CONHECENDO A NUVEM DE OORT

A nuvem de Oort, também chamada de nuvem de Öpik-Oort, é uma nuvem esférica de planetesimais voláteis que se acredita localizar-se a cerca de 50 000 UA, ou quase um ano-luz apartir do Sol.
Isso significa que ela está a aproximadamente um quarto da distância a Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol. O cinturão de Kuiper e o disco disperso, as outras duas regiões do Sistema Solar que contêm objetos transnetunianos, se localizam a menos de um milésimo da distância estimada da nuvem de Oort.
Os astrônomos conjecturam que a matéria que compõe a nuvem de Oort tenha se formado perto do Sol, nos primeiros estágios da formação do Sistema Solar, e tenha se espalhado pelo espaço devido aos efeitos gravitacionais dos planetas gigantes.
Embora não se tenha feito nenhuma observação direta da nuvem de Oort, ela pode ser a fonte de todos os cometas de longo período e de tipo Halley que entram no Sistema Solar interior, além de muitos centauros e cometas de Júpiter. A parte externa da nuvem de Oort é muito pouco influenciada pela gravidade do Sol, e isso faz com que outras estrelas e a própria Via Láctea possam interferir na órbita de seus objetos dentro da nuvem e mandá-los para o Sistema Solar interior. Dependendo de suas órbitas, a maioria dos cometas de curto período do Sistema Solar pode ter vindo do disco disperso, mas alguns podem ter se originado na nuvem de Oort
Hipóteses
Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik postulou que os cometas de período longo se originaram numa nuvem que orbitava nos confins do Sistema Solar. A ideia foi retomada em 1950 pelo astrônomo holandês Jan Oort, de modo independente, para resolver um paradoxo. Ao longo da existência do Sistema Solar, as órbitas dos cometas são muito instáveis, e eventualmente a dinâmica determina que um cometa colida contra o Sol ou um planeta ou seja ejetado do Sistema Solar devido às perturbações planetárias. Adicionalmente, sua composição volátil faz com que, em suas repetidas aproximações do Sol, a radiação gradualmente vaporize as substâncias voláteis, até que o cometa se divida ou adquira uma casca isolante que freia a desgaseificação. Assim, Oort sugeriu que os cometas não poderiam ter se formado na sua órbita atual, e que deveriam ter permanecido durante quase toda a sua existência num depósito afastado destes corpos celestes.
Existem dois tipos de cometas: os de período curto (também chamados cometas eclípticos) e os de período longo (cometas quase isotrópicos). Os cometas eclípticos possuem órbitas relativamente pequenas (menos de 10 UA) e seguem o plano eclíptico, o plano em que se posicionam os planetas. Os cometas de longo período possuem órbitas muito grandes, da ordem de milhares de UA, e surgem de todas as direções do céu. Oort notou que havia um pico na quantidade de cometas de longo período com afélio (a sua maior distância do Sol) de aproximadamente 20 000 UA, o que sugeria um depósito àquela distância, com uma distribuição isotrópica, esférica. Os escassos cometas que possuem afélios de 10 000 UA devem ter passado por uma ou mais órbitas no Sistema Solar e tiveram suas órbitas empurradas para dentro pela gravidade dos planetas.
Composição e estrutura

Distância presumida da Nuvem de Oort comparada com o restante do Sistema Solar.
 A parte externa da nuvem de Oort define o limite cosmográfico do Sistema Solar e a região de influência gravitacional do Sol.
Acredita-se que a nuvem de Oort, que recebe o seu nome graças ao astrônomo holandês Jan Oort, compreenda duas regiões distintas: uma parte externa esférica e uma parte interna em forma de disco, ou nuvem de Hills. Os objetos da nuvem de Oort são compostos principalmente por voláteis como gelo, amônia e metano.
Acredita-se que a nuvem de Oort ocupe um vasto espaço desde 2 000 ou 5 000 UA até 50 000 UA do Sol, embora algumas fontes situem o seu limite entre 100 000 UA e 200 000 UA. A nuvem de Oort pode ser dividida em duas regiões: a nuvem de Oort exterior (20 000 - 50 000 UA), esférica, e a nuvem de Oort interior (2 000 - 20 000 UA), que tem forma toroidal. A nuvem exterior está pouco ligada ao Sol e é a fonte da maior parte dos cometas de período longo (e possivelmente os do tipo Halley) para o interior da órbita de Netuno. A nuvem interior também é conhecida como nuvem de Hills, em homenagem a J. G. Hills, o astrônomo que propôs a sua existência em 1981.  Os modelos predizem que a nuvem interior deve possuir dezenas ou centenas de vezes mais núcleos cometários do que a nuvem exterior; a nuvem de Hills parece ser uma fonte de novos cometas para a nuvem exterior à medida que eles vão gradualmente se esgotando, e explica a existência da nuvem de Oort após bilhões de anos.