっと前に崩壊していたはずである。しかし、オールトの雲はそれでも無傷のままである。ヒルズの雲の提案はそれを説明することができる。ジャック・G・ヒルズと他の科学者は、それが外側のオールトの雲の彗星を補充することができると示唆している^[12]。

ヒルズの雲は、太陽系全体で彗星が最も集中している可能性もある^[10]。ヒルズの雲は、外側のオールトの雲よりもはるかに密度が高いはずである。存在する場合、サイズは5,000〜20,000天文単位(AU)のどこかにある。対照的に、オールトの雲のサイズは20,000〜50,000天文単位(AU)である^[13]。

ヒルズの雲の質量は不明である。一部の科学者は、それがオールトの雲の5倍の大きさになる可能性があると信じている^[3]。マーク・E・ベイリーは、物体の大部分が10,000 AUにある場合、ヒルズの雲の質量は13.8地球質量であると推定している^[10]。

彗星の分析が全体を代表するものである場合、ヒルズの雲のオブジェクトの大部分は、水、メタン、エタン、一酸化炭素、シアン化水素などのさまざまな氷で構成されていると考えられる^[14]。しかしながら、長周期彗星の典型的な軌道上の小惑星である物体1996 PW（英語版）の発見は、ヒルズの雲の天体が岩石の物体も含んでいる可能性があることを示唆している^[15]。

最初にオールトの雲の天体群の彗星と木星地域の本体のもう一方の彗星における窒素の炭素分析と同位体比は、それらの明確に離れた地域にもかかわらず、2つの間にほとんど違いを示さない。これは、両方が原始惑星系円盤から来ていることを示唆している^[16]。結論は、彗星の雲のサイズの研究とテンペル第1彗星の最近の影響の研究によっても裏付けられている^[17]。

配置

多くの科学者は、太陽系の最初の8億年以内に太陽と別の星との接近（800 AU）の遭遇からヒルズの雲は形成されたと考えている。これは、セドナの離心率を説明する必要がある。セドナは木星や海王星の影響も、潮汐の影響も受けない^[18]。その場合、ヒルズの雲はオールトの雲よりも「若い」可能性がある。しかし、セドナだけがそれらの不規則性に耐える。;(87269) 2000 OO₆₇と(308933) 2006 SQ₃₇₂はどちらの軌道も木星型惑星に近いため、この理論は必要ない。

ヒルズの雲の可能性のある天体

ヒルズの雲の天体**の候補**
名前	直径 (km)	近日点 (AU)	遠日点 (AU)	発見年
2012 VP₁₁₃	315 - 640	80.5	445	2012年
セドナ	995 - 1,060	76.1	935	2003年
(87269) 2000 OO₆₇	28 - 87	20.8	1,014.2	2000年
(308933) 2006 SQ372	50 - 100	24.17	2,005.38	2006年

ヒルズの雲の物体は、主に水氷、メタン、アンモニアでできている。天文学者は、百武彗星のように、多くの長周期彗星がヒルズの雲に由来しているのではないかと疑っている。

セドナの発見を発表した記事の中で、マイケル・ブラウンと彼の同僚は、最初のオールトの雲の天体を観測したと主張している。彼らは、エリスのような散乱円盤天体とは異なり、セドナの近日点（76 AU）は、海王星の重力の影響がその進化に役割を果たすには遠すぎたと観察した^[19]。著者らは、セドナを「内部オールトの雲の天体」と見なし、エッジワース・カイパーベルトと雲の球形部分の間に配置されたディスクに配置された^[20]^[21]。しかし、セドナはヒルズの雲の中の物体に対して予想されるよりもはるかに太陽に近く、その傾斜は惑星とカイパーベルトの傾斜に近い。

(528219) 2008 KV42（英語版）にはかなりの謎があり、その逆行軌道は、ヒルズの雲またはおそらくオールトの雲に由来する可能性がある^[22]。同じことが、このカテゴリーの名前の由来であるダモクレスのように、起源が疑わしいダモクレス族にも当てはまる。

彗星

天文学者は、いくつかの彗星がヒルズの雲と同じ地域から来ているのではないかと疑っている。特に、1,000 AUを超える（したがって、カイパーベルトよりも遠い地域からの）アフェリアが10,000 AU未満（または、そうでなければ、外側のオールトの雲に近すぎる）のアフェリアに焦点を当てている。

いくつかの有名な彗星は遠くまで到達し、ヒルズの雲の天体の候補である。たとえば、2007年3月15日にオーストラリアの天文学者テリー・ラヴジョイによって発見されたC/2007 E2 (Lovejoy)（英語版）はは、2,850天文単位(AU)の遠日点距離に達した^[23]。1996年にアマチュア天文学者百武裕司によって発見された百武彗星は、3,410天文単位(AU)の遠日点を持っている。2004年 8月27日にアマチュア天文学者ドナルド・マックホルツによって発見されたマックホルツ彗星は、4,787天文単位(AU)に達する。

2006年 8月7日にロバート・マックノートによって発見されたマックノート彗星は、4100天文単位(AU)の遠日点で、ここ数十年の最も明るい彗星の一つとなった。1975年 8月10日にリチャード・マーティン・ウェストによって発見された、知られている彗星の中で最も遠い彗星の一つであるウェスト彗星は、13,560AUに達する。

セドナ

セドナは、2003年11月14日にマイケル・ブラウンとチャドウィック・トルヒージョ、デイヴィッド・ラビノウィッツによって発見された天体である。分光測定によると、その表面組成は他の太陽系外縁天体と類似している。その表面は太陽系で最も赤い天体の一つである。

使用する定義によっては、これがヒルズの雲の天体の最初の検出になる場合がある。ヒルズの雲の領域は、軌道が2,000〜15,000天文単位(AU)の天体として定義される。

ただし、セドナはヒルズの雲の想定距離よりもはるかに近い。太陽から約130億キロメートル（90 AU）の距離で発見されたセドナは11,400年の楕円軌道を移動し、近日点は太陽からわずか76 AUである。一方、遠日点は936AUである。ただし、セドナは、その軌道が50 AUのカイパーベルトの領域に到達しないため、エッジワース・カイパーベルトの天体とは見なされない。セドナは「分離天体」であるため、海王星とは共鳴していない。

2012 VP ₁₁₃

2012 VP ₁₁₃は、セドナと同様の軌道を持ち、近日点が海王星から大幅に離れている。その軌道は太陽から80から400天文単位(AU)の間にある。

脚注

[脚注の使い方]

^ オールトの雲を使用すること
^ “astronomie, astéroïdes et comètes”. villemin.gerard.free.fr. 2021年4月7日閲覧。
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^ ^a ^b ^c Hills, J. G. (1981-11). “Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud.” (英語). The Astronomical Journal 86: 1730–1740. doi:10.1086/113058. ISSN 0004-6256.
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参考文献

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+[[ファイル:Kuiper belt - Oort cloud-en.svg|サムネイル|オールトの雲、ヒルズの雲、エッジワース・カイパーベルトのアーティストの見解]]
-#REDIRECT [[オールトの雲]]
+'''ヒルズの雲'''（ヒルズのくも、{{Lang-en-short|Hills cloud}}）、'''内オールトの雲'''（{{Lang-en-short|Inner Oort cloud}}<ref>[[オールトの雲]]を使用すること</ref>、{{Lang-en-short|Inner cloud}}<ref>{{Cite web|title=astronomie, astéroïdes et comètes|url=http://villemin.gerard.free.fr/Science/Asteroid.htm|website=villemin.gerard.free.fr|accessdate=2021-04-07}}</ref>）は、理論上の天体群である。オールトの雲の内部にある広大な[[星周円盤]]だと考えられている。
+外側の境界は20,000~30,000[[天文単位]](AU)にある。一方、内側の境界は、あまり明確に定義されていないが、仮想的に250〜1500天文単位(AU)にあるとされている。[[惑星]]や[[エッジワース・カイパーベルト]]の天体の軌道をはるかに超えているが、距離ははるかに大きい可能性がある。存在する場合、ヒルズの雲にはオールトの雲の約5倍の[[彗星]]が含まれていると考えられている<ref name=":0">{{Cite journal|last=Duncan|first=M.|last2=Quinn|first2=T.|last3=Tremaine|first3=S.|date=1987-11|title=The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....94.1330D/abstract|journal=The Astronomical Journal|volume=94|pages=1330|language=en|doi=10.1086/114571|issn=0004-6256}}</ref>。
+== 概要 ==
+ヒルズの雲の仮説の必要性は、オールトの雲と密接に関連している。オールトの雲の彗星は、その環境のため絶えず[[摂動 (天文学)|摂動]]されている。無視できない割合は、太陽系を離れるか、[[太陽]]や[[木星型惑星]]に落下する。したがって、オールトの雲はずっと前に枯渇していたはずである。しかし、それでも彗星は十分に供給されている。
+ヒルズの雲の仮説は、天体の密度の高いオールトの内側の領域である「ヒルズの雲」を仮定することにより、オールトの雲の持続性に対処するものである。ヒルズの雲から放出された天体は、オールトの雲を維持しながら、古典的なオールトの雲の領域に到達する可能性がある<ref>{{Cite journal|last=Fernández|first=Julio A.|date=1997-09-01|title=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103597957547|journal=Icarus|volume=129|issue=1|pages=106–119|language=en|doi=10.1006/icar.1997.5754|issn=0019-1035}}</ref>。ヒルズの雲は、太陽系全体で彗星が最も集中している可能性がある。
+ヒルズの雲の存在はもっともらしく、オールトの雲よりも密度が高いはずである<ref name=":1">{{Cite journal|last=Hills|first=J. G.|date=1981-11|title=Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud.|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1981AJ.....86.1730H/abstract|journal=The Astronomical Journal|volume=86|pages=1730–1740|language=en|doi=10.1086/113058|issn=0004-6256}}</ref><ref>{{Cite web|title=Planetary Sciences:|url=https://web.archive.org/web/20070224184119/http://books.nap.edu/openbook.php?isbn=0309043336&page=251|website=web.archive.org|date=2007-02-24|accessdate=2021-04-07}}</ref>。最も近い星との重力相互作用と銀河からの潮汐効果により、オールトの雲の彗星に円軌道が与えられた。これは、ヒルズの雲の彗星には当てはまらない可能性がある。ヒルズの雲の総質量は不明である。一部の科学者は、それが外側のオールトの雲よりも何倍も大きいと考えている。
+== 歴史 ==
+=== オリジナルのオールトの雲のモデル ===
+[[ファイル:ErnstJuliusOpik.jpg|サムネイル|エルンスト・エピック]]
+[[1932年]]から[[1981年]]の間、[[天文学者]]は、[[エルンスト・エピック]]と[[ヤン・オールト]]によって提案されたオールトの雲とエッジワース・カイパーベルトが太陽系の彗星の唯一の予備であると信じていた。
+年、[[エストニア]]の天文学者エルンスト・エピックは、彗星が太陽系の外側の境界を周回する雲に根ざしていると仮定した<ref>{{Cite journal|last=Öpik|first=E.|date=1932|title=Note on Stellar Perturbations of Nearly Parabolic Orbits|url=https://www.jstor.org/stable/20022899|journal=Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences|volume=67|issue=6|pages=169–183|doi=10.2307/20022899|issn=0199-9818}}</ref>。[[1950年]]、このアイデアは[[オランダ]]の天文学者ヤン・オールトによって独自に復活し、明らかな矛盾を説明した。:彗星は太陽系内部を数回通過した後に破壊されるため、太陽系が始まってから数十億年経っていたならば今はもう観測できないはずである<ref>{{Cite journal|last=Oort|first=J. H.|date=1950-01|title=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1950BAN....11...91O/abstract|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=11|pages=91–110|language=en|issn=0365-8910}}</ref>。
+オールトは、1850年から1952年の間に最もよく観測された46個の彗星を研究のために選択した。{{仮リンク|セミメジャー軸とセミマイナー軸|en|Semi-major and semi-minor axes|label=準主軸}}の[[逆数]]の分布は最大頻度を示し、40,000から150,000天文単位(AU)離れた所に彗星の貯留層が存在することを示唆した。太陽の{{仮リンク|影響圏 (天体力学)|en|Sphere of influence (astrodynamics)|label=影響圏}}の限界に位置するこの貯留層は、恒星の擾乱を受けやすく、雲の彗星を外側に追い出したり、内側に押し出したりする可能性がある。
+=== 新しいモデル ===
+[[ファイル:Hills.gif|サムネイル|ヒルズの雲を最初に提案した天文学者、ジャック・G・ヒルズ]]
+[[1980年代]]に、天文学者は、メインクラウドが太陽から約3,000 AUで始まり、20,000AUの古典的なオールトの雲まで続く内部の天体群を持つことができることに気づいた。ほとんどの推定では、ヒルズの雲の天体の数は約20兆（外側の雲の約5〜10倍）とされているが、その数はそれの10倍になる可能性がある<ref>{{Cite web|title=How Good Are Those Young Earth Arguments?: Young Earth Evidence - Short-period Comets|url=https://young-earth-creationism.blogspot.com/2012/05/oung-earth-evidence-short-period-comets.html|website=How Good Are Those Young Earth Arguments?|accessdate=2021-04-07}}</ref>。
+「内部の雲」のメインのモデルは、[[1981年]]に、この地域に名前を付けたロスアラモス研究所の天文学者{{仮リンク|ジャック・G・ヒルズ|en|Jack G. Hills}}によって提案された。彼は、太陽系の近くの星の通過が地球上での大量絶滅を引き起こし、「彗星の雨」を引き起こした可能性があると計算した。
+彼の研究は、ほとんどの雲彗星の軌道が10,000 AUの準主軸を持ち、オールトの雲の提案された距離よりもはるかに太陽に近いことを示唆した<ref name=":1" />。さらに、周囲の星の影響と銀河潮汐力の影響により、オールトの雲の彗星は太陽に近づくか、太陽系の外に送られるはずであった。これらの問題を説明するために、ヒルズは、外側のハローの数十倍または数百倍の彗星核を持つ内側の雲の存在を提案した<ref name=":1" />。したがって、希薄な外側の雲を補給することは、新しい彗星の可能な源となるだろう。
+翌年、他の天文学者がヒルズの雲を探し、長周期彗星を研究した。これは{{仮リンク|シドニー・ヴァン・デン・バーグ|en|Sidney van den Bergh}}とマーク・E・ベイリーの場合であり、それぞれ[[1982年]]と[[1983年]]にヒルズの雲の構造を提案した<ref name=":2">{{Cite journal|last=Bailey|first=M. E.|last2=Stagg|first2=C. R.|date=1988-11-01|title=Cratering constraints on the inner Oort cloud: steady-state models|url=https://doi.org/10.1093/mnras/235.1.1|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=235|issue=1|pages=1–32|doi=10.1093/mnras/235.1.1|issn=0035-8711}}</ref>。1986年、ベイリーは、太陽系の彗星の大部分はオールトの雲の領域ではなく、より近く、内部の雲の中にあり、軌道は5,000天文単位(AU)の準主軸であると述べた。
+研究は、VictorClubeとBillNapier（1987）の研究、およびRB Stothers（1988）によってさらに拡張された<ref name=":2" />。
+しかし、科学者がヒルズの理論を再開した[[1991年]]<ref>{{Cite web|url=http://loloch.free.fr/acm.htm|website=loloch.free.fr|accessdate=2021-04-07|title=Les autres corps du système solaire}}</ref>に、ヒルズの雲は大きな関心を集めた。
+== 特徴 ==
+[[ファイル:Oort cloud lrg.en.png|サムネイル|内外のオールトの雲]]
+=== 構造と構成 ===
+オールトの雲の彗星は、周囲や遠くの物体によって絶えず邪魔されている。かなりの数の彗星が太陽系を離れるか、太陽にはるかに近づく。したがって、オールトの雲はずっと前に崩壊していたはずである。しかし、オールトの雲はそれでも無傷のままである。ヒルズの雲の提案はそれを説明することができる。ジャック・G・ヒルズと他の科学者は、それが外側のオールトの雲の彗星を補充することができると示唆している<ref>{{Cite journal|last=Fernández|first=Julio A.|date=1997-09-01|title=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103597957547|journal=Icarus|volume=129|issue=1|pages=106–119|language=en|doi=10.1006/icar.1997.5754|issn=0019-1035}}</ref>。
+ヒルズの雲は、太陽系全体で彗星が最も集中している可能性もある<ref name=":2" />。ヒルズの雲は、外側のオールトの雲よりもはるかに密度が高いはずである。存在する場合、サイズは5,000〜20,000天文単位(AU)のどこかにある。対照的に、オールトの雲のサイズは20,000〜50,000天文単位(AU)である<ref>{{Cite web|title=What is the Oort Cloud?|url=https://www.universetoday.com/32522/oort-cloud/|website=Universe Today|date=2015-08-10|accessdate=2021-04-07|language=en-US|first=Matt|last=Williams}}</ref>。
+ヒルズの雲の質量は不明である。一部の科学者は、それがオールトの雲の5倍の大きさになる可能性があると信じている<ref name=":0" />。マーク・E・ベイリーは、物体の大部分が10,000 AUにある場合、ヒルズの雲の質量は13.8[[地球質量]]であると推定している<ref name=":2" />。
+彗星の分析が全体を代表するものである場合、ヒルズの雲のオブジェクトの大部分は、[[水]]、[[メタン]]、[[エタン]]、[[一酸化炭素]]、[[シアン化水素]]などのさまざまな氷で構成されていると考えられる<ref>{{Cite journal|last=Gibb|first=E.L.|last2=Mumma|first2=M.J.|last3=Dello Russo|first3=N.|last4=DiSanti|first4=M.A.|last5=Magee-Sauer|first5=K.|date=2003-10|title=Methane in Oort cloud comets|url=http://dx.doi.org/10.1016/s0019-1035(03)00201-x|journal=Icarus|volume=165|issue=2|pages=391–406|doi=10.1016/s0019-1035(03)00201-x|issn=0019-1035}}</ref>。しかしながら、長周期彗星の典型的な軌道上の小惑星である物体{{仮リンク|1996 PW|en|1996 PW}}の発見は、ヒルズの雲の天体が岩石の物体も含んでいる可能性があることを示唆している<ref>{{Cite journal|last=Weissman|first=Paul R.|last2=Levison|first2=Harold F.|date=1997-09-18|title=Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud?|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310940/meta|journal=The Astrophysical Journal|volume=488|issue=2|pages=L133|language=en|doi=10.1086/310940|issn=0004-637X}}</ref>。
+最初にオールトの雲の天体群の彗星と木星地域の本体のもう一方の彗星における窒素の炭素分析と同位体比は、それらの明確に離れた地域にもかかわらず、2つの間にほとんど違いを示さない。これは、両方が[[原始惑星系円盤]]から来ていることを示唆している<ref>{{Cite journal|last=Hutsemekers|first=D.|last2=Manfroid|first2=J.|last3=Jehin|first3=E.|last4=Arpigny|first4=C.|last5=Cochran|first5=A.|last6=Schulz|first6=R.|last7=Stuwe|first7=J. A.|last8=Zucconi|first8=J.-M.|date=2005-09|title=Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0508033|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=440|issue=2|pages=L21–L24|doi=10.1051/0004-6361:200500160|issn=0004-6361}}</ref>。結論は、彗星の雲のサイズの研究と[[テンペル第1彗星]]の最近の影響の研究によっても裏付けられている<ref>{{Cite journal|last=Mumma|first=M. J.|date=2005-10-14|title=Parent Volatiles in Comet 9P/Tempel 1: Before and After Impact|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.1119337|journal=Science|volume=310|issue=5746|pages=270–274|doi=10.1126/science.1119337|issn=0036-8075}}</ref>。
+=== 配置 ===
+多くの科学者は、太陽系の最初の8億年以内に太陽と別の星との接近（800 AU）の遭遇からヒルズの雲は形成されたと考えている。これは、[[セドナ (小惑星)|セドナ]]の離心率を説明する必要がある。セドナは木星や海王星の影響も、潮汐の影響も受けない<ref>{{Cite book|title=Le ciel à découvert|url=http://dx.doi.org/10.4000/books.editionscnrs.11578|publisher=CNRS Éditions|isbn=978-2-271-06918-4|pages=263–273|first=Roger-Maurice|last=Bonnet}}</ref>。その場合、ヒルズの雲はオールトの雲よりも「若い」可能性がある。しかし、セドナだけがそれらの不規則性に耐える。;[[(87269) 2000 OO67|(87269) 2000 OO<sub>67</sub>]]と[[(308933) 2006 SQ372|(308933) 2006 SQ<sub>372</sub>]]はどちらの軌道も木星型惑星に近いため、この理論は必要ない。
+== ヒルズの雲の可能性のある天体 ==
+{| class="wikitable sortable"
+|+ヒルズの雲の天体'''の候補'''
+!名前
+!直径
+(km)
+!近日点
+(AU)
+!遠日点
+(AU)
+!発見年
+|-
+|[[2012 VP113|2012 VP<sub>113</sub>]]
+|315 - 640
+|80.5
+|445
+|[[2012年]]
+|-
+|[[セドナ (小惑星)|セドナ]]
+|995 - 1,060
+|76.1
+|935
+|[[2003年]]
+|-
+|[[(87269) 2000 OO67|(87269) 2000 OO<sub>67</sub>]]
+|28 - 87
+|20.8
+|1,014.2
+|[[2000年]]
+|-
+|[[(308933) 2006 SQ372]]
+|50 - 100
+|24.17
+|2,005.38
+|[[2006年]]
+|}
+ヒルズの雲の物体は、主に水氷、メタン、アンモニアでできている。天文学者は、百武彗星のように、多くの長周期彗星がヒルズの雲に由来しているのではないかと疑っている。
+セドナの発見を発表した記事の中で、[[マイケル・ブラウン (天文学者)|マイケル・ブラウン]]と彼の同僚は、最初のオールトの雲の天体を観測したと主張している。彼らは、エリスのような散乱円盤天体とは異なり、セドナの近日点（76 AU）は、海王星の重力の影響がその進化に役割を果たすには遠すぎたと観察した<ref>{{Cite journal|last=Brown|first=Michael E.|last2=Trujillo|first2=Chadwick|last3=Rabinowitz|first3=David|date=2004-12-10|title=Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid|url=https://doi.org/10.1086/422095|journal=The Astrophysical Journal|volume=617|issue=1|pages=645–649|language=en|doi=10.1086/422095|issn=0004-637X}}</ref>。著者らは、セドナを「内部オールトの雲の天体」と見なし、エッジワース・カイパーベルトと雲の球形部分の間に配置されたディスクに配置された<ref>{{Cite book|title=Trans-Neptunian objects and comets : Swiss society for astrophysics and astronomy|url=https://www.worldcat.org/oclc/261225528|publisher=Springer|date=2008|location=Berlin|isbn=978-3-540-71958-8|oclc=261225528|others=Alessandro Morbidelli, H. Rauer|first=D.|last=Jewitt}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Lykawka|first=Patryk Sofia|last2=Mukai|first2=Tadashi|date=2007-07-01|title=Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S001910350700036X|journal=Icarus|volume=189|issue=1|pages=213–232|language=en|doi=10.1016/j.icarus.2007.01.001|issn=0019-1035}}</ref>。しかし、セドナはヒルズの雲の中の物体に対して予想されるよりもはるかに太陽に近く、その傾斜は惑星とカイパーベルトの傾斜に近い。
+{{仮リンク|(528219) 2008 KV42|en|(528219) 2008 KV42}}にはかなりの謎があり、その逆行軌道は、ヒルズの雲またはおそらくオールトの雲に由来する可能性がある<ref>{{Cite web|title=2008 KV42, l'astéroïde qui tourne à l'envers|url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-2008-kv42-asteroide-tourne-envers-16593/|website=Futura|accessdate=2021-04-07|language=fr|first=Jean Etienne|last=Futura}}</ref>。同じことが、このカテゴリーの名前の由来である[[ダモクレス (小惑星)|ダモクレス]]のように、起源が疑わしい[[ダモクレス族]]にも当てはまる。
+=== 彗星 ===
+天文学者は、いくつかの彗星がヒルズの雲と同じ地域から来ているのではないかと疑っている。特に、1,000 AUを超える（したがって、カイパーベルトよりも遠い地域からの）アフェリアが10,000 AU未満（または、そうでなければ、外側のオールトの雲に近すぎる）のアフェリアに焦点を当てている。
+いくつかの有名な彗星は遠くまで到達し、ヒルズの雲の天体の候補である。たとえば、2007年3月15日にオーストラリアの天文学者テリー・ラヴジョイによって発見された{{仮リンク|C/2007 E2 (Lovejoy)|en|C/2007 E2 (Lovejoy)}}はは、2,850天文単位(AU)の遠日点距離に達した<ref>{{Cite web|title=JPL Small-Body Database Browser|url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C/2007+E2|website=ssd.jpl.nasa.gov|accessdate=2021-04-07}}</ref>。1996年にアマチュア天文学者[[百武裕司]]によって発見された[[百武彗星 (C/1996 B2)|百武彗星]]は、3,410天文単位(AU)の遠日点を持っている。[[2004年]][[8月27日]]にアマチュア天文学者[[ドナルド・マックホルツ]]によって発見された[[マックホルツ彗星 (C/2004 Q2)|マックホルツ彗星]]は、4,787天文単位(AU)に達する。
+[[2006年]][[8月7日]]に[[ロバート・マックノート]]によって発見された[[マックノート彗星 (C/2006 P1)|マックノート彗星]]は、4100天文単位(AU)の遠日点で、ここ数十年の最も明るい彗星の一つとなった。[[1975年]][[8月10日]]に[[リチャード・マーティン・ウェスト]]によって発見された、知られている彗星の中で最も遠い彗星の一つである[[ウェスト彗星]]は、13,560AUに達する。
+=== セドナ ===
+[[ファイル:Planetoid 90377 sedna animation location.gif|サムネイル|画像の最後の瞬間のヒルズの雲（青）とセドナの軌道（赤）のアニメーション。]]
+セドナは、2003年11月14日に[[マイケル・ブラウン (天文学者)|マイケル・ブラウン]]と[[チャドウィック・トルヒージョ]]、[[デイヴィッド・ラビノウィッツ]]によって発見された天体である。分光測定によると、その表面組成は他の太陽系外縁天体と類似している。その表面は太陽系で最も赤い天体の一つである。
+使用する定義によっては、これがヒルズの雲の天体の最初の検出になる場合がある。ヒルズの雲の領域は、軌道が2,000〜15,000天文単位(AU)の天体として定義される。
+ただし、セドナはヒルズの雲の想定距離よりもはるかに近い。太陽から約130億キロメートル（90 AU）の距離で発見されたセドナは11,400年の楕円軌道を移動し、近日点は太陽からわずか76 AUである。一方、遠日点は936AUである。ただし、セドナは、その軌道が50 AUのカイパーベルトの領域に到達しないため、エッジワース・カイパーベルトの天体とは見なされない。セドナは「[[分離天体]]」であるため、[[海王星]]とは共鳴していない。
+=== 2012 VP <sub>113</sub> ===
+VP <sub>113</sub>は、セドナと同様の軌道を持ち、近日点が海王星から大幅に離れている。その軌道は太陽から80から400天文単位(AU)の間にある。
+== 脚注 ==
+{{脚注ヘルプ}}
+<references responsive="" />
+== 参考文献 ==
+* {{cite journal|last1=Heisler|first1=Julia|last2=Tremaine|first2=Scott|year=1986|title=The influence of the galactic tidal field on the Oort comet cloud|journal=Icarus|volume=65|issue=1|page=13|bibcode=1986Icar...65...13H|doi=10.1016/0019-1035(86)90060-6}}
+* {{cite book|last1=Dones|editor-last3=Lin|publisher=Astronomical Society of the Pacific|bibcode=2004ASPC..323.....J|page=371|volume=323|series=ASP Conference Proceedings|title=Star Formation in the Interstellar Medium: In Honor of David Hollenbach, Chris McKee, and Frank Shu|editor5-link=Eve Ostriker|editor-first5=Eve C.|editor-last5=Ostriker|editor-first4=David A.|editor-last4=Neufeld|editor-first3=Doug N. C.|editor2-link=Fred Adams|first1=Luke|editor-first2=Fred C.|editor-last2=Adams|editor-first1=Doug|editor-last1=Johnstone|chapter-url=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7031.pdf|chapter=Oort cloud formation and dynamics|year=2004|first4=Martin J.|last4=Duncan|first3=Harold F.|last3=Levison|first2=Paul R.|last2=Weissman|location=San Francisco, CA}}
+== 関連項目 ==
+{{Commonscat|Hills cloud}}
+* [[セドノイド]]
+* [[オールトの雲]]
+{{太陽系}}
+{{DEFAULTSORT:ひるすのくも}}
+[[Category:太陽系外縁天体]]
+[[Category:天文学に関する記事]]
+[[Category:小惑星の軌道]]