Eris (trpasličí planeta)

Eris obíhá po své oběžné dráze 557,15 let. Afélium má 97,6103 AU, perihélium pak 37,8079 AU. V roce 2008 je ve vzdálenosti 96,7 AU od Slunce, ke kterému se blíží po projití posledním aféliem v roce 1977.[6] Perihéliem projde mezi lety 2256[6] a 2258.[7]

Eris patří mezi objekty rozptýleného disku.

Skutečnou velikost se podařilo určit teprve v r. 2011 porovnáním snímků z různých teleskopů, ukazujících totožný hvězdný zákryt Plutoidem Eris z listopadu 2010. Takto určený průměr je 2326 ± 12 km.[1] Tato hodnota je nižší, než dřívější odhady na základě jiných metod.

Pozorovaná jasnost objektů sluneční soustavy závisí na jejich velikosti, vzdálenosti a na množství světla, které odráží (tzv. albedo). Pokud tedy známe vzdálenost a albedo, lze snadno z hodnoty hvězdné velikosti tělesa odvodit jeho průměr, přičemž čím vyšší albedo, tím nižší průměr.

Dosud přesné albedo tělesa 2003 UB₃₁₃ není známo, takže ani skutečná velikost nemůže být z jasnosti 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 nebyl detekován, což dává horní limit průměru 3000 km a albedo nejméně 0,55.

Podle informací zveřejněných v časopisu Nature 2. února 2006 má objekt 2003 UB₃₁₃ na základě měření tepelného vyzařování průměr 3000 ±300 ±100 km.[8] 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 (2370 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.

Vysoké odhady na základě infračervených měření by se daly vysvětlit tím, že v současné době je k nám planetka nakloněna svým pólem, což by mělo za následek značně vyšší rovnovážnou teplotu jejího povrchu. Se zahrnutím tohoto předpokladu by průměr vycházel z infračervených měření podstatně menší, kolem 2500 km.

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. Na rozdíl 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 aféliu 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

• Dysnomia
• Seznam planetek 100001-100250

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Eris na Wikimedia Commons
• MPEC 2005-O41 : 2003 UB313, Minor Planet Electronic Circular, Harvard University, July 29, 2005. – (angl.)
• Astronomers at Palomar Observatory Discover a 10th Planet Beyond Pluto – informace a aktuality na webu Mike Browna, Caltech University – astronomové Mike Brown (Caltech), Chad Trujillo (Gemini Observatory), a David Rabinowitz (Yale University). – (angl.)
• Trans-Neptunian Object 2003 UB313 vying with Pluto in Size. – IAU. – (angl.)
• Press Release, Dr. Mike Brown, Caltech University, July 29, 2005. – (angl.)
• Zehnter Planet des Sonnensystems entdeckt, NZZ.ch, 30.7.2005. – (něm.)
• Asteroid 2003 UB313 ist grösser als Pluto, ist der zehnte Planet entdeckt? Archivováno 20. 12. 2005 na Wayback Machine, astronomie.info, 30.7.2005. – (něm.)
• A tenth planet / W. R. Johnston, 8.9.2005. – (angl.)
• BROWN, M. E. et al. Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects. The Astrophysical Journal, 639:L43–L46, 2006 March 1. – (angl.)
• LICANDRO, J.; GRUNDY, W. M.; PINILLA-ALONSO, N.; LEISY, P. Visible spectroscopy of 2003 UB₃₁₃: Evidence for N2 ice on the surface of the largest TNO? – Astronomy & Astrophysics. – (angl.)