ในทางดาราศาสตร์เมฆฮิลส์ (เรียกอีกอย่างว่าเมฆออร์ตชั้นใน^{[ 1 ]}และเมฆชั้นใน^{[ 2 ]} ) เป็นจานรอบดาวฤกษ์ ขนาดใหญ่ตามทฤษฎี ซึ่งอยู่ภายในเมฆออร์ตและเรียงตัวโดยประมาณตามระนาบสุริยวิถีของดวงอาทิตย์ [ ^{3 ] ซึ่ง}ขอบด้านนอกจะอยู่ห่าง  จาก ดวงอาทิตย์ ประมาณ 20,000 ถึง 30,000 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) และขอบด้านในซึ่งกำหนดได้ไม่ชัดเจนนักนั้น ตามสมมติฐานแล้วอยู่ที่250–1500 AUซึ่งไกลเกินกว่าวงโคจรของดาวเคราะห์และ วัตถุ ในแถบไคเปอร์ —แต่ระยะทางอาจจะมากกว่านี้มาก หากมีอยู่จริง เมฆฮิลส์น่าจะมีดาวหาง ประมาณ 5 เท่า ของเมฆออร์ต^{[ 4 ]}

ความจำเป็นของสมมติฐานเมฆฮิลส์มีความเชื่อมโยงอย่างใกล้ชิดกับพลวัตของเมฆออร์ต: ดาวหางในเมฆออร์ตถูกรบกวนอย่างต่อเนื่องในสภาพแวดล้อมของมัน ส่วนที่ไม่น้อยเลยจะออกจากระบบสุริยะหรือตกลงมาในระบบชั้นในซึ่งพวกมันจะระเหย ตกลงไปในดวงอาทิตย์ หรือชนกับหรือถูกขับออกจากดาวเคราะห์ยักษ์ดังนั้น เมฆออร์ตจึงควรจะหมดไปนานแล้ว แต่ก็ยังคงมีดาวหางอยู่เป็นจำนวนมาก

สมมติฐานเมฆฮิลส์กล่าวถึงความคงอยู่ของเมฆออร์ตโดยตั้งสมมติฐานว่ามีบริเวณออร์ตชั้นในที่มีประชากรหนาแน่น—เรียกว่า "เมฆฮิลส์" วัตถุที่ถูกขับออกจากเมฆฮิลส์มีแนวโน้มที่จะไปสิ้นสุดที่บริเวณเมฆออร์ตแบบคลาสสิก ทำให้เมฆออร์ตคงอยู่ต่อไป^{[ 5 ]}เป็นไปได้ว่าเมฆฮิลส์มีดาวหางหนาแน่นที่สุดในระบบสุริยะทั้งหมด

การมีอยู่ของเมฆฮิลส์นั้นเป็นไปได้ เนื่องจากมีการค้นพบวัตถุจำนวนมากในบริเวณนั้นแล้ว มันควรจะมีความหนาแน่นมากกว่าเมฆออร์ต^{[ 6 ] [ 7 ]}ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดและผลกระทบจากกระแสน้ำขึ้นลงของกาแล็กซีทำให้ดาวหางในเมฆออร์ตโคจรเป็นวงกลม ซึ่งอาจไม่ใช่กรณีเดียวกันกับดาวหางในเมฆฮิลส์ มวลรวมของเมฆฮิลส์ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด นักวิทยาศาสตร์บางคนคิดว่ามันจะมีมวลมากกว่าเมฆออร์ตชั้นนอกหลายเท่า

ระหว่างปี 1932 ถึง 1981 นักดาราศาสตร์เชื่อว่าเมฆออร์ตที่เสนอโดยเอิร์นสต์ โอปิกและแยน ออร์ตและแถบไคเปอร์เป็นแหล่งสะสมดาวหางเพียงแห่งเดียวในระบบสุริยะ

ในปี พ.ศ. 2475 นักดาราศาสตร์ชาวเอสโตเนีย Ernst Öpik ตั้งสมมติฐานว่าดาวหางมีต้นกำเนิดมาจากเมฆที่โคจรรอบขอบนอกของระบบสุริยะ^{[ 8 ]}ในปี พ.ศ. 2493 แนวคิดนี้ได้รับการฟื้นฟูขึ้นอีกครั้งโดยอิสระโดยนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ Jan Oort เพื่ออธิบายความขัดแย้งที่เห็นได้ชัด: ดาวหางถูกทำลายหลังจากโคจรผ่านระบบสุริยะชั้นในหลายครั้ง ดังนั้นหากมีดาวหางอยู่เป็นเวลาหลายพันล้านปี (นับตั้งแต่เริ่มต้นของระบบสุริยะ) ก็จะไม่สามารถสังเกตเห็นดาวหางได้อีกต่อไปในปัจจุบัน^{[ 9 ]}

ออร์ทได้คัดเลือกดาวหาง 46 ดวงสำหรับการศึกษาของเขา ซึ่งเป็นดาวหางที่สังเกตได้ดีที่สุดระหว่างปี 1850 ถึง 1952 การกระจายตัวของค่าผกผันของแกนกึ่งเอกแสดงให้เห็นความถี่สูงสุด ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของแหล่งสะสมดาวหาง ระหว่างระยะห่าง 40,000 ถึง 150,000 หน่วยดาราศาสตร์ (0.6 ถึง 2.4 ปีแสง) แหล่งสะสมนี้ตั้งอยู่ที่ขอบเขต อิทธิพลของดวงอาทิตย์และจะได้รับผลกระทบจากความปั่นป่วนของดาวฤกษ์ ซึ่งอาจขับไล่ดาวหางในกลุ่มเมฆออกไปด้านนอกหรือผลักดันเข้ามาด้านใน

ในช่วงทศวรรษ 1980 นักดาราศาสตร์ตระหนักว่าเมฆหลักอาจมีส่วนภายในที่เริ่มต้นที่ระยะประมาณ 3,000  AUจากดวงอาทิตย์และต่อเนื่องไปจนถึงเมฆคลาสสิกที่ระยะ 20,000 AU การประมาณการส่วนใหญ่ระบุว่าประชากรของเมฆฮิลส์มีประมาณ 20 ล้านล้าน (ประมาณห้าถึงสิบเท่าของเมฆชั้นนอก) แม้ว่าจำนวนอาจมากกว่านั้นถึงสิบเท่าก็ตาม^{[ 10 ]}

แบบจำลองหลักของ "เมฆชั้นใน" ถูกเสนอขึ้นในปี 1981 โดยนักดาราศาสตร์แจ็ค จี. ฮิลส์จากห้องปฏิบัติการลอสอะลาโมสซึ่งเป็นผู้ตั้งชื่อภูมิภาคนี้ เขาคำนวณว่าการโคจรผ่านของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งใกล้ระบบสุริยะอาจกระตุ้นให้เกิด "ฝนดาวหาง" ซึ่งจะทำให้เกิดการสูญพันธุ์บนโลก

งานวิจัยของเขาชี้ให้เห็นว่าวงโคจรของดาวหางเมฆส่วนใหญ่มีแกนกึ่งเอกที่ 10,000 AU ซึ่งใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าระยะทางที่เสนอของเมฆออร์ต^{[ 6 ]}ยิ่งไปกว่านั้น อิทธิพลของดาวฤกษ์โดยรอบและอิทธิพลของกระแสน้ำขึ้นลงของกาแล็กซีควรจะส่งดาวหางเมฆออร์ตให้เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้นหรือออกไปนอกระบบสุริยะ เพื่ออธิบายประเด็นเหล่านี้ ฮิลส์เสนอว่ามีเมฆชั้นใน ซึ่งจะมีนิวเคลียสของดาวหางมากกว่าฮาโลชั้นนอกหลายสิบหรือหลายร้อยเท่า^{[ 6 ]}ดังนั้น มันจึงอาจเป็นแหล่งที่มาของดาวหางใหม่เพื่อเติมเต็มเมฆชั้นนอกที่เบาบาง

ในปีต่อมา นักดาราศาสตร์คนอื่นๆ ได้ค้นหากลุ่มเมฆฮิลส์และศึกษาดาวหางคาบยาวเช่นเดียวกับซิดนีย์ แวน เดน เบิร์กและมาร์ค อี. เบลีย์ ซึ่งต่างก็เสนอโครงสร้างของกลุ่มเมฆฮิลส์ในปี 1982 และ 1983 ตามลำดับ^{[ 11 ]}ในปี 1986 เบลีย์ระบุว่าดาวหางส่วนใหญ่ในระบบสุริยะไม่ได้อยู่ในบริเวณกลุ่มเมฆออร์ต แต่อยู่ใกล้กว่าและอยู่ในกลุ่มเมฆภายใน โดยมีวงโคจรที่มีแกนกึ่งเอก 5,000 AU ^{[ 11 ]}งานวิจัยนี้ได้รับการขยายเพิ่มเติมโดยการศึกษาของวิคเตอร์ คลับและบิล เนเปียร์ (1987) และโดยอาร์บี สโตเธอร์ส (1988) ^{[ 11 ]}

อย่างไรก็ตาม เมฆฮิลส์ได้รับความสนใจอย่างมากในปี พ.ศ. 2534 ^{[ 12 ]}เมื่อนักวิทยาศาสตร์กลับมาใช้ทฤษฎีของฮิลส์อีกครั้ง^{[ a ]}

ดาวหางในเมฆออร์ตถูกรบกวนอย่างต่อเนื่องจากสภาพแวดล้อมและวัตถุที่อยู่ไกลออกไป ดาวหางจำนวนมากจึงออกจากระบบสุริยะหรือเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้น เมฆออร์ตจึงน่าจะแตกสลายไปนานแล้ว แต่ก็ยังคงสภาพสมบูรณ์อยู่ ข้อเสนอเกี่ยวกับเมฆฮิลส์อาจให้คำอธิบายได้ เจ.จี. ฮิลส์และนักวิทยาศาสตร์คนอื่นๆ แนะนำว่ามันอาจเติมเต็มดาวหางในเมฆออร์ตชั้นนอกได้^{[ 13 ]}

นอกจากนี้ เมฆฮิลส์ยังมีแนวโน้มว่าเป็นแหล่งรวมดาวหางที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ^{[ 11 ]}เมฆฮิลส์ควรมีความหนาแน่นมากกว่าเมฆออร์ตชั้นนอกมาก หากมีอยู่จริง จะมีขนาดอยู่ระหว่าง 5,000 ถึง 20,000 AU ในขณะที่เมฆออร์ตมีขนาดอยู่ระหว่าง 20,000 ถึง 50,000 AU (0.3 ถึง 0.8 ปีแสง) ^{[ 14 ]}

มวลของเมฆฮิลส์ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด นักวิทยาศาสตร์บางคนเชื่อว่าอาจมีมวลมากกว่าเมฆออร์ตถึงห้าเท่า^{[ 4 ]}มาร์ค อี. เบลีย์ ประมาณการว่ามวลของเมฆฮิลส์มีค่าเท่ากับ 13.8 เท่า  ของ มวลโลกหากวัตถุส่วนใหญ่อยู่ที่ระยะ 10,000 AU ^{[ 11 ]}

หากการวิเคราะห์ดาวหางเป็นตัวแทนของทั้งหมด วัตถุในเมฆฮิลส์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็งชนิดต่างๆ เช่น น้ำ มีเทน อีเทน คาร์บอนมอนอกไซด์ และไฮโดรเจนไซยาไนด์^{[ 15 ]}อย่างไรก็ตาม การค้นพบวัตถุ1996 PWซึ่งเป็นดาวเคราะห์น้อยที่โคจรในวงโคจรปกติของดาวหางคาบยาว บ่งชี้ว่าเมฆอาจมีวัตถุที่เป็นหินอยู่ด้วย^{[ 16 ]}

การวิเคราะห์คาร์บอนและอัตราส่วนไอโซโทปของไนโตรเจนในดาวหางกลุ่มเมฆออร์ตและดาวหางในบริเวณดาวพฤหัสบดีแสดงให้เห็นความแตกต่างเพียงเล็กน้อยระหว่างทั้งสองกลุ่ม แม้ว่าทั้งสองกลุ่มจะอยู่ห่างไกลกันมากก็ตาม ซึ่งแสดงให้เห็นว่าทั้งสองมาจาก^จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด [ ^{17 ]}ข้อสรุปนี้ยังได้รับการสนับสนุนจากการศึกษาขนาดเมฆดาวหางและการศึกษาผลกระทบเมื่อเร็วๆ นี้ของดาวหาง เทม เพล1 ^{[ 18 ]}

ภาพร่างแสดงสัดส่วนของวัตถุทางดาราศาสตร์ ที่ทราบแล้ว ภายในระยะ 4.5 ​​ปีแสงจากดวงอาทิตย์ เมฆฮิลส์แสดงด้วยเส้นสีเขียวอมฟ้า (ภาพตัดขวางของรูปทรงวงแหวน)

นักวิทยาศาสตร์หลายคนคิดว่าเมฆฮิลส์ก่อตัวขึ้นจากการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิด (800 AU) ระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวฤกษ์ดวงอื่นภายใน 800 ล้านปีแรกของระบบสุริยะซึ่งอาจอธิบายวงโคจรที่ผิดปกติของ90377 Sednaซึ่งไม่ควรอยู่ที่ตำแหน่งปัจจุบัน เนื่องจากไม่ได้รับอิทธิพลจากดาวพฤหัสบดีหรือดาวเนปจูนหรือผลกระทบจากกระแสน้ำขึ้นลง^{[ 19 ]}ดังนั้นจึงเป็นไปได้ว่าเมฆฮิลส์จะมีอายุ "น้อยกว่า" เมฆออร์ต อย่างไรก็ตาม มีเพียง Sedna และ เซดนอยด์อีกสอง ดวง ( 2012 VP ₁₁₃และ541132 Leleākūhonua ) เท่านั้นที่มีความผิดปกติดังกล่าว สำหรับ2000 OO ₆₇และ2006 SQ ₃₇₂ ทฤษฎีนี้ไม่จำเป็น เนื่องจากทั้งสองโคจรใกล้กับ ดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ของ ระบบสุริยะ

วัตถุในกลุ่มเมฆฮิลส์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็ง น้ำมีเทน และแอมโมเนีย นักดาราศาสตร์สันนิษฐานว่าดาวหางคาบยาวหลายดวงมีต้นกำเนิดมาจากกลุ่มเมฆฮิลส์ เช่น ดาวหางฮิยากุตาเกะ

ในบทความที่ประกาศการค้นพบเซดนา ไมค์ บราวน์และเพื่อนร่วมงานของเขายืนยันว่าพวกเขาได้สังเกตเห็นวัตถุเมฆออร์ตเป็นครั้งแรก พวกเขาสังเกตว่า ต่างจากวัตถุจานกระจัดกระจายเช่นอีริส จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของเซดนา (76 AU) อยู่ไกลเกินกว่าที่อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของเนปจูนจะมีบทบาทในการวิวัฒนาการของมัน^{[ 20 ]}ผู้เขียนถือว่าเซดนาเป็น "วัตถุเมฆออร์ตชั้นใน" ซึ่งตั้งอยู่ตามแนวสุริยวิถีและอยู่ระหว่างแถบไคเปอร์และส่วนที่เป็นทรงกลมมากกว่าของเมฆออร์ต^{[ 21 ] [ 22 ]}อย่างไรก็ตาม เซดนาอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าที่คาดไว้สำหรับวัตถุในเมฆฮิลส์ และความเอียงของมันก็ใกล้เคียงกับของดาวเคราะห์และแถบไคเปอร์

2008 KV 42ยังคงเป็นปริศนาอยู่มากเนื่องจากมีวงโคจรย้อนกลับที่อาจทำให้มีต้นกำเนิดมาจากเมฆฮิลส์หรือเมฆออร์ต^{[ 23 ]}เช่นเดียวกับดาโมคลอยด์ซึ่งมีต้นกำเนิดที่น่าสงสัย เช่น5335 ดาโมคลีส ซึ่งเป็น ชื่อที่ใช้เรียกหมวดหมู่นี้

นักดาราศาสตร์สงสัยว่าดาวหางหลายดวงมาจากบริเวณเดียวกันกับเมฆฮิลส์ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง พวกเขาให้ความสนใจกับดาวหางที่มีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (aphelia) มากกว่า 1,000 หน่วยดาราศาสตร์ (ซึ่งหมายความว่ามาจากบริเวณที่ไกลกว่าแถบไคเปอร์) แต่ไม่เกิน 10,000 หน่วยดาราศาสตร์ (มิฉะนั้นจะอยู่ใกล้กับเมฆออร์ตชั้นนอกมากเกินไป)

ดาวหางที่มีชื่อเสียงบางดวงโคจรมาในระยะทางไกลมากและเป็นตัวเลือกที่อาจพบได้ในวัตถุเมฆฮิลส์ ตัวอย่างเช่น ดาวหางเลิ ฟจอย (Comet Lovejoy ) ที่ค้นพบเมื่อวันที่ 15 มีนาคม 2550 โดยนักดาราศาสตร์ชาวออสเตรเลียเทอร์รี เลิฟจอย (Terry Lovejoy ) มีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (aphelion) ประมาณ 1,800 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ดาวหางฮิยากุตาเกะ (Heyakutake) ที่ค้นพบในปี 2539 โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นยูจิ ฮิยากุตาเกะ (Yuji Hyakutake ) มีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (aphelion) 3,500 หน่วยดาราศาสตร์ดาวหางแมคนอท (McNaught)ที่ค้นพบเมื่อวันที่ 7 สิงหาคม 2549 ในออสเตรเลียโดย โรเบิร์ต เอช. แมคนอท (Robert H. McNaught ) กลายเป็นดาวหางที่สว่างที่สุดดวงหนึ่งในรอบหลายทศวรรษที่ผ่านมา โดยมีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (aphelion) 4,100 หน่วยดาราศาสตร์ และ ดาวหาง มาคโฮลซ์ (Machholz ) ที่ค้นพบเมื่อวันที่ 27 สิงหาคม 2547 โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นโดนัลด์ มาคโฮลซ์ (Donald Machholz ) โคจรมาจากระยะห่างประมาณ 5,000 หน่วยดาราศาสตร์

เซดนาเป็นดาวเคราะห์แคระที่ค้นพบโดยไมเคิล อี. บราวน์ , แชด ทรูจิลโลและเดวิด แอล. ราบินโนวิทซ์เมื่อวันที่ 14 พฤศจิกายน 2003 การวัด ด้วยสเปกโทรสโกปีแสดงให้เห็นว่าองค์ประกอบพื้นผิวของมันคล้ายกับวัตถุอื่นๆที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป กล่าวคือ ส่วนใหญ่ประกอบด้วยส่วนผสมของน้ำแข็ง น้ำมีเทนและไนโตรเจนพร้อมด้วยโทลินพื้นผิวของมันมีสีแดงที่สุดแห่งหนึ่งในระบบสุริยะ

นี่อาจเป็นการตรวจพบวัตถุที่มาจากเมฆฮิลส์เป็นครั้งแรก ขึ้นอยู่กับคำจำกัดความที่ใช้ พื้นที่ของเมฆฮิลส์ถูกกำหนดให้เป็นวัตถุใดๆ ที่มีวงโคจรอยู่ระหว่าง 1,500 ถึง 10,000 AU ^{[ 24 ]}

อย่างไรก็ตาม เซดนาอยู่ใกล้กว่าระยะทางที่คาดการณ์ไว้ของกลุ่มเมฆฮิลส์มาก ดาวเคราะห์แคระที่ถูกค้นพบนี้อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 13 พันล้านกิโลเมตร (87 หน่วยดาราศาสตร์) โคจรเป็นวงรีในระยะเวลา 11,400 ปี โดยมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (perihelion point) อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เพียง 76 หน่วยดาราศาสตร์ในช่วงที่เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด (ครั้งต่อไปจะเกิดขึ้นในปี 2076) และอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (936 หน่วยดาราศาสตร์)

อย่างไรก็ตาม เซดนาไม่ได้ถูกจัดว่าเป็นวัตถุในแถบไคเปอร์ เนื่องจากวงโคจรของมันไม่ได้นำมันเข้ามาในบริเวณแถบไคเปอร์ที่ระยะ 50 หน่วยดาราศาสตร์ เซดนาเป็น " วัตถุที่แยกตัวออกมา " ดังนั้นจึงไม่ได้อยู่ในภาวะเรโซแนนซ์กับเนปจูน

วัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูน2012 VP 113ได้รับการประกาศเมื่อวันที่ 26 มีนาคม 2014 และมีวงโคจรคล้ายกับเซดนา โดยมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่แยกออกจากดาวเนปจูนอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 25 ]}วงโคจรของมันอยู่ระหว่าง 80 ถึง 400 AU จากดวงอาทิตย์

• Heisler, Julia; Tremaine, Scott (1986). "อิทธิพลของสนามน้ำขึ้นน้ำลงกาแล็กซีต่อเมฆดาวหางออร์ต" Icarus . 65 (1): 13. Bibcode : 1986Icar...65...13H . doi : 10.1016/0019-1035(86)90060-6 .
• Dones, Luke; Weissman, Paul R.; Levison, Harold F.; Duncan, Martin J. (2004). "การก่อตัวและพลวัตของเมฆออร์ต" (PDF)ใน Johnstone, Doug; Adams, Fred C .; Lin, Doug NC; Neufeld, David A.; Ostriker, Eve C. (บรรณาธิการ). การก่อตัวของดาวฤกษ์ในตัวกลางระหว่างดาว: เพื่อเป็นเกียรติแก่ David Hollenbach, Chris McKee และ Frank Shu . เอกสารการประชุม ASP เล่มที่ 323. ซานฟรานซิสโก, แคลิฟอร์เนีย: สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก. หน้า 371. รหัสบรรณานุกรม : 2004ASPC..323.....J .

• สื่อที่เกี่ยวข้องกับกลุ่มเมฆฮิลส์ในวิกิมีเดียคอมมอนส์