Eris (astronomia)

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Eris
(136199 Eris)
2007-24-c-print.jpg
Scoperta 8 gennaio 2005
Scopritori Michael Brown
Chad Trujillo
David Rabinowitz[1]
Classificazione Oggetto del
disco diffuso
,
plutoide
Pianeta nano
Parametri orbitali
(all'epoca JD 2453800,5)
Semiasse maggiore 10 123 000 000 km
67,668 UA
Perielio 5 650 000 000 km
37,77 UA
Afelio 14 595 000 000 km
97,56 UA
Periodo orbitale ~557,03 anni
Velocità orbitale

3,437 km/s (media)

Inclinazione
sull'eclittica
44,18694°
Eccentricità 0,44177
Longitudine del
nodo ascendente
35,86957°
Argom. del perielio 151,43054°
Anomalia media 197,63427°
Par. Tisserand (TJ) 4,770 (calcolato)
Satelliti 1 Disnomia
Anelli 0
Dati fisici
Diametro medio (2 326 ± 12) km[2]
Densità media 2,52 g/cm³[2]
Periodo di rotazione > 8 h (stima)
Temperatura
superficiale
30 K (media)
Albedo 0,96
Dati osservativi
Magnitudine app. 18,73[3]
Magnitudine ass. -1,12 ± 0,01

Eris (nome ufficiale 136199 Eris) è il più grande[4] pianeta nano conosciuto del sistema solare, e l'oggetto conosciuto più massiccio che ruota attorno al Sole oltre l'orbita di Nettuno. La sua massa è infatti del 27% superiore a quella di Plutone.[2] Si tratta di un oggetto ghiacciato orbitante nel sistema solare esterno.[5]

Ha un'orbita molto eccentrica che lo porta da una distanza minima dal Sole di 5,6 miliardi di km ad una massima di 14,6 miliardi (quest'ultima circa il doppio della distanza massima di Plutone dal Sole).

Eris appartiene al disco diffuso ed è il più grande fra gli oggetti transnettuniani. Come sottolineato dagli astronomi californiani dell'Osservatorio di Monte Palomar al momento della scoperta, l'oggetto è sicuramente più grande di Plutone.[6]

Originariamente soprannominato il Decimo Pianeta dagli scopritori, dalla NASA e dai media, l'oggetto è stato classificato come un pianeta nano dall'IAU nella stessa occasione − l'assemblea generale del 24 agosto 2006 − in cui l'organismo ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta.[7]

La stessa IAU ha ufficialmente battezzato l'oggetto,[8][9] nel mese successivo, con il nome di Eris, personificazione della discordia secondo la mitologia greca. Eris era precedentemente noto mediante la designazione provvisoria 2003 UB313 o con il nome informale di Xena, in onore della principessa guerriera di una nota serie televisiva statunitense.

Eris possiede un satellite, Disnomia, del diametro di circa 250 km.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica sorgente]

Il diametro dell'oggetto, misurato con l'occultazione di una stella, è stimato intorno ai 2 326 km,[10] con un'incertezza di ±12 km.[11] L'albedo superficiale quindi è molto alta (0,97[11]± 0,01[12]) e già le prime osservazioni indicavano che sulla superficie dell'oggetto è presente del metano ghiacciato. Entrambe queste proprietà lo rendono il più simile a Plutone di tutti i grandi planetoidi del sistema solare esterno finora scoperti.
La densità media di Eris è valutata in 2,52 g/cm³[11].

Cenni storici[modifica | modifica sorgente]

Il movimento di Eris (indicato dalla freccia) nelle immagini che hanno portato alla sua scoperta. Le tre immagini coprono un periodo di tre ore.
Il simbolo di Eris.

Eris è stato scoperto l'8 gennaio 2005 da un gruppo di astronomi composto da Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz,[1] grazie allo studio di fotografie scattate il 21 ottobre 2003. La scoperta è stata annunciata il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui è stata resa nota l'individuazione di altri due grandi oggetti della fascia di Kuiper, Haumea e Makemake.[13]

Il gruppo di ricerca guidato da Brown da diversi anni sta esplorando sistematicamente il cielo alla ricerca di pianeti nani orbitanti nel sistema solare esterno, e aveva già contribuito in precedenza alla scoperta di diversi oggetti transnettuniani particolarmente massicci, fra cui Quaoar e Sedna. Le osservazioni di routine sono state effettuate dalla squadra il 31 ottobre 2003 per mezzo del telescopio riflettore Samuel Oschin di 48 pollici dell'osservatorio di Monte Palomar, ma l'oggetto planetario visibile nelle immagini è stato individuato solo nel mese di gennaio 2005, quando ulteriori riprese dello stesso campo hanno permesso di evidenziare il suo lento movimento rispetto allo sfondo di stelle. Successive osservazioni hanno consentito una determinazione preliminare dei parametri orbitali di Eris, rendendo possibile una stima della distanza e delle sue dimensioni.

Il team aveva pianificato di posticipare l'annuncio della propria scoperta finché ulteriori osservazioni non avessero permesso una determinazione più esatta della dimensione e della massa dell'oggetto, ma è forse stato costretto a pubblicare la notizia per non perdere la priorità della scoperta, in seguito ad alcune indiscrezioni trapelate.

Il 2 ottobre 2005 gli stessi osservatori che avevano scoperto Eris hanno reso nota l'individuazione di un suo satellite naturale, che si rivelerà molto utile per misurare con maggiore precisione la massa del pianeta nano.

Problemi di denominazione[modifica | modifica sorgente]

Due giorni dopo l'annuncio della scoperta, Brown, attraverso la propria pagina web, aveva pubblicato alcune significative riflessioni sulla scelta di un nome definitivo:

Il movimento di Eris (nel cerchio) rispetto alle stelle fisse.
« Se l'oggetto venisse classificato come appartenente alla fascia di Kuiper, gli si dovrebbe assegnare un nome mitologico successivo alle figure principali. Noi abbiamo deciso di seguire questo schema. [...]

Tra tutti i nomi, quello più aderente sarebbe stato quello di Persefone. Nella mitologia greca, Persefone è la moglie (rapita con violenza) di Ade (Plutone, per i Romani), che trascorre sei mesi all'anno sottoterra. Il dolore per la morte di sua madre causa la fine dell'inverno. Il nuovo pianeta è in un'orbita che potrebbe essere descritta proprio in questi termini; metà del tempo lo passa vicino a Plutone, metà lontano da esso. Sfortunatamente, il nome Persefone è già stato utilizzato nel 1895 per nominare un asteroide. La stessa obiezione è valida per quasi tutti i nomi di divinità greche o romane di un certo rilievo. Fortunatamente, il mondo abbonda di tradizioni mitologiche e spirituali. In passato abbiamo assegnato a molti oggetti della cintura di Kuiper nomi di figure mitologiche appartenenti ai nativi americani, agli Inuit, e a dei romani minori. »

(http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/)

Parametri orbitali[modifica | modifica sorgente]

Raffigurazione in scala delle distanze fra gli otto pianeti tradizionali del sistema solare, Plutone, Cerere ed Eris. (le dimensioni dei singoli corpi non sono proporzionali alle distanze reciproche.)

Eris è classificato come un pianeta nano orbitante all'interno del cosiddetto disco diffuso. È attualmente il corpo più distante del sistema solare che si conosca; si trova ad una distanza di 97 UA dal Sole (poco dopo il suo passaggio all'afelio), e descrive un'orbita ellittica con un periodo orbitale di 557 anni; presenta inoltre elevati valori di inclinazione ed eccentricità orbitale. Vi sono solamente una quarantina di altri oggetti transnettuniani (fra cui spiccano 2000 OO67 e Sedna) caratterizzati da un semiasse maggiore così elevato.

Caratteristiche dell'orbita[modifica | modifica sorgente]

La posizione di Eris il 30 luglio 2005.

Eris presenta un periodo orbitale di 557 anni[3] ed attualmente si trova quasi alla massima distanza possibile dal Sole (ovvero all'afelio) raggiunta nel 1977.[14] Come nel caso di Plutone, la sua orbita è estremamente eccentrica, e lo porta a circa 35 UA di distanza dal Sole al perielio (la distanza di Plutone varia da 29 a 49,5 UA, mentre l'orbita di Nettuno arriva appena a 30 UA).

Mentre i pianeti rocciosi del sistema solare interno e i giganti gassosi giacciono su orbite poste, approssimativamente, sul medesimo piano (l'eclittica), l'orbita di Eris presenta un'inclinazione pari a circa 44°.

L'oggetto è abbastanza luminoso, e la sua magnitudine apparente media di 18,8 lo rende visibile da Terra con modesti telescopi, un telescopio con un obiettivo o uno specchio di almeno 20 cm e un CCD dovrebbe riuscire a fotografarlo in buone condizioni osservative.

Probabilmente la forte inclinazione dell'orbita è la causa principale del notevole ritardo occorso nella scoperta, dato che molte delle ricerche di pianeti nani situati al di fuori dell'orbita di Nettuno si erano in precedenza concentrate sul piano dell'eclittica, dove si è accumulata la maggior parte della materia che compone il sistema solare.

Determinazione delle dimensioni[modifica | modifica sorgente]

Eris confrontato con Plutone, Makemake, Haumea, Sedna, Orcus, 2007 OR10, Quaoar e la Terra.
Stima delle dimensioni:
Anno Raggio (Diametro) Fonte
2005 1199 (2397) km[15] Hubble
2007 1300 (2600) km[16]
Spitzer
2011 1163 (2326) km[2] Occultazione

La luminosità apparente degli oggetti presenti nel sistema solare dipende dalla loro grandezza, dalla loro distanza e dalla quantità di luce che riflettono, o albedo. Se queste ultime due quantità sono conosciute, il raggio di un oggetto (approssimandolo con un corpo sferico) può essere facilmente determinato dal valore della sua magnitudine apparente; più è elevato l'albedo, più piccolo è il raggio stimato. Immediatamente dopo la scoperta, si osservò che anche un valore massimo di albedo (1,0) avrebbe implicato dimensioni maggiori rispetto a quelle di Plutone (2300 km); dato che si tratta di un valore teorico ed impossibile da raggiungere, il nuovo oggetto si rivelò essere sicuramente molto più grande di Plutone.

Per contro, il diametro massimo possibile dell'oggetto era limitato dal fatto che esso non poteva essere individuato dal telescopio spaziale Spitzer, e quindi doveva per forza avere un diametro inferiore a 3550 km. Questo poneva a sua volta un limite inferiore per l'albedo di Eris pari a 0,5, rendendolo più simile a Plutone di qualsiasi altro oggetto della fascia di Kuiper finora individuato.

Misure termiche condotte da Frank Bertoldi con il radiotelescopio IRAM hanno permesso di stimare, con un margine di incertezza di ±400 km, il diametro intorno a 2860 km assumendo una rotazione lenta, o intorno a 3090 km assumendo una rotazione veloce.

L'osservazione mediante Hubble[modifica | modifica sorgente]

Rappresentazione artistica di Eris

Per determinare in modo preciso il diametro di Eris, l'oggetto è stato infine osservato direttamente attraverso il telescopio spaziale Hubble.[10][15] Ad una distanza di 97 UA, un oggetto con un diametro di circa 3 000 km dovrebbe avere un diametro angolare di circa 40 milliarcosecondi, direttamente misurabile con l'HST: anche se risolvere tali piccoli oggetti è quasi al limite delle possibilità dell'Hubble, tecniche sofisticate di elaborazione delle immagini, quale ad esempio la deconvoluzione, possono essere utilizzate per misurare in modo accurato simili dimensioni angolari. Il team ha precedentemente applicato questa tecnica su Quaoar, usando l'Advanced Camera for Surveys per misurare direttamente il raggio del planetoide.

L'11 aprile 2006 la NASA ha annunciato che, grazie alle osservazioni del 9-10 dicembre 2005, il diametro di Eris è stato valutato in 34,3 ± 1,4 milliarcosecondi, che corrispondono a 2 400 km, con un errore di ±100 km. Questo significa che l'oggetto è circa il 5% più grande di Plutone. Le dimensioni rilevate lo pongono vicino al limite inferiore della forchetta di possibilità precedentemente individuata; Eris deve quindi avere un'albedo straordinariamente elevata, pari a 0,86 ± 0,07, che ne fa uno degli oggetti più luminosi del sistema solare, secondo solo ad Encelado.

Quest'albedo così elevata potrebbe essere dovuta ad un'atmosfera di metano, che in prossimità dell'afelio (dove l'oggetto si trova attualmente) potrebbe congelare e precipitare al suolo, conferendogli un colore chiaro.

Determinazione con il metodo dell'occultazione di una stella[modifica | modifica sorgente]

Il diametro di un corpo minore del sistema solare si può determinare con l'occultazione di una stella da parte di questo, osservandola con più telescopi disposti a distanze comparabili con la dimensione del corpo e registrando i tempi esatti dell'eclissamento della stella.
Per i pianeti nani questo metodo è quello che dà i risultati migliori.

Tale tipo di osservazione è stata possibile nel novembre del 2010 ed è stata effettuata con il telescopio TRAPPIST dell'osservatorio di La Silla dell'ESO e altri due telescopi posizionati a San Pedro de Atacama, essa indicava un diametro di Eris pari 2326 chilometri, con un'accuratezza di 12 chilometri.
Dopo questa osservazione si conosce meglio il diametro di Eris rispetto a quello di Plutone per il fatto che quest'ultimo ha un'atmosfera che rende più difficile la determinazione del proprio diametro con questo metodo.[11]

Superficie[modifica | modifica sorgente]

Rappresentazione artistica di Eris e Disnomia

Gli astronomi eseguirono l'identificazione iniziale di Eris tramite osservazioni spettroscopiche condotte presso il Gemini North Telescope di 8 metri delle isole Hawaii, il 25 gennaio 2005. La luce infrarossa proveniente dall'oggetto ha rivelato la presenza di metano allo stato solido, che indica una superficie molto simile a quella di Plutone, l'unico oggetto della fascia di Kuiper che finora ha rivelato la presenza di tale elemento.[17] Anche il satellite di Nettuno Tritone possiede questo composto chimico in abbondanza, e ciò lo lega agli altri oggetti della fascia. Diversamente da Plutone e Tritone, che sembrano essere rossicci, Eris appare tuttavia quasi grigio.[1] Non è ancora noto il processo che possa essere all'origine di colorazioni così differenti.

Il metano molecolare è un composto molto volatile, e la sua presenza su Eris indica che finora l'oggetto ha sempre orbitato nel sistema solare a distanze dal Sole tali che le estreme temperature hanno permesso al metano ghiacciato di persistere; questo contrasta con le osservazioni di un altro oggetto della fascia di Kuiper recentemente individuato, Haumea, che rivelano la presenza di solo ghiaccio d'acqua.[18]

Satelliti naturali[modifica | modifica sorgente]

Eris è dotato di un satellite naturale, Disnomia.

L'oggetto, precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (136199) 1 e designato informalmente Gabrielle[19], appare circa sessanta volte meno luminoso del proprio pianeta madre; assumendo che l'albedo dei due corpi sia pressoché identica, il diametro di Disnomia può essere stimato attorno ai 350 km, circa un ottavo di quello di Eris.

Il semiasse maggiore della sua orbita sembra aggirarsi fra i 30 000 e i 36 000 km, con un periodo orbitale di 14 giorni. Stime più precise dei parametri orbitali permetteranno, in futuro, una più certa determinazione della massa del satellite e del pianeta nano madre.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c Brown, The discovery of 2003 UB313 Eris, the largest known dwarf planet, 2006. URL consultato il 3 maggio 2007.
  2. ^ a b c d Size, density, albedo and atmosphere limit of dwarf planet Eris from a stellar occultation in European Planetary Science Congress Abstracts, vol. 6, 2011. URL consultato il 25 febbraio 2012.
  3. ^ a b AstDys (136199) Eris Ephemerides, Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. URL consultato il 16 marzo 2009.
  4. ^ Eris ha un raggio di 1163 km con una deviazione standard di 6 km, per contro Plutone ha un raggio di 1153 km con una deviazione standard di 10 km. Da questi dati si può ottenere che Eris sia più grande di Plutone soltanto con una probabilità dell'80,44%.
  5. ^ È Eris il più grande pianeta nano, Le scienze. URL consultato il 19 giugno 2007.
  6. ^ Mike Brown, The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet, Caltech, 2006. URL consultato il 5 gennaio 2010.
  7. ^ The IAU draft definition of "planet" and "plutons", IAU, 16 agosto 2006. URL consultato il 16 agosto 2006.
  8. ^ IAU Circular 8747—Official publication of the IAU reporting the naming of Eris and Dysnomia
  9. ^ Jennifer Blue, 2003 UB 313 named Eris in USGS Astrogeology Research Program, 14 settembre 2006. URL consultato il 3 gennaio 2007.
  10. ^ a b Comment on the recent Hubble Space Telescope size measurement of 2003 UB313 by Brown et al. in Max Planck Institute, 2006. URL consultato il 3 maggio 2007.
  11. ^ a b c d Faraway Eris is Pluto's Twin, ESO.
  12. ^ 12 è lo 0,516% di 2 326, quindi l'incertezza sulla dimensione della superficie è del 1,032% (il doppio). Per la relazione tra luce riflessa, albedo e superficie riflettente anche l'incertezza sull'albedo è uguale a quella della superficie, considerando il dato sulla quantità di luce riflessa costante (o conosciuto con precisione molto maggiore).
  13. ^ Thomas H. Maugh II and John Johnson Jr., His Stellar Discovery Is Eclipsed in Los Angeles Times, 16 ottobre 2005. URL consultato il 14 luglio 2008.
  14. ^ Donald K. Yeomans, Horizons Online Ephemeris System, California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. URL consultato il 5 gennaio 2007.
  15. ^ a b Hubble Finds 'Tenth Planet' Slightly Larger Than Pluto, NASA, 11 aprile 2006. URL consultato il 29 agosto 2008.
  16. ^ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, John Spencer, David Trilling, Dale Cruikshank, Jean-Luc Margot, Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope, 2007. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0702538
  17. ^ Gemini Observatory Shows That "10th Planet" Has a Pluto-Like Surface in Gemini Observatory, 2005. URL consultato il 3 maggio 2007.
  18. ^ J. Licandro, W. M. Grundy, N. Pinilla-Alonso, P. Leisy, Visible spectroscopy of 2003 UB 313: evidence for N2 ice on the surface of the largest TNO in Astronomy and Astrophysics, vol. 458, nº 1, 2006, pp. L5–L8, arXiv:astro-ph/0608044, Bibcode:2006A&A...458L...5L, DOI:10.1051/0004-6361:20066028.
  19. ^ Il nome Gabrielle è quello della compagna di Xena dell'omonimo telefilm, rinominata in Italia Olimpia.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

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