Dysnomia (kuu)
| Dysnomia | |
|---|---|
 Dysnomia Erisin kiertoradalla. |
|
| 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 | |
| Läpimitta | 700 ± 115[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 paljon himmeämpi kuin Eris, mutta se on todennäköisesti suurehko. Kuun kiertoajaksi on arvioitu noin kaksi viikkoa.
Löytäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
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]
M. E. Brown kollegoineen arvioi aluksi, että Dysnomia olisi noin 500 kertaa Eristä himmeämpi, ja täten kuun halkaisija olisi ollut välillä 100–250 kilometriä. Tällöin se olisi todennäköisesti ollut liian pieni ollakseen pallomainen.[6] Dysnomian arvioitiin olevan törmäyksessä muodostunut heijastavapintainen jäinen sirpale. Uudemmat tutkimustulokset kuitenkin viittaavat Dysnomian olevan paljon massiivisempi ja täten erilaisen pinnan koostumuksen omaava kappale. Sen aikaisempiin heijastavuuden arvioihin on myös vaikuttanut Eriksen epätavalliseksi osoittautunut kirkkaus. Dysnomia näyttäisikin olevan mitä todennäköisimmin pallomainen kappale, sillä sen läpimitta tyypillisen kuiperin vyöhykkeen kappaleen heijastavuudella olisin arviolta 630 km. Tarkempien arvioiden perusteella Brown kollegoineen arvioi sen läpimitaksi 700 ± 115 kilometriä.[3]
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.[2]
Muodostuminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Yleisesti tiedetään, että neljällä Kuiperin vyöhykkeen kirkkaimmalla kohteella (Pluto, Makemake, Haumea ja Eris) on kuita.[7][8] Vyöhykkeen pienemmistä kohteista niitä on vain noin 10 prosentilla. Uskotaan myös, että suurimpien Kuiperin vyöhykkeen kohteiden kuujärjestelmät 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 protoplaneetta on osunut Maahan Aurinkokunnan varhaisessa historiassa.
Uusien tutkimustietojen nojalla näyttää kuitenkin siltä, ettei Dysnomia olisikaan syntynyt oletetulla tavalla, toisin kuin Haumean kuut, Orcus–Vanth ja Pluton kuut. Dysnomia on massaltaan Haumean suuremman kuun Hi’iakan ja Pluton suuren kuun Kharonin väliltä, eikä sen heijastavuuden mukainen pintakoostumus vastaa haumean kuiden lähes täyttä vesijääkoostumusta. Se ei myöskään ole yhtä massiivisen törmäyksen tuote kuin Kharon. Dysnomian–Eris järjestelmä poikkeaa massasuhteellaan muista tunnetuista Kuiperin vyöhykkeellä, eikä sen syntymekanismistä ei ole vielä varmuutta.[3]
Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- ↑ 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)
- ↑ a b c d e Brown, Michael E., Schaller, E. L.: The Mass of Dwarf Planet Eris. Science, 2007, 316. vsk, s. 1585. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
- ↑ a b c Michael E. Brown, Bryan J. Butler: MEDIUM-SIZED SATELLITES OF LARGE KUIPER BELT OBJECTS (PDF) arXiv. 2018. Cornell University. Viitattu 25.4.2020. (englanniksi)
- ↑ List Of Transneptunian Objects (englanniksi)
- ↑ Satellites and Companions of Minor Planets (englanniksi)
- ↑ Michael E. Brown: Dysnomia, the moon of Eris Michael E. Brown. Viitattu 25.4.2020. (englanniksi)
- ↑ Brown, M. E.; Van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K.; Johansson, E. M.; Lafon, R. E.; Rabinowitz, D. L. Rabinowitz; Stomski, P. J., Jr.; Summers, D. M.; Trujillo, C. A.; Wizinowich, P. L.: SATELLITES OF THE LARGEST KUIPER BELT OBJECTS. The Astrophysical Journal, 2006, 639. vsk. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 25.4.2020. (englanniksi)
- ↑ Brown, Michael E.; Schaller, Emily L.: Discovery of a Makemakean Moon. Science, 2007, 316. vsk, nro 5831, s. 1585. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 25.4.2020. (englanniksi)
Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Dysnomia (kuu) Wikimedia Commonsissa
| Varsinainen vyöhyke |
Pluto - Kharon - Hydra - Nix - Kerberos - Styx - Albion - 1993 RO - 1993 SB - 1993 SC - 1998 WW31 - Orcus - Vanth - Ixion - Huya - Chaos - 2007 JH43 |
|---|---|
| Hajanainen kiekko |
1996 TL66 - 2010 RE64 - 2013 FY27 - 2014 AN55 - Gonggong - Xiangliu - Eris - Dysnomia - 2004 XR190 - Gǃkúnǁʼhòmdímà - Dziewanna - 2005 RM43 |