Nejhmotnější trpasličí planeta, jejíž objev v roce 2005 vedl k nové definici planety, s extrémním albedem 0,96 a měsícem Dysnomia.

Obsah hesla

[Rejstřík]

1.Objev a provizorní označení „Xena“
2.Extrémní oběžná dráha na okraji soustavy
3.Zákryt hvězdy (2010): Přesné rozměry a oslnivý lesk
4.Hmotnost a hustota: O 27 % těžší než Pluto

Eris: Mrazivá bohyně sváru, která změnila definici planet

136199 Eris je nejhmotnější a druhou největší známou trpasličí planetou naší Sluneční soustavy. Nachází se v odlehlé a dynamicky divoké oblasti za dráhou Neptunu známé jako rozptýlený disk (Scattered Disc).

Objev Eridy v roce 2005 představoval největší astronomické zemětřesení začátku 21. století: protože těleso bylo hmotnější než tehdejší devátá planeta Pluto, donutilo mezinárodní astronomickou komunitu položit si fundamentální otázku: Co je to vlastně planeta? Výsledkem bylo historické hlasování Mezinárodní astronomické unie v Praze v roce 2006, které přepsalo učebnice astronomie a definovalo novou kategorii trpasličích planet.

1. Objev a provizorní označení „Xena“ #

Eris objevil 5. ledna 2005 tým amerických astronomů pod vedením Mika Browna (Caltech), Chada Trujilla (Gemini Observatory) a Davida Rabinowitze (Yale) na snímcích pořízených teleskopem Samuela Oschina na observatoři Palomar.

Protože proces oficiálního schvalování jména se kvůli debatě o definici planety vlekl téměř dva roky, objevitelé těleso neoficiálně přezdívali „Xena“ (podle oblíbené bojovnice z televizního seriálu) a její měsíc „Gabrielle“. V září 2006 bylo těleso definitivně oficiálně pojmenováno Eris – po řecké bohyni sváru a neshod, neboť její objev vyvolal bouřlivý vědecký spor o status Pluta. Její měsíc dostal jméno Dysnomia (bohyně bezpráví a dcera Eridy).

2. Extrémní oběžná dráha na okraji soustavy #

Eris se pohybuje po dráze, která je mimořádně protáhlá a dramaticky skloněná k rovině ostatních planet:

Sklon dráhy: Její oběžná rovina svírá s ekliptikou úhel $44^\circ$ ! To je důvod, proč unikala pozornosti astronomů po celá staletí – hledala se v rovině ekliptiky, kde obíhá většina planet.
Obrovská vzdálenost: Jeden oběh kolem Slunce jí trvá 559 pozemských let. V perihéliu se přibližuje ke Slunci na $38\text{ AU}$ (blíže než Pluto v aféliu), avšak v současnosti se nachází blízko svého afélia ve vzdálenosti neuvěřitelných $96\text{ AU}$ ( $14,4\text{ miliardy kilometrů}$ ). Slunečnímu světlu trvá více než 13 hodin, než k ní dorazí.

3. Zákryt hvězdy (2010): Přesné rozměry a oslnivý lesk #

Dne 6. listopadu 2010 nastal v Chile vzácný úkaz: Eris na své pouti zakryla slabou vzdálenou hvězdu. Měřením přesné doby, po kterou byla hvězda zastíněna z několika observatoří, astronomové změřili její průměr s nevídanou přesností na pouhých $\pm 12\text{ km}$ :

Průměr: $2,326\text{ km}$ . Eris je rozměrově téměř přesným dvojčetem Pluta ( $2,376\text{ km}$ ).
Zrcadlový povrch: Geometrické albedo Eridy dosahuje $0,96$ ! Odráží plných $96,%$ dopadajícího slunečního světla (je jasnější než čerstvě napadaný sníh a v odrazivosti ji předčí pouze saturnovský měsíc Enceladus).

Tento oslnivý lesk je způsoben tím, že Eris je v současnosti v aféliu tak daleko od Slunce, že její dřívější atmosféra z dusíku a metanu kompletně vymrzla a usadila se na povrchu jako dokonale čistá, lesklá ledová krusta.

4. Hmotnost a hustota: O 27 % těžší než Pluto #

Z oběžné dráhy měsíce Dysnomia (průměr cca $700\text{ km}$ ) dokázali astronomové přesně stanovit hmotnost Eridy: činí $1,66 \times 10^{22}\text{ kg}$ (o celých 27 % více než Pluto!).

Z toho plyne zásadní rozdíl v jejich vnitřní stavbě: průměrná hustota Eridy dosahuje $2,52\text{ g/cm}^3$ (oproti $1,85\text{ g/cm}^3$ u Pluta). Zatímco Pluto je z poloviny tvořeno ledem, Eris je z více než 70 až 85 % složena z pevných křemičitých hornin a ledu má jen tenkou povrchovou slupku. Jde o hutný, skalnatý svět, který představuje nejhmotnější známou relikvii protoplanetárního disku za drahou Neptunu.

Odborný astrofyzikální text včetně stavových rovnic, efemerid a spektrální klasifikace.

Profi režim

Termofyzika a astrometrie Eridy: Astrofyzikální důsledky stelární okultace a orbitální mechanika Dysnomie

Eris ( $M = 1{,}66 \times 10^{22}\text{ kg}$ , $R = 1,163 \pm 6\text{ km}$ , $\rho = 2,520 \pm 50\text{ kg/m}^3$ ) představuje nejhmotnější těleso rozptýleného disku (Scattered Disc Object, SDO) s nejvyšším známým albedem mezi velkými transneptunickými tělesy.

1. Určení rozměrů ze stelární okultace (listopad 2010) #

Před rokem 2010 kolísaly odhady průměru Eridy na základě Spitzerových termálních emisí v rozmezí $2,400-2,600\text{ km}$ . Dne 6. listopadu 2010 proběhl koordinovaný zákryt hvězdy USNO-A2.0 0825-00415980 pozorovaný teleskopy TRAPPIST a San Pedro de Atacama.

Délky tětiv $L_i$ a vstupní/výstupní časy $t_{\text{in}}, t_{\text{out}}$ umožnily eliptický fit průmětu disku:

\left(\frac{x - x_0}{a'}\right)^2 + \left(\frac{y - y_0}{b'}\right)^2 = 1

Výsledný ekvivalentní poloměr tělesa:

R_E = 1\,163 \pm 6\text{ km} \implies D_E = 2\,326 \pm 12\text{ km}

Sféricita tělesa v mezích chyby indikuje zanedbatelné rotační zploštění ( $f < 0{,}01$ ).

Geometrické a Bondovo albedo #

Z vizuální absolutní magnitudy $H_V = -1{,}17 \pm 0{,}03$ a okultačního poloměru vyplývá mimořádné geometrické albedo:

p_V = \left( \frac{1\,329 \times 10^3}{2 R_E} \right)^2 10^{-0{,}4 H_V} = 0{,}96 \pm 0{,}04

Bondovo albedo $A \approx 0{,}80$ při rovnovážné teplotě v aféliu ( $r \approx 96{,}4\text{ AU}$ ):

T_{\text{eq}} = \left[ \frac{(1 - A) L_\odot}{16 \pi \sigma_{\text{SB}} r^2} \right]^{1/4} \approx 28-30\text{ K}

Za těchto teplot klesá rovnovážný tlak par nad pevným metanem ( $CH_4$ ) a dusíkem ( $N_2$ ) pod $10^{-9}\text{ bar}$ , což způsobuje totální kolaps atmosféry do uniformní jinovatkové vrstvy o tloušťce milimetrů až centimetrů.

2. Orbitální parametry Dysnomie a hustotní diferenciace #

Měsíc Dysnomia obíhá Eridu po téměř kruhové dráze s periodou $P = 15{,}774 \pm 0{,}002\text{ dne}$ a poloosou $a_{\text{sat}} = 37,350 \pm 140\text{ km}$ .

Celková hmotnost soustavy z třetího Keplerova zákona:

M_{\text{tot}} = \frac{4\pi^2 a_{\text{sat}}^3}{G P^2} = (1{,}66 \pm 0{,}02) \times 10^{22}\text{ kg}

Objem Eridy pro $R_E = 1,163\text{ km}$ činí $V_E = 6{,}59 \times 10^9\text{ km}^3$ , což dává hustotu:

\rho_E = \frac{M_E}{V_E} \approx 2\,520 \pm 50\text{ kg/m}^3

Tato hustota je o $36,%$ vyšší než u Pluta ( $\rho_P = 1,854\text{ kg/m}^3$ ). Podle dvoukomponentního strukturního modelu (křemičitany o hustotě $\rho_{\text{rock}} \approx 3,000\text{ kg/m}^3$ a vodní led $\rho_{\text{ice}} \approx 930\text{ kg/m}^3$ ):

x_{\text{rock}} = \frac{\rho_{\text{rock}}}{\rho_E} \left( \frac{\rho_E - \rho_{\text{ice}}}{\rho_{\text{rock}} - \rho_{\text{ice}}} \right) \approx 0{,}75-0{,}85

Eris je z $75-85,%$ tvořena křemičitanovým jádrem s poloměrem $R_{\text{core}} \approx 950-1,020\text{ km}$ , obklopeným ledovým pláštěm o mocnosti pouhých $140-200\text{ km}$ .

3. Vědecké reference a primární literatura #

[1] Brown, M. E., Trujillo, C. A., & Rabinowitz, D. L. (2005). Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid. The Astrophysical Journal, 617(1), 645–649.
[2] Brown, M. E., & Schaller, E. L. (2007). The Mass of Dwarf Planet Eris. Science, 316(5831), 1585.
[3] Sicardy, B., et al. (2011). A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation. Nature, 478(7370), 493–496.
[4] Holler, B. J., et al. (2021). The surface composition of dwarf planet (136199) Eris as revealed by optical and near-infrared spectroscopy. Icarus, 355, 114132.

Literatura a vědecké reference

Sicardy et al.: A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation. Nature, Vol 478, pp. 493–496 (2011)[online]
Brown & Schaller: The Mass of Dwarf Planet Eris. Science, Vol 316, Issue 5831, p. 1585 (2007)[online]

Typ	Trpasličí planeta (plutoid / SDO)
Objevitel	Mike Brown, Chad Trujillo & David Rabinowitz
Datum objevu	5. ledna 2005
Metoda objevu	Digitální fotografická přehlídka (Palomar 1,2 m)
Stredni prumer	2 326 ± 12 km (téměř shodný s Plutem)
Hmotnost	1,66 × 10^22 kg (o 27 % hmotnější než Pluto)
Prumerna hustota	2,52 g/cm³ (z 80 % skalnatá hornina)
Povrchova gravitace	0,82 m/s² (0,084 g)
Stredni vzdalenost od slunce	10,12 miliardy km (67,7 AU)
Perihélium afélium	37,9 AU – 97,5 AU
Obezna doba	559 pozemských let
Sklon drahy	44,04° k ekliptice (extrémní)
Povrchová teplota	-243 °C (30 K)
Geometricke albedo	0,96 (extrémně zářivé metanové jíní)
Počet měsíců	1 (Dysnomia, průměr ~700 km)

Hmotnost M	1,66(2) × 10^22 kg
Stredni polomer R	1 163 ± 6 km (okultace 2010)
Hustota rho	2 520 ± 50 kg/m³
Skalnate jadro	75–85 hmotnostních % (R_core ~ 1 000 km)
Poloosa satelitu dysnomia	37 350 ± 140 km
Obezna doba dysnomia	15,774 dne
Teplota sublimace C H4	~ 30 K (vymrzlá atmosféra v aféliu)
Zarazeni	Scattered Disc Object (SDO, rozptýlený disk)

Eris

Eris

Obsah hesla

Eris: Mrazivá bohyně sváru, která změnila definici planet

1. Objev a provizorní označení „Xena“ #

2. Extrémní oběžná dráha na okraji soustavy #

3. Zákryt hvězdy (2010): Přesné rozměry a oslnivý lesk #

4. Hmotnost a hustota: O 27 % těžší než Pluto #

Termofyzika a astrometrie Eridy: Astrofyzikální důsledky stelární okultace a orbitální mechanika Dysnomie

1. Určení rozměrů ze stelární okultace (listopad 2010) #

Geometrické a Bondovo albedo #

2. Orbitální parametry Dysnomie a hustotní diferenciace #

3. Vědecké reference a primární literatura #

Literatura a vědecké reference

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík

Eris

Obsah hesla

Eris: Mrazivá bohyně sváru, která změnila definici planet

1. Objev a provizorní označení „Xena“ #

2. Extrémní oběžná dráha na okraji soustavy #

3. Zákryt hvězdy (2010): Přesné rozměry a oslnivý lesk #

4. Hmotnost a hustota: O 27 % těžší než Pluto #

Termofyzika a astrometrie Eridy: Astrofyzikální důsledky stelární okultace a orbitální mechanika Dysnomie

1. Určení rozměrů ze stelární okultace (listopad 2010) #

Geometrické a Bondovo albedo #

2. Orbitální parametry Dysnomie a hustotní diferenciace #

3. Vědecké reference a primární literatura #

Literatura a vědecké reference

Související hesla v AstroWiki

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík