Dysnomia (kuu)

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
2006-16-a-full-1-.jpg
Löytäminen
Löytäjät Michael E. Brown,
Marcos A. van Dam,
Antonin H. Bouchez,
David Le Mignant[1]
Löytöaika 10. syyskuuta 2005[1]
Kiertoradan ominaisuudet
Planeetta 136199 Eris
Keskietäisyys 37,370±150[2] km
Eksentrisyys <0,013[2]
Kiertoaika 15,774±0.002 d[2]
Inklinaatio 142±3°[2]
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija 100–250[3] km
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine -
Koostumus
-

Dysnomia (virallisesti (136199) Eris I Dysnomia) on kääpiöplaneetta Eriksen ainoa tunnettu kuu. Sen löysi Michael E. Brown 10. syyskuuta 2005. Dysnomia ja Eris sijaitsevat Neptunuksen radan takaisella Kuiperin vyöhykkeellä. Kuu on noin 60 kertaa Eristä himmeämpi, ja sen arvioidaan olevan noin kahdeksan kertaa pienempi. Kuun kiertoajaksi on arvioitu noin kaksi viikkoa.

Löytäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Dysnomia (vasemmalla) ja Eris (keskellä) Hubble-avaruusteleskoopin ottamassa kuvassa

Vuonna 2005 adaptiivisen optiikan ryhmä Keck-teleskooppien luona Havaijilla teki havaintoja neljästä kirkkaimmasta Kuiperin vyöhykkeen kohteesta (Pluto, Makemake, Haumea[4] ja Eris). 10. syyskuuta otetuissa kuvissa havaittiin, että Eristä kiertää pienempi kuu kiertoradalla. Kuu sai väliaikaiseksi nimekseen S/2005 (2003 UB313) 1[5].

Nimeäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Michael E. Brown, kuun löytäjä, antoi sille nimeksi Dysnomia (kreikaksi Δυσνομία). Nimi valittiin monien hänelle lähetettyjen ehdotuksien joukosta. Mytologiassa Dysnomia on vähäisemmän jumalan, Eriksen, tytär. Tämä on hyvin yleinen taivaankappaleiden nimeämisperuste, sillä esimerkiksi Jupiterin suurimmat kuut on nimetty Juppiter-jumalan rakastajien mukaan.

Lisäksi Dysnomia on suomeksi laittomuus, mikä viittaa Lucy Lawlessiin, joka esiintyi Xena-televisiosarjassa. Ennen virallisten nimien antamista Eris tunnettiin nimellä Xena, ja Dysnomian löytäjät kutsuivat kuuta nimellä Gabrielle, TV-sarjan Xenan kumppanin mukaan.

Fyysiset ominaisuudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Dysnomia on noin 60 kertaa himmeämpi kuin Eris, ja sen halkaisijan arvioidaan olevan 100–250 kilometriä. Kuu on luultavasti liian pieni ollakseen pallomainen, sillä sen vetovoima tuskin riittää pallomaisen muodon saavuttamiseen. Dysnomian kiertoajan arvioidaan olevan noin kaksi viikkoa. Arvioissa on otettu huomioon Dysnomian elliptinen kiertorata, jonka säde on 37 350 ± 140 kilometriä. Myös Eriksen massa on laskettu Dysnomian avulla, ja tulokseksi saatiin 1,27 kertaa Pluton massa.

Muodostuminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yleisesti tiedetään, että kolmella neljästä Kuiperin vyöhykkeen kirkkaimmista kohteista on kuita. Vyöhykkeen pienemmistä kohteista niitä on vain noin 10 prosentilla. Uskotaan myös, että suurimmat Kuiperin vyöhykkeen kohteet ovat muodostuneet yli 1000 kilometrin kohteiden törmätessä. Tällaisissa törmäyksissä pois lentäneestä materiaalista syntyy usein yksi tai useampia kuita. Myös Maan Kuu lienee syntynyt samalla tavalla, kun Marsin kokoinen kohde on osunut Maahan aurinkokunnan varhaisessa historiassa.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Michael E. Brown: Satellites of the largest Kuiper belt objects. Astrophys.J., 2006, 639. vsk, nro L43. Artikkelin verkkoversio (PDF) Viitattu 9. marraskuuta 2007. (englanniksi)
  2. a b c d Brown, Michael E., Schaller, E. L.: The Mass of Dwarf Planet Eris. Science, 2007, 316. vsk, s. 1585. (englanniksi)
  3. Michael E. Brown: Dysnomia, the moon of Eris Michael E. Brown. Viitattu 9. marraskuuta 2007. (englanniksi)
  4. List Of Transneptunian Objects (englanniksi)
  5. Satellites and Companions of Minor Planets (englanniksi)