Hills cloud
ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದಲ್ಲಿ, ಹಿಲ್ಸ್ ಕ್ಲೌಡ್ (ಒಳಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಮತ್ತು ಒಳಗಿನ ಮೋಡ ಎಂದೂ ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತದೆ) ಎಂಬುದು ಊರ್ಟ್ ಕ್ಲೌಡ್ನ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ವಿಶಾಲವಾದ ಸೈದ್ಧಾಂತಿಕ ಸನ್ನಿವೇಶದ ಡಿಸ್ಕ್ ಆಗಿದೆ, ಇದರ ಹೊರಗಿನ ಗಡಿಯು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಸುಮಾರು 20,000 ರಿಂದ 30,000 ಖಗೋಳ ಘಟಕಗಳ (ಎಯು) ದೂರದಲ್ಲಿದೆ, ಮತ್ತು ಇದರ ಒಳಗಿನ ಗಡಿಯು, ಕಡಿಮೆ ಉತ್ತಮವಾಗಿ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ, ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಆಬ್ಜೆಕ್ಟ್ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಮೀರಿದೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ-ಆದರೆ ದೂರಗಳು ತುಂಬಾ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರಬಹುದು. ಅದು ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿದ್ದರೆ, ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ಸುಮಾರು 5 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಅವಲೋಕನ ಹಿಲ್ಸ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಹೈಪೋಥೆಸಿಸ್ನ ಅಗತ್ಯವು ಊರ್ಟ್ ಕ್ಲೌಡ್ನ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ನೊಂದಿಗೆ ನಿಕಟ ಸಂಬಂಧ ಹೊಂದಿದೆಃ ಊರ್ಟ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ತಮ್ಮ ಪರಿಸರದಲ್ಲಿ ನಿರಂತರವಾಗಿ ಗೊಂದಲಕ್ಕೊಳಗಾಗುತ್ತವೆ. ಒಂದು ಅಲ್ಪವಲ್ಲದ ಭಾಗವು ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ಬಿಟ್ಟು ಹೋಗುತ್ತದೆ, ಅಥವಾ ಅವು ಆವಿಯಾಗುವ ಆಂತರಿಕ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗೆ ಬೀಳುತ್ತವೆ, ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರ ಮೇಲೆ ಬೀಳುತ್ತವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಊರ್ಟ್ ಮೋಡವು ಬಹಳ ಹಿಂದೆಯೇ ಖಾಲಿಯಾಗಬೇಕಾಗಿತ್ತು, ಆದರೆ ಇದು ಇನ್ನೂ ಧೂಮಕೇತುಗಳೊಂದಿಗೆ ಉತ್ತಮವಾಗಿ ಪೂರೈಕೆಯಾಗಿದೆ. ಹಿಲ್ಸ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಊಹೆಯು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಸ್ಥಿರತೆಯನ್ನು ದಟ್ಟವಾದ ಜನಸಂಖ್ಯೆ, ಒಳ-ಊರ್ಟ್ ಪ್ರದೇಶ-"ಹಿಲ್ಸ್ ಕ್ಲೌಡ್" ಅನ್ನು ಪ್ರತಿಪಾದಿಸುವ ಮೂಲಕ ಪರಿಹರಿಸುತ್ತದೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮುವ ವಸ್ತುಗಳು ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಕೊನೆಗೊಳ್ಳುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ, ಇದು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡವನ್ನು ಕಾಪಾಡುತ್ತದೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ಇಡೀ ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಅಸ್ತಿತ್ವವು ಸಮರ್ಥನೀಯವಾಗಿದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಅಲ್ಲಿ ಈಗಾಗಲೇ ಅನೇಕ ದೇಹಗಳು ಕಂಡುಬಂದಿವೆ. ಇದು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ದಟ್ಟವಾಗಿರಬೇಕು. ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೊಂದಿಗಿನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಸಂವಹನ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಿಂದ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದಲ್ಲಿರುವ ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಗೆ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ನೀಡಿವೆ, ಇದು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಲ್ಲಿರುವ ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಗೆ ಅನ್ವಯಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ತಿಳಿದಿಲ್ಲ; ಕೆಲವು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಇದು ಹೊರಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ಹಲವು ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿರುತ್ತದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸುತ್ತಾರೆ. 1932 ಮತ್ತು 1981 ರ ನಡುವೆ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಅರ್ನ್ಸ್ಟ್ ಒಪಿಕ್ ಮತ್ತು ಜಾನ್ ಊರ್ಟ್ ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡ ಮತ್ತು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಏಕೈಕ ನಿಕ್ಷೇಪಗಳಾಗಿವೆ ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದರು. 1932ರಲ್ಲಿ, ಎಸ್ಟೋನಿಯನ್ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಅರ್ನ್ಸ್ಟ್ ಒಪಿಕ್, ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಹೊರಗಿನ ಗಡಿಯನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಮೋಡದಲ್ಲಿ ಬೇರೂರಿವೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಿದರು. 1950 ರಲ್ಲಿ, ಈ ಕಲ್ಪನೆಯನ್ನು ಡಚ್ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಜಾನ್ ಊರ್ಟ್ ಅವರು ಸ್ಪಷ್ಟವಾದ ವಿರೋಧಾಭಾಸವನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಿ ಪುನರುಜ್ಜೀವನಗೊಳಿಸಿದರುಃ ಆಂತರಿಕ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಮೂಲಕ ಹಲವಾರು ಹಾದುಹೋಗುವ ನಂತರ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ನಾಶವಾಗುತ್ತವೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಹಲವಾರು ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳವರೆಗೆ (ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಆರಂಭದಿಂದಲೂ) ಯಾವುದಾದರೂ ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿದ್ದರೆ, ಈಗ ಅದನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಊರ್ಟ್ ತನ್ನ ಅಧ್ಯಯನಕ್ಕಾಗಿ 46 ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಆಯ್ಕೆ ಮಾಡಿದನು, ಇವುಗಳನ್ನು 1850 ಮತ್ತು 1952ರ ನಡುವೆ ಅತ್ಯುತ್ತಮವಾಗಿ ಗಮನಿಸಲಾಯಿತು. ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷಗಳ ಪರಸ್ಪರ ವಿತರಣೆಯು ಗರಿಷ್ಠ ಆವರ್ತನವನ್ನು ತೋರಿಸಿತು, ಇದು ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಜಲಾಶಯದ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಭಾವದ ಗೋಳದ (ಆಸ್ಟ್ರೋಡೈನಮಿಕ್ಸ್) ಮಿತಿಯಲ್ಲಿರುವ ಈ ಜಲಾಶಯವು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಅಡಚಣೆಗಳಿಗೆ ಒಳಪಟ್ಟಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಮೋಡದ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಹೊರಕ್ಕೆ ಹೊರಹಾಕುವ ಅಥವಾ ಅವುಗಳನ್ನು ಒಳಕ್ಕೆ ತಳ್ಳುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ. ಹೊಸ ಮಾದರಿ 1980 ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಮುಖ್ಯ ಮೋಡವು ಆಂತರಿಕ ವಿಭಾಗವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು ಎಂದು ಅರಿತುಕೊಂಡರು, ಅದು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಸುಮಾರು 3,000 ಖ. ಮಾ. ನಲ್ಲಿ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು 20,000 ಖ. ಮಾ. ನಲ್ಲಿ ಕ್ಲಾಸಿಕ್ ಮೋಡದವರೆಗೆ ಮುಂದುವರಿಯುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಅಂದಾಜುಗಳು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಜನಸಂಖ್ಯೆಯನ್ನು ಸುಮಾರು 20 ಟ್ರಿಲಿಯನ್ (ಹೊರಗಿನ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ಸುಮಾರು ಐದರಿಂದ ಹತ್ತು ಪಟ್ಟು) ಎಂದು ಹೇಳುತ್ತವೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಈ ಸಂಖ್ಯೆಯು ಅದಕ್ಕಿಂತ ಹತ್ತು ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚಾಗಿರಬಹುದು. "ಆಂತರಿಕ ಮೋಡ" ದ ಮುಖ್ಯ ಮಾದರಿಯನ್ನು 1981 ರಲ್ಲಿ ಲಾಸ್ ಅಲಾಮೋಸ್ ಪ್ರಯೋಗಾಲಯದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಜ್ಯಾಕ್ ಜಿ. ಹಿಲ್ಸ್ ಅವರು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದರು, ಅವರು ಈ ಪ್ರದೇಶಕ್ಕೆ ಅದರ ಹೆಸರನ್ನು ನೀಡಿದರು. ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಬಳಿ ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರವು ಹಾದುಹೋಗುವುದರಿಂದ ಭೂಮಿಯ ಮೇಲೆ ಅಳಿವಿನ ಕಾರಣವಾಗಬಹುದು, ಇದು "ಕಾಮೆಟ್ ಮಳೆ" ಯನ್ನು ಪ್ರಚೋದಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ಅವರು ಲೆಕ್ಕಾಚಾರ ಮಾಡಿದರು. ಹೆಚ್ಚಿನ ಮೋಡದ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು 10,000 ಖ. ಮಾ. ನ ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಉದ್ದೇಶಿತ ದೂರಕ್ಕಿಂತ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿವೆ ಎಂದು ಅವರ ಸಂಶೋಧನೆಯು ಸೂಚಿಸಿದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ, ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪ್ರಭಾವವು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಸೂರ್ಯನ ಹತ್ತಿರ ಅಥವಾ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಹೊರಗೆ ಕಳುಹಿಸಬೇಕಾಗಿತ್ತು. ಈ ಸಮಸ್ಯೆಗಳನ್ನು ಗಣನೆಗೆ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳಲು, ಹಿಲ್ಸ್ ಒಳಗಿನ ಮೋಡದ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದರು, ಇದು ಹೊರಗಿನ ಹಾಲೋಕ್ಕಿಂತ ಹತ್ತಾರು ಅಥವಾ ನೂರಾರು ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಕಾಮೆಟ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ಹಗುರವಾದ ಹೊರಗಿನ ಮೋಡವನ್ನು ಮರುಪೂರೈಕೆ ಮಾಡಲು ಇದು ಹೊಸ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಸಂಭಾವ್ಯ ಮೂಲವಾಗಿದೆ. ಮುಂದಿನ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಇತರ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವನ್ನು ಹುಡುಕಿದರು ಮತ್ತು ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿದರು. ಸಿಡ್ನಿ ವ್ಯಾನ್ ಡೆನ್ ಬರ್ಗ್ ಮತ್ತು ಮಾರ್ಕ್ ಇ. ಬೈಲೆಯ್ ಇಬ್ಬರೂ ಕ್ರಮವಾಗಿ 1982 ಮತ್ತು 1983ರಲ್ಲಿ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ರಚನೆಯನ್ನು ಸೂಚಿಸಿದರು. 1986ರಲ್ಲಿ, ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಬಹುಪಾಲು ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ನೆಲೆಗೊಂಡಿಲ್ಲ, ಆದರೆ 5,000 ಖ. ಮಾ. ನ ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಕ್ಷೆಯೊಂದಿಗೆ ಹತ್ತಿರ ಮತ್ತು ಆಂತರಿಕ ಮೋಡದಲ್ಲಿವೆ ಎಂದು ಬೈಲೆಯ್ ಹೇಳಿದರು. ವಿಕ್ಟರ್ ಕ್ಲೂಬ್ ಮತ್ತು ಬಿಲ್ ನೇಪಿಯರ್ (1987) ಮತ್ತು ಆರ್. ಬಿ. ಸ್ಟೋಥರ್ಸ್ (1988) ಅವರ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಈ ಸಂಶೋಧನೆಯನ್ನು ಮತ್ತಷ್ಟು ವಿಸ್ತರಿಸಿದವು. ಆದಾಗ್ಯೂ, 1991ರಲ್ಲಿ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಹಿಲ್ಸ್ ಸಿದ್ಧಾಂತವನ್ನು ಪುನರಾರಂಭಿಸಿದಾಗ ಹಿಲ್ಸ್ ಮೋಡವು ಹೆಚ್ಚಿನ ಆಸಕ್ತಿಯನ್ನು ಗಳಿಸಿತು. ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳು ರಚನೆ ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ತಮ್ಮ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಮತ್ತು ದೂರದ ವಸ್ತುಗಳಿಂದ ನಿರಂತರವಾಗಿ ತೊಂದರೆಗೊಳಗಾಗುತ್ತವೆ. ಗಮನಾರ್ಹ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಜನರು ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ತೊರೆಯುತ್ತಾರೆ ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರ ಹೋಗುತ್ತಾರೆ. ಆದ್ದರಿಂದ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡವು ಬಹಳ ಹಿಂದೆಯೇ ಒಡೆಯಬೇಕಾಗಿತ್ತು, ಆದರೆ ಅದು ಇನ್ನೂ ಹಾಗೇ ಉಳಿದಿದೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಪ್ರಸ್ತಾಪವು ವಿವರಣೆಯನ್ನು ನೀಡಬಹುದು; ಜೆ. ಜಿ. ಹಿಲ್ಸ್ ಮತ್ತು ಇತರ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಇದು ಹೊರಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಪುನಃ ತುಂಬಿಸಬಹುದು ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತಾರೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ಸೌರವ್ಯೂಹದಾದ್ಯಂತ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಸಾಂದ್ರತೆಯಾಗಿರಬಹುದು. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ಹೊರಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ದಟ್ಟವಾಗಿರಬೇಕುಃ ಅದು ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿದ್ದರೆ, ಅದು 5,000 ಮತ್ತು 20,000 ಎಯು ಗಾತ್ರದ ನಡುವೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಇದಕ್ಕೆ ವಿರುದ್ಧವಾಗಿ, ಊರ್ಟ್ ಮೋಡವು ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ನಡುವೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ತಿಳಿದಿಲ್ಲ. ಕೆಲವು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಇದು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ ಐದು ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿರಬಹುದು ಎಂದು ನಂಬುತ್ತಾರೆ. ಮಾರ್ಕ್ ಇ. ಬೈಲೆಯ್ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು 13.8 ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಾಗಿದೆ ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಿದ್ದಾರೆ, ಬಹುಪಾಲು ದೇಹಗಳು 10,000 ಖ. ಮಾ. ನಲ್ಲಿವೆ. ಧೂಮಕೇತುಗಳ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಒಟ್ಟಾರೆಯಾಗಿ ಪ್ರತಿನಿಧಿಸಿದರೆ, ಬಹುಪಾಲು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ವಸ್ತುಗಳು ನೀರು, ಮೀಥೇನ್, ಈಥೇನ್, ಕಾರ್ಬನ್ ಮಾನಾಕ್ಸೈಡ್ ಮತ್ತು ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಸೈನೈಡ್ನಂತಹ ವಿವಿಧ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ವಿಶಿಷ್ಟ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವಾದ 1996 ಪಿಡಬ್ಲ್ಯೂ ವಸ್ತುವಿನ ಆವಿಷ್ಕಾರವು ಮೋಡವು ಕಲ್ಲಿನ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸಹ ಹೊಂದಿರಬಹುದು ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಇಂಗಾಲದ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆ ಮತ್ತು ಸಾರಜನಕದ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಅನುಪಾತಗಳು, ಮೊದಲನೆಯದಾಗಿ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಕುಟುಂಬಗಳ ಧೂಮಕೇತುಗಳಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಇನ್ನೊಂದು ಗುರುಗ್ರಹದ ಪ್ರದೇಶದ ದೇಹದಲ್ಲಿ, ಅವುಗಳ ಸ್ಪಷ್ಟವಾದ ದೂರದ ಪ್ರದೇಶಗಳ ಹೊರತಾಗಿಯೂ, ಇವೆರಡರ ನಡುವೆ ಸ್ವಲ್ಪ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಇವೆರಡೂ ಪ್ರೋಟೋಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನಿಂದ ಬಂದಿವೆ ಎಂದು ಇದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ, ಈ ತೀರ್ಮಾನವನ್ನು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಮೋಡದ ಗಾತ್ರಗಳ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಮತ್ತು ಟೆಂಪೆಲ್ 1 ಎಂಬ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಇತ್ತೀಚಿನ ಪ್ರಭಾವದ ಅಧ್ಯಯನವೂ ಸಹ ಬೆಂಬಲಿಸುತ್ತದೆ. ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಮೊದಲ 800 ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಗಳೊಳಗೆ ಸೂರ್ಯ ಮತ್ತು ಇನ್ನೊಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ನಡುವಿನ ಹತ್ತಿರದ (800 AU) ಮುಖಾಮುಖಿಯಿಂದ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ರೂಪುಗೊಂಡಿದೆ ಎಂದು ಅನೇಕ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಭಾವಿಸುತ್ತಾರೆ, ಇದು 90377 ಸೆಡ್ನದ ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ವಿವರಿಸಬಲ್ಲದು, ಇದು ಗುರುಗ್ರಹ ಅಥವಾ ನೆಪ್ಚೂನ್ ಅಥವಾ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿಲ್ಲ. ಆಗ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡವು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕಿಂತ "ಚಿಕ್ಕದಾಗಿರಬಹುದು". ಆದಾಗ್ಯೂ, ಸೆಡ್ನಾ ಮತ್ತು ಇತರ ಎರಡು ಸೆಡ್ನಾಯ್ಡ್ಗಳು (ಮತ್ತು 541132 ಲೆಲೀಕೋಹೋನುವಾ) ಮಾತ್ರ ಆ ಅಕ್ರಮಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ; ಏಕೆಂದರೆ ಮತ್ತು ಈ ಸಿದ್ಧಾಂತವು ಅಗತ್ಯವಿಲ್ಲ, ಏಕೆಂದರೆ ಎರಡೂ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರಿಗೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿವೆ. ಸಂಭಾವ್ಯ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ವಸ್ತುಗಳು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಲ್ಲಿರುವ ದೇಹಗಳು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆ, ಮೀಥೇನ್ ಮತ್ತು ಅಮೋನಿಯಾದಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ. ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಅನೇಕ ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಿಂದ ಹುಟ್ಟಿಕೊಂಡಿವೆ ಎಂದು ಶಂಕಿಸಿದ್ದಾರೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಧೂಮಕೇತು ಹಯಾಕುಟೇಕ್. ಸೆಡ್ನಾದ ಆವಿಷ್ಕಾರವನ್ನು ಘೋಷಿಸುವ ತಮ್ಮ ಲೇಖನದಲ್ಲಿ, ಮೈಕ್ ಬ್ರೌನ್ ಮತ್ತು ಅವರ ಸಹೋದ್ಯೋಗಿಗಳು ತಾವು ಮೊದಲ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ವಸ್ತುವನ್ನು ಗಮನಿಸಿದ್ದೇವೆ ಎಂದು ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದರು. ಎರಿಸ್ನಂತಹ ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುಗಳಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿ, ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪ್ರಭಾವವು ಅದರ ವಿಕಾಸದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಪಾತ್ರವನ್ನು ವಹಿಸಲು ಸೆಡ್ನದ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ (76 ಎಯು) ತುಂಬಾ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ ಎಂದು ಅವರು ಗಮನಿಸಿದರು. ಲೇಖಕರು ಸೆಡ್ನಾವನ್ನು "ಒಳಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ವಸ್ತು" ಎಂದು ಪರಿಗಣಿಸಿದ್ದಾರೆ, ಇದು ಎಕ್ಲಿಪ್ಟಿಕ್ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಇದೆ ಮತ್ತು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಮತ್ತು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಹೆಚ್ಚು ಗೋಳಾಕಾರದ ಭಾಗದ ನಡುವೆ ಇದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಲ್ಲಿರುವ ವಸ್ತುಗಳಿಗೆ ಸೆಡ್ನಾ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ನಿರೀಕ್ಷೆಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ಅದರ ಇಳಿಜಾರು ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ಗೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದಿಂದ ಅಥವಾ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದಿಂದ ಹುಟ್ಟುವಂತೆ ಮಾಡುವಂತಹ ಅದರ ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟುವ ಕಕ್ಷೆಯೊಂದಿಗೆ ಗಣನೀಯವಾದ ನಿಗೂಢತೆಯು ಸುತ್ತುವರೆದಿದೆ. 5335 ಡ್ಯಾಮೊಕ್ಲಿಸ್ ಎಂಬ ಈ ವರ್ಗದ ಹೆಸರಿನಂತಹ ಡ್ಯಾಮೊಕ್ಲಾಯ್ಡ್ಗಳ ಮೂಲವು ಅನುಮಾನಾಸ್ಪದವಾಗಿದೆ. ಹಲವಾರು ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಅದೇ ಪ್ರದೇಶದಿಂದ ಬರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಶಂಕಿಸಿದ್ದಾರೆ; ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ, ಅವು 1,000 AU ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಅಫೆಲಿಯಾವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಮೇಲೆ ಕೇಂದ್ರೀಕರಿಸುತ್ತವೆ (ಅವು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ಗಿಂತ ದೂರದ ಪ್ರದೇಶದಿಂದ ಬಂದವು), ಆದರೆ 10,000 AU ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ (ಅಥವಾ ಅವು ಹೊರಗಿನ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕೆ ತುಂಬಾ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ). ಕೆಲವು ಪ್ರಸಿದ್ಧ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಬಹಳ ದೂರವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ವಸ್ತುಗಳಿಗೆ ಅಭ್ಯರ್ಥಿಗಳಾಗಿವೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, 2007ರ ಮಾರ್ಚ್ 15ರಂದು ಆಸ್ಟ್ರೇಲಿಯಾದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಟೆರ್ರಿ ಲವ್ಜಾಯ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಲವ್ಜಾಯ್ ಧೂಮಕೇತುವು ಸುಮಾರು 1,800 ಖ. ಮಾ. ಅಂತರವನ್ನು ಹೊಂದಿತ್ತು. 1996ರಲ್ಲಿ ಹವ್ಯಾಸಿ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಯುಜಿ ಹಯಾಕುಟೇಕ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಹಯಾಕುಟೇಕ್ ಧೂಮಕೇತುವು 3,500 ಖ. ಮಾ. ಹೊರವಲಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. 2006ರ ಆಗಸ್ಟ್ 7ರಂದು ಆಸ್ಟ್ರೇಲಿಯಾದಲ್ಲಿ ರಾಬರ್ಟ್ ಎಚ್. ಮೆಕ್ನಾಟ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಮೆಕ್ನಾಟ್ ಧೂಮಕೇತುವು, ಇತ್ತೀಚಿನ ದಶಕಗಳ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಧೂಮಕೇತುಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾಗಿದ್ದು, 4,100 ಖ. ಮಾ. ಅಗಲವುಳ್ಳದ್ದಾಗಿದೆ. 2004ರ ಆಗಸ್ಟ್ 27ರಂದು ಹವ್ಯಾಸಿ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಡೊನಾಲ್ಡ್ ಮಾಚ್ಹೋಲ್ಜ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಮಾಚ್ಹೋಲ್ಜ್ ಧೂಮಕೇತುವು ಸುಮಾರು 5,000 ಖ. ಮಾ. ಗಳಿಂದ ಬಂದಿದೆ. ಮೈಕೆಲ್ ಇ. ಬ್ರೌನ್, ಚಾಡ್ ಟ್ರುಜಿಲ್ಲೊ ಮತ್ತು ಡೇವಿಡ್ ಎಲ್. ರಾಬಿನೋವಿಟ್ಜ್ ಅವರು 14 ನವೆಂಬರ್ 2003 ರಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಸೆಡ್ನಾ, ಮೊದಲ ಅಭ್ಯರ್ಥಿ ಸೆಡ್ನಾ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹವಾಗಿದೆ. ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಸ್ಕೋಪಿಕ್ ಕ್ರಮಗಳು ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಂಯೋಜನೆಯು ಇತರ ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುಗಳಂತೆಯೇ ಇದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆಃ ಇದು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ನೀರಿನ ಐಸ್, ಮೀಥೇನ್ ಮತ್ತು ಥೋಲಿನ್ಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಾರಜನಕದ ಮಿಶ್ರಣದಿಂದ ಕೂಡಿದೆ. ಇದರ ಮೇಲ್ಮೈಯು ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದ್ದಾಗಿದೆ. ಬಳಸಿದ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿ ಇದು ಬೆಟ್ಟದ ಮೋಡದ ವಸ್ತುವಿನ ಮೊದಲ ಪತ್ತೆಯಾಗಿರಬಹುದು. ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು 1,500 ಮತ್ತು 10,000 ಖ. ಮಾ. ನಡುವಿನ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಯಾವುದೇ ವಸ್ತು ಎಂದು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಸೆಡ್ನಾ ಬೆಟ್ಟಗಳ ಮೋಡದ ದೂರಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ. ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಸುಮಾರು ದೂರದಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆಯಾದ ಈ ಗ್ರಹವು 11,400 ವರ್ಷಗಳ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಕೇವಲ 76 ಎಯು ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ಬಿಂದುವಿನೊಂದಿಗೆ ಅದರ ಹತ್ತಿರದ ವಿಧಾನದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತದೆ (ಮುಂದಿನದು 2076 ರಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ), ಮತ್ತು ಅದರ ದೂರದ ಬಿಂದುವಿನಲ್ಲಿ 936 ಎಯು ಗೆ ಚಲಿಸುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಸೆಡ್ನಾವನ್ನು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಆಬ್ಜೆಕ್ಟ್ ಎಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ, ಏಕೆಂದರೆ ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯು ಅದನ್ನು 50 ಎ. ಯು. ನಲ್ಲಿ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಪ್ರದೇಶಕ್ಕೆ ತರುವುದಿಲ್ಲ. ಸೆಡ್ನಾ ಒಂದು "ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ವಸ್ತು", ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಇದು ನೆಪ್ಚೂನ್ನೊಂದಿಗೆ ಅನುರಣನದಲ್ಲಿಲ್ಲ. ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುವನ್ನು 26 ಮಾರ್ಚ್ 2014 ರಂದು ಘೋಷಿಸಲಾಯಿತು ಮತ್ತು ಇದು ನೆಪ್ಚೂನ್ನಿಂದ ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ಬಿಂದುವಿನೊಂದಿಗೆ ಸೆಡ್ನಾಗೆ ಹೋಲುವ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಇದರ ಕಕ್ಷೆಯು ಸೂರ್ಯನಿಂದ 80 ಮತ್ತು 400 ಖ. ಮಾ. ಗಳ ನಡುವೆ ಇದೆ. ಅಡಿಟಿಪ್ಪಣಿಗಳ ಉಲ್ಲೇಖಗಳು ಮತ್ತಷ್ಟು ಓದುವಿಕೆ ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು ಕಾಲ್ಪನಿಕ ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುಗಳು ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹಗಳು ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ಪ್ರದೇಶ ಖಗೋಳ ಊಹೆಗಳು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಸರ್ಕಮ್ಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಡಿಸ್ಕ್ಗಳು