Hills cloud
வானியலில், மலைகள் மேகம் (உள் ஊர்ட் மேகம் மற்றும் உள் மேகம் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது) என்பது ஊர்ட் மேகத்தின் உட்புறத்தில் உள்ள ஒரு பரந்த தத்துவார்த்த சூழ்நிலை வட்டு ஆகும், அதன் வெளிப்புற எல்லை சூரியனில் இருந்து சுமார் 20,000 முதல் 30,000 வானியல் அலகுகளில் (ஏ. யூ) அமைந்திருக்கும், மேலும் அதன் உள் எல்லை, குறைவாக நன்கு வரையறுக்கப்பட்டுள்ளது, கிரகங்கள் மற்றும் கைப்பர் பெல்ட் பொருள் சுற்றுப்பாதைகளுக்கு அப்பால் கற்பனையாக அமைந்துள்ளது-ஆனால் தூரங்கள் மிக அதிகமாக இருக்கலாம். அது இருந்தால், மலை மேகத்தில் ஊர்ட் மேகத்தை விட சுமார் 5 மடங்கு அதிக வால்மீன்கள் உள்ளன. ஹில்ஸ் மேகக் கருதுகோளின் தேவை ஊர்ட் மேகத்தின் இயக்கவியலுடன் நெருக்கமாக இணைக்கப்பட்டுள்ளதுஃ ஊர்ட் மேக வால்மீன்கள் அவற்றின் சூழலில் தொடர்ந்து தொந்தரவு செய்கின்றன. ஒரு புறக்கணிக்க முடியாத பின்னம் சூரிய மண்டலத்தை விட்டு வெளியேறுகிறது, அல்லது அவை ஆவியாகும் உள் மண்டலத்திற்குள் விழுகின்றன, அல்லது சூரியன் அல்லது வாயு ராட்சதர்களில் விழுகின்றன. எனவே, ஊர்ட் மேகம் நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே குறைந்திருக்க வேண்டும், ஆனால் அது இன்னும் வால்மீன்களுடன் நன்கு வழங்கப்படுகிறது. மலைகள் மேகக் கருதுகோள் ஊர்ட் மேகத்தின் நிலைத்தன்மையை குறிக்கிறது, அடர்த்தியான மக்கள்தொகை கொண்ட, உள்-ஊர்ட் பிராந்தியத்தை-"மலைகள் மேகம்" என்று அனுமானிக்கிறது. மலை மேகத்திலிருந்து வெளியேற்றப்படும் பொருள்கள் கிளாசிக்கல் ஊர்ட் மேகப் பகுதியில் முடிவடையும், ஊர்ட் மேகத்தை பராமரிக்கும். மலை மேகங்கள் முழு சூரிய மண்டலத்திலும் வால்மீன்களின் மிகப்பெரிய செறிவைக் கொண்டிருக்கலாம். மலை மேகத்தின் இருப்பு நம்பத்தகுந்ததாக இருக்கிறது, ஏனெனில் அங்கு ஏற்கனவே பல உடல்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. இது ஊர்ட் மேகத்தை விட அடர்த்தியாக இருக்க வேண்டும். நெருங்கிய நட்சத்திரங்களுடனான ஈர்ப்பு தொடர்பு மற்றும் விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து வரும் அலை விளைவுகள் ஊர்ட் மேகத்தில் உள்ள வால்மீன்களுக்கு வட்ட சுற்றுப்பாதைகளை வழங்கியுள்ளன, இது மலை மேகத்தில் உள்ள வால்மீன்களுக்கு பொருந்தாது. மலை மேகத்தின் மொத்த நிறை தெரியவில்லை; சில விஞ்ஞானிகள் இது வெளிப்புற ஊர்ட் மேகத்தை விட பல மடங்கு பெரியதாக இருக்கும் என்று நினைக்கிறார்கள். 1932 மற்றும் 1981 க்கு இடையில், வானியலாளர்கள் எர்ன்ஸ்ட் ஒபிக் மற்றும் ஜான் ஊர்ட் ஆகியோரால் முன்மொழியப்பட்ட ஊர்ட் மேகமும், கைப்பர் பெல்ட்டும் மட்டுமே சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள வால்மீன்களின் இருப்புக்கள் என்று நம்பினர். 1932 ஆம் ஆண்டில், எஸ்தோனிய வானியலாளர் எர்ன்ஸ்ட் ஓபிக், வால்மீன்கள் சூரிய மண்டலத்தின் வெளிப்புற எல்லையைச் சுற்றி வரும் மேகத்தில் வேரூன்றியுள்ளன என்று கருதுகிறார். 1950 ஆம் ஆண்டில், டச்சு வானியலாளர் ஜான் ஊர்ட் ஒரு வெளிப்படையான முரண்பாட்டை விளக்குவதற்காக இந்த யோசனையை சுயாதீனமாக புதுப்பித்தார்ஃ உள் சூரிய மண்டலத்தின் வழியாக பல பயணங்களுக்குப் பிறகு வால்மீன்கள் அழிக்கப்படுகின்றன, எனவே பல பில்லியன் ஆண்டுகளாக (சூரிய மண்டலத்தின் தொடக்கத்திலிருந்து) ஏதேனும் இருந்திருந்தால், இனி பார்க்க முடியாது இப்போது. ஊர்ட் தனது ஆய்வுக்காக 46 வால்மீன்களைத் தேர்ந்தெடுத்தார், அவை 1850 மற்றும் 1952 க்கு இடையில் சிறப்பாகக் காணப்பட்டன. அரை-பெரிய அச்சுகளின் பரஸ்பர விநியோகம் அதிகபட்ச அதிர்வெண்ணைக் காட்டியது, இது தொலைவில் உள்ள வால்மீன்களின் நீர்த்தேக்கம் இருப்பதைக் குறிக்கிறது. சூரியனின் செல்வாக்கு கோளத்தின் (வானியற்பியல்) எல்லையில் அமைந்துள்ள இந்த நீர்த்தேக்கம், விண்மீன் இடையூறுகளுக்கு உட்பட்டிருக்கும், இது மேக வால்மீன்களை வெளிப்புறமாக வெளியேற்றவோ அல்லது அவற்றை உள்நோக்கி தூண்டவோ வாய்ப்புள்ளது. புதிய மாதிரி 1980 களில், முக்கிய மேகம் சூரியனில் இருந்து சுமார் 3,000 ஏ. யூ இல் தொடங்கி 20,000 ஏ. யூ இல் கிளாசிக் மேகம் வரை தொடரும் ஒரு உள் பகுதியை கொண்டிருக்கலாம் என்பதை வானியலாளர்கள் உணர்ந்தனர். பெரும்பாலான மதிப்பீடுகள் மலை மேகத்தின் மக்கள் தொகை சுமார் 20 டிரில்லியன் (வெளிப்புற மேகத்தை விட ஐந்து முதல் பத்து மடங்கு) என்று கூறுகின்றன, இருப்பினும் இந்த எண்ணிக்கை அதை விட பத்து மடங்கு அதிகமாக இருக்கலாம். "உள் மேகத்தின்" முக்கிய மாதிரி 1981 ஆம் ஆண்டில் லாஸ் அலமோஸ் ஆய்வகத்தைச் சேர்ந்த வானியலாளர் ஜாக் ஜி. ஹில்ஸ் என்பவரால் முன்மொழியப்பட்டது, அவர் இப்பகுதிக்கு அதன் பெயரைக் கொடுத்தார். சூரிய மண்டலத்திற்கு அருகில் ஒரு நட்சத்திரம் கடந்து செல்வது பூமியில் அழிவுகளை ஏற்படுத்தியிருக்கலாம், இதனால் "வால் நட்சத்திர மழை" ஏற்பட்டிருக்கலாம் என்று அவர் கணக்கிட்டார். பெரும்பாலான மேக வால்மீன்களின் சுற்றுப்பாதைகள் 10,000 ஏயூவின் அரை-பெரிய அச்சைக் கொண்டுள்ளன என்று அவரது ஆராய்ச்சி பரிந்துரைத்தது, இது ஊர்ட் மேகத்தின் முன்மொழியப்பட்ட தூரத்தை விட சூரியனுக்கு மிகவும் நெருக்கமாக உள்ளது. மேலும், சுற்றியுள்ள நட்சத்திரங்கள் மற்றும் விண்மீன் அலை ஆகியவற்றின் செல்வாக்கு ஊர்ட் மேக வால்மீன்களை சூரியனுக்கு அருகில் அல்லது சூரிய மண்டலத்திற்கு வெளியே அனுப்பியிருக்க வேண்டும். இந்த சிக்கல்களைக் கணக்கிட, ஹில்ஸ் ஒரு உள் மேகம் இருப்பதை முன்மொழிந்தது, இது வெளிப்புற ஒளிவட்டத்தை விட பல்லாயிரக்கணக்கான அல்லது நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு வால்மீன் கருக்களைக் கொண்டிருக்கும். எனவே, பலவீனமான வெளிப்புற மேகத்தை மீண்டும் வழங்க புதிய வால்மீன்களின் ஆதாரமாக இது இருக்கும். அடுத்த ஆண்டுகளில் மற்ற வானியலாளர்கள் மலை மேகத்தைத் தேடி நீண்ட கால வால்மீன்களை ஆய்வு செய்தனர். சிட்னி வான் டென் பெர்க் மற்றும் மார்க் ஈ. பெய்லி ஆகியோர் முறையே 1982 மற்றும் 1983 ஆம் ஆண்டுகளில் மலைகள் மேகத்தின் கட்டமைப்பை பரிந்துரைத்தனர். 1986 ஆம் ஆண்டில், சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள பெரும்பாலான வால்மீன்கள் ஊர்ட் மேகப் பகுதியில் இல்லை, ஆனால் 5,000 ஏயூவின் அரை-பெரிய அச்சுடன் ஒரு சுற்றுப்பாதையுடன் நெருக்கமான மற்றும் உள் மேகத்தில் அமைந்துள்ளன என்று பெய்லி கூறினார். விக்டர் கிளப் மற்றும் பில் நேப்பியர் (1987) மற்றும் ஆர். பி. ஸ்டோதர்ஸ் (1988) ஆகியோரின் ஆய்வுகள் மூலம் இந்த ஆராய்ச்சி மேலும் விரிவுபடுத்தப்பட்டது. இருப்பினும், 1991 ஆம் ஆண்டில் விஞ்ஞானிகள் மலைகளின் கோட்பாட்டை மீண்டும் தொடங்கியபோது, மலைகள் மேகம் பெரும் ஆர்வத்தைப் பெற்றது. பண்புகள் அமைப்பு மற்றும் கலவை ஊர்ட் மேக வால் நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் சுற்றுப்புறங்கள் மற்றும் தொலைதூர பொருட்களால் தொடர்ந்து தொந்தரவு செய்யப்படுகின்றன. ஒரு குறிப்பிடத்தக்க எண்ணிக்கை சூரிய மண்டலத்தை விட்டு வெளியேறுகிறது அல்லது சூரியனுக்கு மிக அருகில் செல்கிறது. எனவே ஊர்ட் மேகம் நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே உடைந்திருக்க வேண்டும், ஆனால் அது இன்னும் அப்படியே உள்ளது. மலைகள் மேக முன்மொழிவு ஒரு விளக்கத்தை வழங்க முடியும்; ஜே. ஜி. ஹில்ஸ் மற்றும் பிற விஞ்ஞானிகள் இது வெளிப்புற ஊர்ட் மேகத்தில் உள்ள வால்மீன்களை நிரப்ப முடியும் என்று கூறுகின்றனர். சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள வால்மீன்களின் மிகப்பெரிய செறிவு மலை மேகமாக இருக்கலாம். மலை மேகமானது வெளிப்புற ஊர்ட் மேகத்தை விட மிகவும் அடர்த்தியாக இருக்க வேண்டும்ஃ அது இருந்தால், அது 5,000 முதல் 20,000 ஏ. யூ அளவு வரை இருக்கும். இதற்கு மாறாக, ஊர்ட் மேகம் அளவில் இடையில் உள்ளது. மலை மேகத்தின் நிறை தெரியவில்லை. சில விஞ்ஞானிகள் இது ஊர்ட் மேகத்தை விட ஐந்து மடங்கு பெரியதாக இருக்கலாம் என்று நம்புகிறார்கள். பெரும்பாலான உடல்கள் 10,000 ஏயூவில் அமைந்திருந்தால், மலை மேகத்தின் நிறை 13.8 புவி வெகுஜனங்களாக இருக்கும் என்று மார்க் ஈ. பெய்லி மதிப்பிடுகிறார். வால்மீன்களின் பகுப்பாய்வு ஒட்டுமொத்தத்தின் பிரதிநிதியாக இருந்தால், மலை மேகப் பொருட்களில் பெரும்பாலானவை நீர், மீத்தேன், ஈத்தேன், கார்பன் மோனாக்சைடு மற்றும் ஹைட்ரஜன் சயனைடு போன்ற பல்வேறு பனிக்கட்டிகளைக் கொண்டுள்ளன. இருப்பினும், ஒரு நீண்ட கால வால்மீனின் வழக்கமான சுற்றுப்பாதையில் ஒரு சிறுகோள் 1996 பி. டபிள்யூ என்ற பொருளின் கண்டுபிடிப்பு, மேகத்தில் பாறை பொருட்களும் இருக்கலாம் என்று கூறுகிறது. கார்பன் பகுப்பாய்வு மற்றும் நைட்ரஜனின் ஐசோடோபிக் விகிதங்கள் முதலில் ஊர்ட் மேகத்தின் குடும்பங்களின் வால்மீன்களிலும், மற்றொன்று வியாழன் பகுதியின் உடலிலும், அவற்றின் தனித்துவமான தொலைதூரப் பகுதிகள் இருந்தபோதிலும், இரண்டிற்கும் இடையே சிறிய வித்தியாசத்தைக் காட்டுகின்றன. இவை இரண்டும் ஒரு புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் இருந்து வந்தவை என்று இது கூறுகிறது, இது வால்மீன் மேக அளவுகள் பற்றிய ஆய்வுகள் மற்றும் வால்மீன் டெம்பல் 1 இன் சமீபத்திய தாக்க ஆய்வு ஆகியவற்றால் ஆதரிக்கப்படுகிறது. சூரிய மண்டலத்தின் முதல் 800 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள் சூரியனுக்கும் மற்றொரு நட்சத்திரத்திற்கும் இடையிலான நெருக்கமான (800 ஏ. யூ) சந்திப்பிலிருந்து மலை மேகங்கள் உருவானதாக பல விஞ்ஞானிகள் நினைக்கிறார்கள், இது 90377 செட்னாவின் விசித்திரமான சுற்றுப்பாதையை விளக்க முடியும், இது இருக்கும் இடத்தில் இருக்கக்கூடாது, இது வியாழன் அல்லது நெப்டியூன் அல்லது அலை விளைவுகளால் பாதிக்கப்படாது. அப்போது மலை மேகமானது ஊர்ட் மேகத்தை விட "இளமையாக" இருக்கக்கூடும். இருப்பினும், செட்னா மற்றும் இரண்டு செட்னாய்டுகள் (மற்றும் 541132 லெலியாக்குஹோனுவா) மட்டுமே அந்த முறைகேடுகளைக் கொண்டுள்ளன, ஏனெனில் இந்த கோட்பாடு தேவையில்லை, ஏனெனில் இரண்டு சுற்றுப்பாதைகளும் சூரிய மண்டலத்தின் வாயு ராட்சதர்களுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன. சாத்தியமான மலை மேகப் பொருட்கள் மலை மேகத்தில் உள்ள உடல்கள் பெரும்பாலும் நீர் பனி, மீத்தேன் மற்றும் அம்மோனியாவால் ஆனவை. ஹைகுடேக் போன்ற பல நீண்ட கால வால்மீன்கள் மலை மேகத்திலிருந்து தோன்றியதாக வானியலாளர்கள் சந்தேகிக்கின்றனர். செட்னாவின் கண்டுபிடிப்பை அறிவிக்கும் தங்கள் கட்டுரையில், மைக் பிரவுன் மற்றும் அவரது சகாக்கள் முதல் ஊர்ட் மேக பொருளைக் கவனித்ததாக வலியுறுத்தினர். எரிஸ் போன்ற சிதறிய வட்டு பொருட்களைப் போலல்லாமல், செட்னாவின் பெரிஹெலியன் (76 ஏ. யூ) நெப்டியூனின் ஈர்ப்பு விசை அதன் பரிணாம வளர்ச்சியில் ஒரு பங்கைக் கொண்டிருப்பதற்கு மிகவும் தொலைதூரத்தில் இருப்பதை அவர்கள் கவனித்தனர். ஆசிரியர்கள் செட்னாவை ஒரு "உள் ஊர்ட் மேகப் பொருள்" என்று கருதினர், இது எக்லிப்டிக் வழியாக அமைந்துள்ளது மற்றும் கைப்பர் பெல்ட்டுக்கும் ஊர்ட் மேகத்தின் கோளப் பகுதிக்கும் இடையில் வைக்கப்பட்டுள்ளது. இருப்பினும், மலை மேகத்தில் உள்ள பொருட்களுக்கு செட்னா சூரியனுக்கு மிகவும் நெருக்கமாக உள்ளது மற்றும் அதன் சாய்வு கிரகங்கள் மற்றும் கைப்பர் பெல்ட்டுக்கு அருகில் உள்ளது. மலை மேகத்திலிருந்து அல்லது ஊர்ட் மேகத்திலிருந்து தோன்றக்கூடிய அதன் பின்னோக்கிய சுற்றுப்பாதையுடன் கணிசமான மர்மம் சூழ்ந்துள்ளது. 5335 டாமோக்கிள்ஸ் என்ற இந்த வகையின் பெயர் போன்ற சந்தேகத்திற்குரிய தோற்றம் கொண்ட டாமோக்ளாய்டுகளுக்கும் இது பொருந்தும். பல வால்மீன்கள் மலைகள் மேகத்தின் அதே பிராந்தியத்திலிருந்து வந்ததாக வானியலாளர்கள் சந்தேகிக்கின்றனர்; குறிப்பாக, அவை 1,000 ஏ. யூ. க்கும் அதிகமான அபெலியாவைக் கொண்டவற்றில் கவனம் செலுத்துகின்றன (அவை கைப்பர் பெல்ட்டை விட தொலைதூரப் பகுதியிலிருந்து வந்தவை), ஆனால் 10,000 ஏ. யூ. க்கும் குறைவானவை (அல்லது அவை வெளிப்புற ஊர்ட் மேகத்திற்கு மிக நெருக்கமாக இருக்கும்). சில புகழ்பெற்ற வால்மீன்கள் அதிக தூரத்தை அடைகின்றன, மேலும் அவை மலை மேகப் பொருட்களுக்கான வேட்பாளர்களாகும். உதாரணமாக, ஆஸ்திரேலிய வானியலாளர் டெர்ரி லவ்ஜாய் என்பவரால் 2007 மார்ச் 15 அன்று கண்டுபிடிக்கப்பட்ட லவ்ஜாய் வால் நட்சத்திரம், சுமார் 1,800 ஏ. யூ. உள்வரும் தூரத்தைக் கொண்டிருந்தது. 1996 ஆம் ஆண்டில் தன்னார்வ வானியலாளர் யுஜி ஹயாகுடேக்கால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட ஹயாகுடேக் வால் நட்சத்திரம், 3,500 ஏயூ வெளிப்புற அஃபெலியனைக் கொண்டுள்ளது. 2006 ஆம் ஆண்டு ஆகஸ்ட் 7 ஆம் தேதி ஆஸ்திரேலியாவில் ராபர்ட் எச். மெக்னாட் என்பவரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட மெக்னாட் வால் நட்சத்திரம், சமீபத்திய தசாப்தங்களில் பிரகாசமான வால் நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாக மாறியது. 27 ஆகஸ்ட் 2004 அன்று அமெச்சூர் வானியலாளர் டொனால்ட் மச்சோல்ஸ் என்பவரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட மச்சோல்ஸ் வால் நட்சத்திரம் சுமார் 5,000 ஏ. யூ. வில் இருந்து வந்தது. செட்னா, முதல் வேட்பாளர் செட்னா ஒரு சிறிய கிரகம் மைக்கேல் ஈ. பிரவுன், சாட் ட்ருஜில்லோ மற்றும் டேவிட் எல். ராபினோவிட்ஸ் ஆகியோரால் 14 நவம்பர் 2003 அன்று கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் நடவடிக்கைகள் அதன் மேற்பரப்பு அமைப்பு மற்ற டிரான்ஸ்-நெப்டியூனிய பொருட்களைப் போலவே இருப்பதைக் காட்டுகின்றனஃ இது முக்கியமாக நீர் பனிக்கட்டிகள், மீத்தேன் மற்றும் நைட்ரஜன் மற்றும் தோலின்களின் கலவையால் ஆனது. இதன் மேற்பரப்பு சூரிய மண்டலத்தில் மிகவும் சிவப்பு நிறத்தில் உள்ளது. பயன்படுத்தப்படும் வரையறையைப் பொறுத்து, மலை மேகப் பொருளின் முதல் கண்டறிதல் இதுவாக இருக்கலாம். மலை மேகத்தின் பரப்பளவு 1,500 முதல் 10,000 ஏ. யூ வரையிலான சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட எந்தவொரு பொருளாகவும் வரையறுக்கப்படுகிறது. இருப்பினும், மலை மேகத்தின் தூரத்தை விட செட்னா மிகவும் நெருக்கமாக உள்ளது. சூரியனில் இருந்து சுமார் 11,400 ஆண்டுகள் நீள்வட்ட சுற்றுப்பாதையில் சூரியனிலிருந்து 76 ஏ. யூ மட்டுமே பெரிஹெலியன் புள்ளியுடன் அதன் மிக நெருக்கமான அணுகுமுறையில் (அடுத்தது 2076 இல் நிகழும்) பயணிக்கிறது, மேலும் அதன் தொலைதூர புள்ளியில் 936 ஏ. யூ வரை பயணிக்கிறது. இருப்பினும், செட்னா ஒரு கைப்பர் பெல்ட் பொருளாக கருதப்படுவதில்லை, ஏனெனில் அதன் சுற்றுப்பாதை 50 ஏயூவில் கைப்பர் பெல்ட்டின் பகுதிக்குள் கொண்டு வராது. செட்னா ஒரு "பிரிக்கப்பட்ட பொருள்", எனவே நெப்டியூனுடன் ஒத்ததிர்வில் இல்லை. டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருள் 26 மார்ச் 2014 அன்று அறிவிக்கப்பட்டது மற்றும் நெப்டியூனிலிருந்து கணிசமாக பிரிக்கப்பட்ட ஒரு பெரிஹெலியன் புள்ளியுடன் செட்னாவுக்கு ஒத்த சுற்றுப்பாதையைக் கொண்டுள்ளது. இதன் சுற்றுப்பாதை சூரியனில் இருந்து 80 முதல் 400 ஏயூ வரை உள்ளது. அடிக்குறிப்புகள் குறிப்புகள் மேலும் வாசிப்பு வெளிப்புற இணைப்புகள் கற்பனையான டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருள்கள் சிறிய கிரகங்கள் டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பகுதி வானியல் கருதுகோள்கள் வால்மீன்கள் சர்க்கம்ஸ்டெல்லார் வட்டுகள்