Oortovo mračno neboli Öpik‑Oortův oblak je rozsáhlé mračno komet a dalších drobných těles obklopující Sluneční soustavu. Astronomové se domnívají, že se nachází daleko za oběžnými drahami Pluta a Kuiperova pásu. Oortův oblak je považován za hlavní zdroj dlouhoperiodických komet přicházejících do vnitřní části Sluneční soustavy.
Umístění a rozsah
Rozsah Oortova oblaku není přesně známý; odhady se liší. Často se udává, že se vnější část nachází kolem 50 000 AU, tedy blízko jednoho světelného roku od Slunce. Některé modely navrhují vnitřní (hustší) část, nazývanou Hillsův oblak nebo vnitřní Oortův oblak, ve vzdálenostech řádově tisíce až desítky tisíc AU, zatímco vnější okraj může dosahovat desetitisíců až statisíců AU. To znamená, že Oortův oblak leží téměř ve čtvrtině cesty k Proximě Centauri, nejbližší hvězdě ke Slunci.
Vztah ke Kuiperovu pásu a rozptýlenému disku
Kuiperův pás a rozptýlený disk jsou bližší rezervoáře transneptunických objektů, jsou vzdáleny mnohem menší vzdálenosti než Oortův oblak — v řádu stovek až tisíců AU, tedy méně než jednu tisícinu vzdálenosti typické pro Oortův oblak. Vnější hranice Oortova oblaku vymezuje přibližně hranici Sluneční soustavy z hlediska gravitační převahy a přechod do oblasti, kde převládají gravitační vlivy okolních hvězd a galaktického pole.
Struktura a složení
Oortův oblak pravděpodobně obsahuje biliony (10^12 nebo více) drobných ledových těles a nukleí komet. Složení těchto těles je podobné kometám pozorovaným vnitřní Sluneční soustavy: led (voda, CO, CO2, metan a další těkavé sloučeniny) spolu s kamenným a prachovým materiálem. Hustota objektů v oblaku je velmi nízká — jednotlivá tělesa jsou od sebe ve velkých vzdálenostech — což komplikuje přímé pozorování.
Původ a dynamika
Podle současných teorií vznikly tělesa Oortova oblaku vnitřními částmi rané planetární soustavy, kde byla gravitačními interakcemi s formujícími se obřími planetami vyhozena na velmi excentrické a vzdálené dráhy. Tam byla zachycena Sluncem do slabě vázaných oběžných drah. Dospělé těleso může být následně vychýleno do vnitřní Sluneční soustavy působením vnějších poruch — zejména galaktických přílivových sil (galaktické přílivy), průletů blízkých hvězd nebo gravitačních vlivů molekulárních mračen — a objevit se jako dlouhoperiodická kometa.
Hmotnost, počet a pozorování
Hmotnost Oortova oblaku je velice nejistá; odhady se pohybují od zlomek až po několik desítek hmotností Země, v závislosti na předpokládaném počtu a velikostním rozdělení těles. Přímé pozorování jednotlivých objektů Oortova oblaku zatím chybí kvůli jejich velké vzdálenosti a malé velikosti; existence oblaku je odvozena nepřímo analýzou orbit komet přicházejících z velkých vzdáleností.
Historie myšlenky
Myšlenku rozsáhlého kometárního rezervoáru pro komety se tradičně spojuje s rokem 1950, kdy ji formuloval nizozemský astronom Jan Hendrik Oort. Podobné úvahy o vzdáleném zdroji komet však dříve naznačil i estonský‑irský astronom Ernst Öpik, proto se někdy používá název Öpik‑Oortův oblak. Oortovo jméno dnes nese i další pojmy v astronomii, například Oortova kometa nebo Oortovy konstanty.
Proč ho nevidíme přímo
Hlavní důvody jsou obrovské vzdálenosti a malé rozměry objektů: světlo od drobných ledových jader rychle klesá s odleglostí a i velké dalekohledy je nedokáží snadno zachytit. Navíc je většina těles velmi málo aktivní nebo zcela neaktivní, dokud se nedostanou blíž ke Slunci. Budoucí pokročilé dalekohledy a průzkumné mise by mohly přinést nová data, ale zatím Oortův oblak zůstává převážně hypotetickým, i když silně podporovaným, pojmem vysvětlujícím původ dlouhoperiodických komet.
