Nube de Hills

La nube de Hills, también llamada nube de Oort interior^[1]​ y nube Interior^[2]​ es, en astronomía, un vasto y esférico cuerpo hipotético interior en la nube de Oort, cuyo borde exterior se localiza a una distancia de 2 a 3×10⁴ UA del Sol, y cuyo borde interior, no tan definido, está hipotéticamente localizado dentro las 100 y las 3000 UA,^{[cita requerida]} mucho más allá de planetas y órbitas de objetos del cinturón de Kuiper, pero las distancias podrían ser mucho mayores. Si existe, la nube de Hills contiene aproximadamente 5 veces más cometas que la nube de Oort.^[3]​

Los cometas de la nube de Oort están continuamente perturbados por su entorno. Un porcentaje importante de ellos deja el sistema solar o se adentra en el sistema interno. Por lo tanto se debería haber agotado el número de cometas hace mucho tiempo, pero no es así. La teoría de la nube de Hills hace referencia a la longevidad de la nube de Oort, al postular una zona densamente poblada en la región interior de Oort. Los objetos proyectados de la nube Hills es probable que terminen en la región clásica de la nube de Oort, manteniendo así la nube. Es probable que la nube de Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el sistema solar.

La existencia de la nube de Hills es plausible, ya que se han encontrado muchos cuerpos. Sería más gruesa que la nube de Oort ^[4]​ pero mucho más pequeña. La interacción gravitacional con las estrellas más cercanas y los efectos de marea de la galaxia han dado órbitas circulares a los cometas en la nube de Oort, que no se ve en el caso de los cometas en la nube de Hills. La masa total de la nube de Hills es desconocida, algunos científicos creen que sería más masiva que la nube de Oort.

1. ↑ ver nube de Oort
2. ↑ astronomie, astéroïdes et comètes
3. ↑ «The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud». SAO/NASA. 1987. Consultado el 19 de diciembre de 2008. 
4. ↑ «Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences, p. 251». 1991. Consultado el 7 de noviembre de 2007.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).