thumb|upright=1.3|Representação artística da nuvem de Oort e do cinturão de Kuiper. Os tamanhos de objetos individuais foram exagerados para melhor visibilidade. A nuvem de Oort, também chamada de nuvem de Öpik-Oort, é uma nuvem esférica de planetesimais voláteis que se acredita localizar-se a cerca de 50 000 UA, ou quase um ano-luz, do Sol. Isso significa que ela está a aproximadamente um quarto da distância a Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol. O cinturão de Kuiper e o disco disperso, as outras duas regiões do Sistema Solar que contêm objetos transnetunianos, localizam-se a menos de um milésimo da distância estimada da nuvem de Oort. A parte externa da nuvem de Oort define o limite cosmográfico do Sistema Solar e a região de influência gravitacional do Sol.
Acredita-se que a nuvem de Oort, que recebe o seu nome graças ao astrônomo neerlandês Jan Oort, compreenda duas regiões distintas: uma parte externa esférica e uma parte interna em forma de disco, ou nuvem de Hills. Os objetos da nuvem de Oort são compostos principalmente por voláteis como gelo, amônia e metano.
Os astrônomos conjecturam que a matéria que compõe a nuvem de Oort tenha se formado perto do Sol, nos primeiros estágios da formação do Sistema Solar, e tenha se espalhado pelo espaço devido aos efeitos gravitacionais dos planetas gigantes.
Embora não se tenha feito nenhuma observação direta da nuvem de Oort, ela pode ser a fonte de todos os cometas de longo período e de tipo Halley que entram no Sistema Solar interior, além de muitos centauros e cometas de Júpiter. A parte externa da nuvem de Oort é pouco influenciada pela gravidade do Sol, e isso faz com que outras estrelas e a própria Via Láctea possam interferir na órbita de seus objetos dentro da nuvem e mandá-los para o Sistema Solar interior. Dependendo de suas órbitas, a maioria dos cometas de curto período do Sistema Solar pode ter vindo do disco disperso, mas alguns podem ter se originado na nuvem de Oort.
Hipóteses Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik postulou que os cometas de período longo se originaram numa nuvem que orbitava nos confins do Sistema Solar. A ideia foi retomada em 1950 pelo astrônomo holandês Jan Oort, de modo independente, para resolver um paradoxo. Ao longo da existência do Sistema Solar, as órbitas dos cometas são muito instáveis, e eventualmente a dinâmica determina que um cometa colida contra o Sol ou um planeta ou seja ejetado do Sistema Solar devido às perturbações planetárias. Adicionalmente, sua composição volátil faz com que, em suas repetidas aproximações do Sol, a radiação gradualmente vaporize as substâncias voláteis, até que o cometa se divida ou adquira uma casca isolante que freia a desgaseificação. Assim, Oort sugeriu que os cometas não poderiam ter se formado na sua órbita atual, e que deveriam ter permanecido durante quase toda a sua existência num depósito afastado destes corpos celestes.
Existem dois tipos de cometas: os de período curto (também chamados cometas eclípticos) e os de período longo (cometas quase isotrópicos). Os cometas eclípticos possuem órbitas relativamente pequenas (menos de 10 UA) e seguem o plano eclíptico, o plano em que se posicionam os planetas. Os cometas de longo período possuem órbitas muito grandes, da ordem de milhares de UA, e surgem de todas as direções do céu. Oort notou que havia um pico na quantidade de cometas de longo período com afélio (a sua maior distância do Sol) de aproximadamente 20 000 UA, o que sugeria um depósito àquela distância, com uma distribuição isotrópica, esférica. Os escassos cometas que possuem afélios de 10 000 UA devem ter passado por uma ou mais órbitas no Sistema Solar e tiveram suas órbitas empurradas para dentro pela gravidade dos planetas.
Composição e estrutura right|thumb|300px|Distância presumida da Nuvem de Oort comparada com o restante do Sistema Solar. Acredita-se que a nuvem de Oort ocupe um vasto espaço desde 2 000 ou 5 000 UA até 50 000 UA do Sol, embora algumas fontes situem o seu limite entre 100 000 UA e 200 000 UA. A nuvem de Oort pode ser dividida em duas regiões: a nuvem de Oort exterior (20 000 - 50 000 UA), esférica, e a nuvem de Oort interior (2 000 - 20 000 UA), que tem forma toroidal. A nuvem exterior está pouco ligada ao Sol e é a fonte da maior parte dos cometas de período longo (e possivelmente os do tipo Halley) para o interior da órbita de Netuno. A nuvem interior também é conhecida como nuvem de Hills, em homenagem a J. G. Hills, o astrônomo que propôs a sua existência em 1981. Os modelos predizem que a nuvem interior deve possuir dezenas ou centenas de vezes mais núcleos cometários do que a nuvem exterior; a nuvem de Hills parece ser uma fonte de novos cometas para a nuvem exterior à medida que eles vão gradualmente se esgotando, e explica a existência da nuvem de Oort após bilhões de anos.
Acredita-se que a nuvem de Oort possa abrigar trilhões de cometas de mais de 1 quilômetro de diâmetro e bilhões com magnitude absoluta mais brilhante que 11, correspondente a aproximadamente 20 km de diâmetro,A magnitude absoluta é a medida do brilho de um objeto celeste quando se encontra a 10 pcs (parsecs); pelo contrário, a magnitude aparente mede o brilho observado a partir da Terra. Como a magnitude absoluta parte de que todos os corpos se encontram à mesma distância, trata-se de uma medida do brilho real de um objeto. Quanto mais brilhante for um objeto, menor será o valor da sua magnitude absoluta. A massa total da nuvem de Oort não é conhecida, mas tomando o cometa Halley como protótipo de cometa da nuvem exterior, estima-se que a massa seria de 3 x 1025 quilogramas, cerca de cinco vezes a da Terra. Anteriormente, acreditava-se que a sua massa poderia alcançar até 380 vezes a massa terrestre, mas a atual compreensão da distribuição de tamanhos dos cometas de período longo reduziu as estimativas. A massa da nuvem de Oort interior continua desconhecida.
Considerando os cometas analisados como estimativa dos que se encontram na nuvem de Oort, a grande maioria deles seria formada por gelo, metano, etano, monóxido de carbono e ácido cianídrico. Contudo, a descoberta do asteroide "1996 PW", um objeto cuja aparência era consistente com um asteroide tipo D, numa órbita típica de um cometa de período longo, inspirou pesquisas teóricas que sugerem que a população da nuvem de Oort consista em 1 a 2% de asteroides. Análises de isótopos de carbono e nitrogênio revelam que quase não existem diferenças entre os cometas da nuvem de Oort e os cometas de Júpiter, apesar das prováveis enormes distâncias que os separam. Este fato sugere que todos eles se formaram na nuvem protossolar, uma conclusão também suportada por estudos de tamanho granular em cometas da nuvem de Oort, assim como pelo recente estudo do impacto do cometa 9P/Tempel 1.
Origem Acredita-se que a nuvem de Oort tenha sido formada como remanescente do disco protoplanetário que se originou em torno do Sol há 4,6 bilhões de anos. A hipótese mais aceita é que os objetos da nuvem de Oort formaram-se muito mais perto do Sol, no mesmo processo que criou os planetas e os asteroides, mas as interações gravitacionais com os jovens gigantes gasosos como Júpiter expulsaram estes objetos para longas órbitas elípticas ou parabólicas. Pesquisa recente citada pela NASA lança a hipótese de que um grande número de objetos da nuvem de Oort é produto da troca de materiais entre o Sol e suas estrelas irmãs, quando elas se formaram e se separaram, e sugere que muitos – possivelmente a maioria – dos objetos da nuvem de Oort não foram formados nas proximidades do Sol. Simulações da evolução da nuvem de Oort desde a formação do Sistema Solar até a atualidade sugerem que a sua massa chegou ao máximo 800 milhões de anos após a sua formação, época em que o ritmo de acreção e colisões decresceu e a perda de material superou os ganhos.
Os modelos realizados pelo astrônomo uruguaio Julio Ángel Fernández sugerem que o disco disperso, que é a principal fonte de cometas periódicos do Sistema Solar, poderia ser também a principal fonte dos objetos da nuvem de Oort. De acordo com os modelos, cerca de metade dos objetos dispersados viaja para a nuvem de Oort, um quarto deles fica orbitando Júpiter, e outro quarto sai expulso em órbitas parabólicas. O disco disperso pode ainda estar alimentando a nuvem de Oort, proporcionando-lhe novo material. Calcula-se que, ao cabo de 2,5 bilhões de anos, um terço dos objetos do disco disperso acabará na nuvem de Oort.
Os modelos computacionais sugerem que as colisões dos entulhos dos cometas ocorridas durante o período de formação desempenharam um papel muito mais importante do que anteriormente se acreditava. De acordo com estes modelos, durante as fases iniciais do Sistema Solar sucedeu tal quantidade de colisões que a maioria dos cometas foi destruída antes de atingir a nuvem de Oort. Assim, a massa acumulada atualmente na nuvem de Oort é muito menor do que se suspeitava. A massa estimada da nuvem de Oort é somente uma pequena parte das 50-100 massas terrestres de material expulso.
A interação gravitacional de outras estrelas e a maré galáctica modificaram as órbitas dos cometas, fazendo-as mais circulares. Isto explica a forma quase esférica da nuvem de Oort exterior. Por outro lado, a nuvem de Hills, que se encontra mais ligada gravitacionalmente ao Sol, não adquiriu tal forma. Estudos recentes mostram que a formação da nuvem de Oort é compatível com a hipótese de que o Sistema Solar se formou como parte de um aglomerado de 200 a 400 estrelas. Essas primeiras estrelas do aglomerado provavelmente tiveram um papel na formação da nuvem, uma vez que o número de aproximações estelares dentro do aglomerado era muito maior do que hoje, levando a perturbações muito mais frequentes.
Em junho de 2010, Harold F. Levison e outros sugeriram, com base em simulações de computador, que o Sol capturava cometas de outras estrelas enquanto estava em seu aglomerado de nascença. Este resultado implica que uma fração substancial dos cometas da nuvem de Oort, talvez mais de 50%, venha dos discos protoplanetários de outras estrelas.Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010) (SwRI) News
Cometas Acredita-se que os cometas se originem em dois pontos distintos do Sistema Solar. Os cometas de período curto (aqueles com períodos de até 200 anos) provêm do cinturão de Kuiper ou do disco disperso, que são dois discos planos ligados entre si de detritos voláteis 30 UA além da órbita de Netuno, ambas estendendo-se até 100 UA do Sol. Cometas de período longo, como o cometa Hale-Bopp, cujas órbitas duram milhares de anos, originaram-se na nuvem de Oort. As órbitas dentro do cinturão de Kuiper são relativamente estáveis, por isso acredita-se que muito poucos cometas sejam gerados lá. Entretanto, o disco disperso é dinamicamente muito ativo, com o que é muito mais provável de ser o lugar de origem de cometas. Os cometas escapam do disco disperso e caem nos domínios gravitacionais dos planetas exteriores, tornando-se "centauros". Estes centauros, com o tempo, são enviados mais para dentro do Sistema Solar e tornam-se cometas de período curto.
thumb|250px|right|O Cometa Halley é o protótipo dos cometas tipo Halley (período curto), que se acredita terem se originado na nuvem de Oort.