دنباله‌دارها و نظریه آشوب

زمانی نظر غالب درباره منشأ دنباله‌دارها این بود كه آن‌ها را محصولات فرعی تحول سیاره‌ای می‌شمردند. مثلاً بر طبق فرضیه خرده سیارات، هسته این دنباله‌دارها در یك فرایند دو مرحله‌ای به وجود می‌آید: اول به هم چسبیدن سریع دانه‌های غبار پوشیده از یخی كه در ناحیه بیرونی قرص پیش سیاره‌ای به فواصل 10 تا 30 واحد نجومی (AU) از خورشید قرار دارند؛ دوم، تجمع این توده‌ها بر اثر گرانش و تشكیل اجرامی بزرگتر موسوم به خرده‌سیاره (كه از رشد بعدی آن‌ها سیاره‌ها به وجود می‌آیند). وجود دانه‌های غبار پوشیده از یخ در قرص پیش سیاره‌ای مسلم است، زیرا در غیر این صورت نمی‌توان به تركیب كلی سیاره‌های بیرونی پی برد. ولی در سال‌های اخیر فرضیه‌های دیگری ارائه شده كه در بسیاری از آن‌ها محل تشكیل دنباله‌دارها باز هم از خورشید دورتر است، حتی دورتر از نواحی برافزایش سیاره‌های اصلی؛ بدین طریق تشكیل دنباله‌دارها ربطی به تكوین و تحول سیاره‌ای پیدا نمی‌كند. كار جدید توربت و اسمولكوفسكی كه پای دینامیك آشوبناك مداری را به این مسئله باز می‌كند، پیچ و تاب دیگری است كه به این قضیه داده شده است.
مطابق نظریه خرده سیارات، ادغام خرده سیاره‌ها (كه همان هسته‌های دنباله‌دارها هستند) در یكدیگر و ایجاد اجرام بزرگتر، از طریق برخورد صورت می‌گیرد و این فرایند نهایتاً مجموعه سیاره‌های خارجی را به وجود می‌آورد. اجرامی هم كه از برخورد با یك سیاره در حال رشد می‌پرهیزند، بی‌نصیب نمی‌مانند زیرا تغییراتی تدریجی در مدارشان به وجود می‌آید؛ در بعضی قطر طول مدار بزرگتر می‌شود و در بعضی كوچكتر. آن‌ها كه به داخل منظومه شمسی پرتاب می‌شوند، مطابق این نظر سهمی در آخرین بمباران شدید سطح ماه (و نیز در جرم فرار سیاره‌های داخلی منجمله زمین) دارند؛ اجرامی كه به بیرون فرستاده می‌شوند، با سرانجام فراتر از نپتون و پلوتو در حوزه نفوذ خارجی خورشید، جایی كه موسوم به ابر اورت است، قرار می‌گیرند و یا اینكه راهی فضای میان ستاره‌ای می شوند.
یكی از وجوه جذاب این نظریه این است كه پراكندگی گرانشی خرده سیاره‌های جامانده به تشكیل ابر اورت كم و بیش متقارنی می‌انجامد كه حاوی دنباله‌دارهایی است كه قطر مدارهایشان به 105 واحد نجومی هم می‌رسد. به علاوه پیش بینی می‌شود كه این ابر مشاهده شده، دارای هسته درونی پر جرمی است با دنباله‌دارهایی كه طول نصف قطر ا طولشان از 103 تا 104×2 واحد نجومی است. مطابق این نظریه، مدار دنباله‌دارهایی كه نصف قطر طول آن‌ها در حدود 103 واحد نجومی است، در بیشتر موارد بیضی‌هایی هستند با خروج از مركز زیاد، كه با صفحه مداری سیارات، زاویه كوچكی می‌سازند.
در مورد نیم قطرهای بزرگتر (بیش از 103 ×5-3 واحد نجومی)، اختلال‌های خارجی باعث می‌شود كه توزیع سرعت همسانگردتر باشد و این امر نهایتاً به یك بخش درونی تقریباً كروی می‌انجامد كه به تدریج در ابر اورت خارجی ( با نیم قطرهای ا طول بیش از 104×2 واحد نجومی) ادغام می‌شود.
قرائنی كه بر وجود این ابر خارجی دلالت دارند از شار مشهود دنباله‌دارهایی كه مدارهایشان تقریباً سهموی است به دست می‌آیند. در واقع كازیمیرچاك – پولونكایا و اورهارت و دیگران كراراً متذكر شده‌اند كه از همین شار دنباله‌دارهای تقریباً سهموی است كه بر اثر اختلال‌های سیاره‌ای، صدها دنباله‌دار كوتاه دوره مشهود (دوره‌های تناوب كمتر از 200 سال) به وجود آمده‌اند. دوره تناوب اغلب این دنباله‌دارها نسبتاً كوتاه (20< P سال) و زاویه میل مدارهایشان، تحت تأثیر مشتری، بسیار كوچك است.
ولی عده‌ای از پژوهشگران نشان داده‌اند كه در این نحوه توضیح دنباله‌دارهای كوتاه دوره دو مشكل وجود دارد: اول، احتمال جذب از شار تقریباً سهموی به قدری كم است كه نمی‌توان تعداد مشهود این دنباله‌دارها را توجیه كرد. دوم، توزیعی كه برای زاویه میل مداری این دنباله‌دارها پیش بینی می‌شود خیلی گسترده است، مگر اینكه میزان تلاشی دنباله‌دارها خیلی زیاد باشد. پس چنین به نظر می‌رسدكه بسیاری از دنباله‌دارهای كوتاه دوره می‌بایست منشأ دیگری داشته باشند. نظریه‌های مختلفی مطرح شده‌اند كه لزوماً مطمعن نیستند. مدل‌های پیشنهادی مختلفی را كه در مورد هسته چگال درونی ارائه شده‌اند در شكل می‌بینیم. در این شكل تمایز آشكاری میان مدل‌های هسته فشرده درونی و هسته گسترده درونی به چشم می‌خورد. در حالی كه مدل‌های فشرده حاوی دنباله‌دارهایی هستند كه نصف قطر ا طولشان در حدود 50 تا 200 واحد نجومی است ( این دنباله دارها احتمالاً در لبه‌های بیرونی قرص پیش سیاره‌ای جای داشته‌اند و در نتیجه تكوینشان مستقل از پیدایش سیارات بوده است). مدل‌های گسترده شامل دنباله‌دارهایی می‌شوند كه مدارهایشان بسیار بزرگتر است. دنباله‌دارهای اخیر با پیش بینی‌های فرضیه خرده سیارات سازگارند، ولی این امكان هم هست كه درجا از ابر اورت به وجود آمده باشند.
تاكنون با آنكه مدل‌های فشرده یخ نوع (الف) و (ب) در شكل بیشتر به عنوان منشأ دنباله‌دارهای كوتاه دوره عنوان شده‌اند، ولی مكانیسم دقیقی برای تبدیل مدارهایی با خروج از مركز كم و زاویه میل كم در فراسوی نپتون، به مسیرهایی كه مدار سیارات را قطع میكنند، نمی‌شناسیم. به نظر می‌رسد كه راه حلی برای این مشكل موجود است كه اساسش كشف مطلب زیر است: مدار دنباله‌دارهایی كه در كمربند یا قرصی از این نوع قرار داشته باشند، در مقیاس‌های زمانی كوتاه 10 میلیون ساله آشوبناك است.
قبلاً گمان می‌رفت كه دنباله‌دارهایی كه در بیرون منطقه برافزایش پیش سیاره‌های اصلی تشكیل شده‌اند در فواصل بیش از 35 واحد نجومی قرار دارند و بر مدارهایی منظم و پایدار ( دست كم به مدت 109×5ر4 سال یعنی برابر عمر منظومه شمسی)، حركت می‌كنند. ولی نتایج جدید از عكس این تصور حكایت می‌كنند: گستره مسیرهای آشوبناك در ناحیه بیرونی منظومه شمسی به نحو شگفت‌انگیزی وسیع است. در صورتی كه حضیض این دنباله‌داربین 35 تا 45 واحد نجومی باشد تأثیر جمعی اختلال‌های ضعیف چهار سیاره اصلی منجر به مدارهایی خواهد شد كه مآلا مدار نپتون را قطع می‌كنند. همین كه چنین واقعه‌ای روی داد، احتمال اندك ولی قابل ملاحظه‌ای وجود دارد كه این دنباله‌دارها سرانجام مدارهای كوتاه دوره مشهود را كه تحت كنترل مشتری است، اختیار كنند.
اگر به مكانیسمی دست بیابیم كه مدار دنباله‌دارهای حول‌وحوش نپتون را به مدار دنباله‌دارهای كوتاه دوره مشهود تبدیل كنند، آن وقت مدلی كه منشأ احتمالی اكثر دنباله‌دارهای كوتاه دوره مشهود را از یك هسته فشرده داخلی می‌داند، تقویت شده است. از یك طرف می‌توان این نظر را صرفاً بسط نظریه خرده سیارات به حساب آورد. ولی از جهت دیگر به نظر می‌رسد كه در ارائه منشأ دنباله‌دارهای كوتاه دوره اندكی زیاده‌روی شده است.