Eris

136199 Eris – największa znana planeta karłowata, jeden z obiektów dysku rozproszonego. Eris została odkryta 5 stycznia 2005 r. (na zdjęciach, które wykonano 21 października 2003 r. - stąd tymczasowe oznaczenie: 2003 UB313).

Eris jest obiektem transneptunowym, który wydaje się większy niż Pluton i z tego powodu w mediach nazywany był dziesiątą planetą. Jednak 24 sierpnia 2006 r. zdecydowano, że Eris, podobnie jak Pluton i Ceres, zaliczona będzie do klasy planet karłowatych.

Odkrycie tego obiektu ogłoszono 29 lipca 2005. Odkrywcy nadali jej nieoficjalną nazwę Xena. 13 września 2006 roku ta planeta karłowata uzyskała stałą nazwę Eris, od imienia greckiej bogini niezgody.[3]

Odkrycie

Eris została odkryta przez Michaela E. Browna, Chadwicka A. Trujillo i Davida L. Rabinowitza. Zespół ten od wielu lat zajmuje się systematycznym przeszukiwaniem obrzeży Układu Słonecznego w poszukiwaniu dużych obiektów i już wcześniej odkrywał tego typu obiekty - między innymi Quaoar i Sedna. Astronomowie prowadzili rutynowe obserwacje przy użyciu 48-calowego teleskopu w Obserwatorium Mount Palomar w Kalifornii. Eris została sfotografowana już 21 października 2003, ale dopiero ponowna analiza komputerowa zebranych danych pozwoliła na stwierdzenie jej wolnego przemieszczania się na tle gwiazd. Dzięki następnym obserwacjom wstępnie określono jej orbitę i rozmiary.[3]

Powrót do góry

Orbita

Okres orbitalny Eris wynosi około 560 lat, a obiekt znajduje się obecnie w odległości około 97 jednostek astronomicznych (skrót j.a., ang. AU) od Ziemi (dla porównania, peryhelium orbity Plutona sięga 29, aphelium - 49 j.a.). Podobnie jak Pluton, Eris posiada silnie ekscentryczną orbitę - w peryhelium ciało zbliża się do Słońca na 38 j.a. Jego nachylenie względem płaszczyzny ekliptyki jest jeszcze większe niż Plutona - wynosi aż 44°. Obiekt ten jest wystarczająco jasny (ma 19 wielkość gwiazdową) aby być widocznym nawet w niezbyt wielkich teleskopach. Przyczyną tak późnego odkrycia tego obiektu było jednak nachylenie orbity - większość poszukiwań koncentruje się na okolicach płaszczyzny ekliptyki, wokół której znaleźć można większość materiału Układu Słonecznego.[3]

Powrót do góry

Rozmiary

Jasność ciała niebieskiego zależy od jego rozmiaru i ilości światła, które odbija (jego albedo). Jeśli znamy zarówno odległość jak i albedo obiektu, możemy określić jego promień z jego jasności obserwowanej - wyższe albedo oznacza mniejszy promień.

Jednak obecnie nie znamy albedo Eris i z tego względu nie można określić jej rozmiaru. Astronomowie obliczyli, że nawet jeśli odbijałaby całe światło jakie otrzymuje (albedo = 1) to byłaby rozmiarów Plutona. W rzeczywistości jej albedo jest zapewne znacznie mniejsze od jedności (dla ciał pokrytych lodem wynosi ono zwykle około 0,7) więc można przypuszczać, że Eris jest nieco większa od Plutona.

Pierwsza próba określenia rozmiarów Eris na podstawie ilości emitowanego ciepła mierzonego przez Kosmiczny Teleskop Spitzera nie powiodła się z powodu błędu.

2 lutego 2006 dr Bertoldi i in. z Instytutu Maxa Plancka w Bonn opublikowali w czasopiśmie Nature rezultaty pomiarów promieniowania termicznego obiektu (w zakresie 1,2 mm) [3], estymując średnicę 2003 Eris na 3000 km ±400 km. Pierwszy margines błędu, ±300 km, jest przypisany dokladności samego pomiaru. Dodatkowy margines ±100 km odzwierciedla nieznaną prędkość obrotową i nachylenie osi obiektu.

Autorzy przyznają, że pozostaje ok. 16% prawdopodobieństwa, że rzeczywista średnica obiektu jest poniżej tego marginesu (odchylenia standardowego) czyli poniżej 2600 km. Jednak nawet w tym wypadku wymiary Eris będą większe od Plutona (średnica 2300 km).

9 i 10 grudnia 2005 roku dokonano obserwacji przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Na ich podstawie określono wartość średnicy planety karłowatej równą 2398 km z błędem o wartości około 97 km. NASA oficjalnie zaprezentowała te dane 11 kwietnia 2006.[3]

Powrót do góry

Powierzchnia

Obserwacje spektroskopowe w bliskiej podczerwieni wykonane przy użyciu dużego (średnica 8 m) teleskopu Gemini North na Mauna Kea wykazały obecność lodu metanowego na powierzchni Eris. Podobną charakterystykę ma powierzchnia Plutona. Obecność lodu metanowego wskazuje na istnienie pierwotnej powierzchni, która nigdy nie została znacząco ogrzana od momentu powstania. Oznacza to, że Eris zawsze pozostawała na dalekich peryferiach Układu Słonecznego. Powierzchnia Eris ma szare zabarwienie, w przeciwieństwie do lekko czerwonawego Plutona. Przyczyna tej różnicy nie jest obecnie znana.[3]

Powrót do góry

Konsekwencje odkrycia i nowa definicja planet

Już od pewnego czasu jasne było, iż odkrycie obiektu o rozmiarach większych od Plutona jest tylko kwestią czasu. Tak się właśnie stało. Odkrycie to nie pozostało bez wpływu na to, jak wyobrażamy sobie Układ Słoneczny, jego peryferia i to, jak klasyfikujemy obiekty wchodzące w jego skład. Trzeba było gruntowniej zastanowić się nad definicją planety.

Niektórzy astronomowie już od wielu lat postulowali „degradację” Plutona do rangi dużej planetoidy czy też tzw. obiektu transneptunowego. Od jakiegoś czasu na odkrywane raz po raz nowe ciała z Pasa Kuipera funkcjonują określenia plutonki, twotino i cubewano. Duże ciała nazywane są obiektami plutonowymi, z których jednakże Pluton był do niedawna największy. To, że miał on wśród nich największe rozmiary, wstrzymywało naukowców od radykalnych kroków związanych z pozbawieniem go miana planety. Działała tu także siła przyzwyczajenia i nauk płynących z podręczników astronomii, w których Pluton (znany od 1930 roku) zaliczany był do planet.

Podczas sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) w Pradze 24 sierpnia 2006 roku przyjęto nową definicję planety. Eris wraz z Plutonem i Ceres uznana została za planetę karłowatą.[3]

Powrót do góry

[3] Podstawowe dane
Odkrycie
Odkrywca Michael E. Brown,
Chadwick A. Trujillo
David L. Rabinowitz
Data odkrycia 5 stycznia 2005 r (ogłoszono 29 lipca 2005 r)
Charakterystyka orbity (J2000)
Aktualna odległość od Słońca 14,5 mld km (97,5 AU)
Średnia odległość od Słońce 10,123 mld km (67,668 ± 0,001 AU)
Mimośród 0,44177
Średnia prędkość orbitalna 3,62 km/s
Peryhelium 5,650 mld km (37,77 AU)
Aphelium 14,595 mld km (97,56 AU)
Rok gwiazdowy około 560 lat
Nachylenie orbity względem ekliptyki 44,187°
Naturalne orbity 1
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa 2398km ± 97 km
Okres obrotu < 8h
Albedo 0,6
Jasność absolutna -1,2m
Temperatura powierzchni ~ 30 K

Powrót do góry


Źródła:

© Instytut Astronomii UZ