Dysnomia (księżyc)
Dysnomia (pełna nazwa (136199) Eris I Dysnomia) – naturalny satelita planety karłowatej Eris.
 Eris i Dysnomia (zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a) | |
| Odkrywca | |
|---|---|
| Data odkrycia |
10 września 2005 |
| Tymczasowe oznaczenie |
S/2005 (2003 UB313) 1 |
| Charakterystyka orbity | |
| Półoś wielka |
37 350 ± 140 km |
| Mimośród |
< 0,010 |
| Okres obiegu |
15,774 ± 0,002 d |
| Prędkość orbitalna |
0,172 km/s |
| Nachylenie do płaszczyzny orbity planety |
61,3 ± 0,7° |
| Własności fizyczne | |
| Średnica równikowa | |
| Jasność absolutna | |
| Jasność obserwowana (z Ziemi) |
|
Odkrycie i nazwa edytuj
Księżyc został odkryty 10 września 2005 roku przy użyciu teleskopu Keck II zaopatrzonego w system optyki adaptacyjnej. Pierwsza prowizoryczna nazwa tego księżyca brzmiała S/2005 (2003 UB313) 1, a nieoficjalnie nazwany został „Gabrielle” (od imienia przyjaciółki bohaterki serialu telewizyjnego Xena: Wojownicza księżniczka, ponieważ pierwsza nieoficjalna nazwa Eris brzmiała „Xena”). Obecna nazwa księżyca pochodzi od imienia córki bogini Eris i oznacza dosłownie „bez porządku”.
Mike Brown, odkrywca księżyca, wybrał nazwę Dysnomia (gr. Δυσνομία) ze względu na fakt, iż Dysnomia była córką Eris. Powszechnie nowo odkryte księżyce – zgodnie z historycznym standardem – były nazywane na podstawie innych, pomniejszych bóstw, powiązanych z „głównym” bogiem (stąd np. największe księżyce Jowisza noszą imiona jego kochanków, zarówno płci męskiej, jak i żeńskiej), z kolei księżyce Saturna nazwane są imionami jego Tytanów. Ponadto „Dysnomia” oznacza „bezład”, co nawiązuje do nazwiska aktorki Lucy Lawless, znanej z serialu „Xena: wojownicza księżniczka”. Przed otrzymaniem ich oficjalnych nazw, Eris i Dysnomia zyskały przydomki „Xena” i „Gabrielle”, a Brown postanowił utrzymać to połączenie.
Brown ponadto zaznacza, iż Pluton zawdzięcza swą nazwę dwóm pierwszym literom, które stanowiły inicjały Percivala Lowella – założyciela obserwatorium, w którym pracował odkrywca Plutona – Clyde Tombaugh. James Christy, odkrywca Charona, wykorzystał tę regułę, wybierając nazwę, której 4 pierwsze litery stanowiły początek imienia jego żony – Charlene. Analogicznie, pierwsza litera „Dysnomii” jest jednocześnie pierwszą literą nazwiska żony Browna – Diany[5].
Właściwości fizyczne i orbita edytuj
Dysnomia jest o 4,43 magnitudo słabsza od Eris[4], a jej średnica jest szacowana na 350–490 km[3], jednak według Mike’a Browna księżyc jest 500 razy słabszy i ma średnicę 100–250 km[6]. Dysnomia jest 60 razy słabsza od Eris w podczerwonym paśmie K (2,1 μm) i 480 razy słabsza w zakresie widzialnym (V, 0,555 μm), co wskazuje, iż księżyc ma znacznie ciemniejszą i bardziej czerwoną powierzchnię[7]. Zakładając, iż jego albedo jest 5 razy niższe niż w przypadku Eris, jego średnica powinna wynosić 685±50 km, co oznaczałoby, że Dysnomia jest stosunkowo dużym obiektem transneptunowym[1]. Spośród wszystkich księżyców planet karłowatych Układu Słonecznego jedynie Charon jest wyraźnie większy niż Dysnomia.
Dysnomia krąży wokół Eris w średniej odległości ok. 37 350 km, a jeden obieg wykonuje w ciągu ok. 15,77 dni[8]. Księżyc ten jest około 500 razy mniej jasny od Eris. Według tych danych oszacowano, iż Eris posiada masę 1,27 razy większą od masy Plutona[9].
Uformowanie edytuj
Astronomowie obecnie są pewni, że cztery najjaśniejsze obiekty z Pasa Kuipera posiadają swoje satelity. Wiadomo, że jedynie około 10% słabszych obiektów pasa posiada księżyce. To wskazuje na fakt, że zderzenia pomiędzy dużymi obiektami były częste w przeszłości. Zderzenia między obiektami o wielkości rzędu 1000 km wyrzuciłyby duże ilości materiału, które mogą następnie utworzyć księżyc. Przypuszcza się, że podobny mechanizm doprowadził do powstania Księżyca, gdy Ziemia została uderzona przez duży obiekt we wczesnym stadium życia Układu Słonecznego.
Zobacz też edytuj
Przypisy edytuj
- ↑ a b P. Santos-Sanz. „TNOs are Cool”: A Survey of the Transneptunian Region IV. Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel Space Observatory-PACS. „arXiv:astro-ph.EP + Astronomy & Astrophysics”. 541 (A92), s. 18, 2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201118541. arXiv:1202.1481. ISSN 1432-0746.
- ↑ Przy założeniu, iż albedo jest 5 razy mniejsze niż w przypadku Eris.
- ↑ a b W.R. Johnston: (136199) Eris and Dysnomia. [w:] Johnston’s Archive [on-line]. 30 grudnia 2008. [dostęp 2012-04-12].
- ↑ a b c D.W.E. Green. S/2005 (2003 UB 313) 1. „IAU Circular”. 8610, 4 października 2005. [dostęp 2012-01-12].
- ↑ David Tytell. All Hail Eris and Dysnomia. „Sky & Telescope”, 14 września 2006. [dostęp 2018-11-02].
- ↑ M.E. Brown: Dysnomia, the moon of Eris. Caltech, 14 czerwca 2007. [dostęp 2011-07-03].
- ↑ B. Sicardy. A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation. „Nature”. 478 (7370), s. 493–496, 2011. DOI: 10.1038/nature10550. PMID: 22031441. Bibcode: 2011Natur.478..493S.
- ↑ Michael E. Brown, Emily L. Schaller. The Mass of Dwarf Planet Eris. „Science”. 316 (5831).
- ↑ M.E. Brown, E.L. Schaller. The Mass of Dwarf Planet Eris. „Science”. 316 (5831), s. 1585, 2007. DOI: 10.1126/science.1139415. PMID: 17569855. Bibcode: 2007Sci...316.1585B.
Linki zewnętrzne edytuj
- Strona Michaela Browna o Dysnomii (ang.)
- Wm. Robert Johnston: (136199) Eris and Dysnomia. [w:] Johnston’s Archive [on-line]. [dostęp 2016-01-24]. (ang.).