Eris (trpasličí planeta)

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Objevena
(136199) Eris
Předběžné označení	2003 UB₃₁₃
Katalogové číslo	136199
Název	Eris
Kdy	31. října 2003
Kde	Mt. Palomar Observatory
Kým	M. Brown; C. Trujillo
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa	10 129 137 140 km 67,7091 AU
Excentricita	0,441 612 9
Perihel	5 655 979 513 km 37,8079 AU
Afel	14 602 294 770 km 97,6103 AU
Perioda (oběžná doba)	557,15 a
Sklon dráhy k ekliptice	44,177°
Délka vzestupného uzlu	35,875°
Argument šířky perihelu	151,312°
Fyzikální vlastnosti
Absolutní hvězdná velikost	-1,1
Odhadovaný průměr	2500 až 3000 km

(136199) Eris je trpasličí planeta, patřící do rodiny transneptunických těles, pocházejících z Kuiperova pásu (skupina SDO), poprvé pozorovaná v roce 2003. Další pozorování 8. ledna 2005 umožnilo přesně stanovit její dráhu. Bylo zřejmé, že se jedná o velmi velké těleso o průměru až 3000 km. Vzhledem k tomu, že planeta Pluto má průměr jen 2306 km, měla podle objevitelů tato planetka nárok na to být jmenována 10. planetou Sluneční soustavy, ale po hlasování IAU o definici pojmu „Planeta“ je nyní 2003 UB₃₁₃ společně s Plutem zařazena do kategorie trpasličích planet. Je doprovázena malým měsícem s předběžným označením S/2005 (2003 UB₃₁₃) 1.

V létě 2005 byla objeviteli provizorně pojmenována Xena (podle hlavní hrdinky stejnojmenného televizního seriálu). Na podzim 2005 oznámili objevitelé Xeny, že planetka má vlastní měsíc, který pracovně nazvali Gabrielle (podle další postavy televizního seriálu).

Po diskusi na XXVI. Generálním zasedání Mezinárodní astronomické unie (IAU) v Praze byla schválena 24. srpna 2006 nová definice pojmu planeta. Na jejím základě bylo toto těleso klasifikováno jako trpasličí planeta. Katalogové číslo a definitivní jméno Eris bylo schváleno a publikováno nomenklaturní komisí IAU 13. září 2006. Průvodce dostal definitivní označení (136199) Eris I a název Dysnomia.

Obsah

1 Historie objevu
2 Vlastnosti
- 2.1 Velikost
- 2.2 Chemické složení
3 Původ a význam jmen
4 Externí odkazy

[editovat] Historie objevu

Astronomové Michael E. Brown z California Institute of Technology, Chadwick A. Trujillo z Gemini Observatory a David L. Rabinowitz z Yale University planetku poprvé identifikovali 21. října 2003 na observatoři na hoře Palomar v Kalifornii za použití 1,2m dalekohledu SOT (Samuel Oschin Telescope), vybaveného CCD kamerou. Vzhledem k enormní vzdálenosti objektu od Země byl pohyb této planetky o magnitudě 18,8^m tak pomalý, že se nedala stanovit přesně její dráha.

To se zdařilo až po nových pozorováních, uskutečněných 8. ledna až 10. ledna 2005 na observatoři Cerro Tololo dalekohledem SMARTS o průměru 1,3 m, na kterých se kromě objevitelů podílela ještě Suzanne W. Tourtellotte z Yale University. Prohlídka archívů ukázala, že nejstarší snímek tohoto objektu pořídili již 29. září 1989 na observatoři Siding Springs Schmidtovou komorou o průměru 1,2 m. Další archivní snímky z Mt. Palomar byly pořízeny v létech 2000, 2001 a 2002.

Objev mimořádné velikosti této planetky na základě zpřesněných údajů o její okamžité vzdálenosti od Země (přibližně 97 AU) byl ohlášen 29. července 2005. Ve stejný den byl ohlášen i objev dalších dvou planetek, což mohlo vést ke zmatkům ve zprávách. Jednou z nich je planetka 2003 EL₆₁, o které se krátce spekulovalo, že by mohla být větší než Pluto, ale ukázalo se, že je jen o trochu větší než Sedna. Druhou je 2005 FY₉, pravděpodobně také o něco větší než Sedna.

Dne 10. září 2005 nalezl M. Brown[1] [2] (California Institute of Technology) se spolupracovníky na snímku pořízeném v infračervené oblasti spektra (2,1 μm) kamerou NIRC2 (Near Infra Red Camera 2) spřažené s nově testovaným systémem adaptivní optiky LGS AO (Laser Guide Star Adaptive Optics) na dalekohledu Keck II observatoře W. M. Keck Observatory na Mauna Kea na Havajských ostrovech přibližně šedesátkrát méně jasného průvodce (měsíc) této planetky, který dostal předběžné označení S/2005 (2003 UB₃₁₃) 1. Jeho průměr je odhadován na 250 km. Bylo mu dáno pracovní jméno Gabrielle, podle průvodkyně princezny Xeny.

Dráha tohoto průvodce není zatím přesně známa. Velká poloosa jeho dráhy se odhaduje na 30 až 36 tisíc kilometrů a doba oběhu na přibližně 14 dní. Na období srpna 2006 je plánováno systematické pozorování soustavy Eris–Dysnomia Keckovým dalekohledem, na jehož základě by měla být stanovena přesně dráha měsíčku kolem hlavního tělesa a tedy i hmotnost obou těles.

[editovat] Vlastnosti

[editovat] Velikost

Obrázek: NASA/ESA/A. Feild

Jasnost objektů sluneční soustavy závisí na jejich velikosti a na množství světla, které odráží (tzv. albedo). Pokud známe tyto dvě vlastnosti, lze snadno z magnitudy odvodit průměr tělesa, přičemž čím vyšší albedo, tím nižší průměr.

Dosud přesné albedo tělesa 2003 UB₃₁₃ není známo, takže ani skutečná velikost nemůže být určena. Přesto astronomové spočítali, že i kdyby těleso odráželo všechno přijaté světlo (což odpovídá maximálnímu albedu 1,0), stále by bylo větší než Pluto. Ve skutečnosti albedo bude určitě nižší. Reálněji lze uvažovat, že pokud byl objekt tvořen převážně velmi čistým ledem a tedy velice jasný (albedo až 0,50), stále by měl průměr nejméně 3150 km. Pokud by to byl velmi tmavý (albedo jen 0,05), pak by jeho průměr dokonce dosahoval hodnoty 9900 km. Zdá se však být prokázané, že jeho povrch je pokryt metanovým sněhem a je tedy velmi podobný povrchu Pluta. Pak by se jeho albedo mohlo pohybovat kolem hodnoty 0,3 a v takovém případě by nejpravděpodobnější hodnota jeho průměru byla asi 4000 km. Tomu však odporuje fakt, že Spitzerovým vesmírným dalekohledem [3] nebyl detekován, což dává horní limit průměru 3000 km a albedo nejméně 0,55. Současné odhady průměru tělesa jsou ještě menší a pohybují se kolem 2400 km.

Podle informací zveřejněných v časopisu Nature 2. února 2006 má objekt 2003 UB₃₁₃ na základě měření tepelného vyzařování průměr 3000 km ±300 km ±100 km. První odchylka je způsobena metodou měření a druhá je kvůli neznámé orientaci a rychlosti rotace. Podle této rychlosti by totiž rovnovážná teplota povrchu se mohla pohybovat v širokém rozmezí mezi 23 až 27 K. Měření byla provedena na vlnové délce 1,2 mm (okraj infračerveného spektra) při které jasnost objektu závisí pouze na jeho teplotě a velikosti.

Podle výsledků měření z prosince 2005 Hubbleovým vesmírným dalekohledem (HST) zveřejněných v dubnu 2006 je velikost odhadována na 2400±100 km, tedy jen o málo více než průměr Pluta (2306 km). Albedo tělesa je proto odhadováno velmi vysoké, a to 0,86. Je možné, že se jedná o těleso s nejodrazivějším povrchem ve Sluneční soustavě vůbec, s výjimkou měsíce Enceladus.

Přestože je mezi výsledky infračervených měření a výsledky ze snímkování dalekohledem HST značná, dala by se vysvětlit tím, že v současné době je k nám planetka nakloněna svým pólem, což by mělo za následek značně vyšší rovnovážnou teplotu jejího povrchu a proto by průměr vycházel z infačervených měření podstatně menší, kolem 2500 km.

[editovat] Chemické složení

Již první spektroskopická pozorování, uskutečněná v lednu 2005 8m dalekohledem GNT (Gemini North Telescope) na Havajských ostrovech, naznačovala, že povrch tohoto tělesa musí být pokryt ledy, tvořenými zkondenzovanými plyny a že se velmi podobá povrchu planety Pluto a Neptunova měsíce Tritonu. Narozdíl od těchto těles však nevykazuje tak načervenalou barvu, je více bílý a tedy i s vyšším albedem. Zatím nejpodrobnější spektroskopické studie, uskutečněné 4,2m dalekohledem WHT (William Herschel Telescope) na observatoři “El Roque de los Muchachos” nacházející se na ostrově La Palma (Španělsko) ve viditelné oblasti od 350 do 950 nm v říjnu 2005, potvrzují, že vrchní vrstvu tvoří tuhý metan, který však obsahuje značné množství pevného dusíku. Charakter spekter naznačuje, že hlubší vrstvy ledové pokrývky obsahují čistší metan, zatímco povrchové jsou více znečištěny pevným dusíkem. Souvisí to zřejmě s tím, že v průběhu posledních dvou století se planetka vzdalovala od Slunce k afelu své dráhy a že tedy kondenzovaly i méně těkavé plyny, zejména právě dusík. Podobně těkavý oxid uhelnatý, objevený na Plutu, vzhledem k slabé intenzitě záření Eris a tedy obtížnějšímu vyhodnocování spekter nebyl potvrzen.

Podobně jako Pluto a ostatní velká transneptunická tělesa má i Eris, byť v menší míře, slabě načervenalou barvu, která se přisuzuje přítomnosti složitých organických látek (tholinů). Protože růst absorpce směrem ke krátkovlnné části spektra je u tohoto tělesa přibližně poloviční než u Pluta, je těchto látek zde zřejmě méně, což může souviset i s větší průměrnou vzdáleností Eris od Slunce, případně tholiny vznikající především v okolí perihelu, mohou být překryty silnou vrstvou později vzniklého metanového ledu.

Tři snímky s odstupem 90 minut z 21. října 2003
Na těchto snímcích byla planetka identifikována až zpětně.

Pozice planetky 2003 UB₃₁₃
30. července 2005

[editovat] Původ a význam jmen

Vlastní trpasliči planetka Eris je pojmenována podle stejnojmenné řecké bohyně, která je personifikací sváru. Její měsíc Dysnomia je nazván podle její dcery, bohyně anarchie. Obě jména zřejmě odrážejí názor objevitelů, že kvůli nim došlo k bouřlivým diskusím ohledně pojmu planeta, který způsobil spoustu pří v astronomické i neoastronomické veřejnosti.