İçeriğe atla

Eris (cüce gezegen)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Eris (dwarf planet) sayfasından yönlendirildi)
Bu madde bir cüce gezegen hakkındadır. Benzer bir ada sahip asteroit için 433 Eros sayfasına bakınız.
136199 Eris
Eris (ortada) ve Dysnomia (solda); Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntü.
Eris (ortada) ve Dysnomia (solunda); Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntü
Keşif
Keşfeden
Keşif tarihi5 Ocak 2005[2]
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(136199) Eris
Adın kaynağı
Ἔρις Eris
Alternatif adlandırma
2003 UB313[3]
Xena (takma ad)
SıfatlarEridian[6][7]
Sembolçoğunlukla astrolojik
Yörünge özellikleri[3]
Dönem 31 Mayıs 2020
(JD 2459000.5)
İlk önkeşif tarihi3 Eylül 1954
Günöte97,457 AU (14,579 Tm)
Günberi38,271 AU (5,725 Tm)
67,864 AU (10,152 Tm)
Dış merkezlik0,43607
559,07 y (204.199 g)
3,434 km/s
205,989°
0° 0d 6.307s / gün
Eğiklik44,040°
35,951°
≈ 1 Aralık 2257[8]
±11 gün
151,639°
Bilinen doğal uydusuDysnomia
Fiziksel özellikler
B−V=0.78, V−R=0.45[9]
18,7[10]
–1,21[3]
34,4±1,4 mili yay-saniye[11]
Ortalama çap
2326±12 km
Ortalama yarıçap
1163±6 km[12][13]
(1,70±0,02)×107 km2[a]
Hacim(6,59±0,10)×109 km3[a]
Kütle
  • (1,6466±0,0085)×1022 kg (sistem)[14]
  • >1,6×1022 kg (sadece Eris)[b]
  • 0,0027 Dünya; 0,22 Ay
Ortalama yoğunluk
2,43±0,05 g/cm3[14]
Ekvatoral yerçekimi
0,82±0,02 m/s2
0,084±0,002 g[c]
Ekvatoral kurtulma hızı
1,38 ± 0,01 km/s[c]
15,786 g (eşzamanlı)[15]
≈ 78,3° yörüngeye (varsayılan)[d][16]
≈ 61,6° tutuluma (varsayılan)[d][e]
0,96+0,09
-0,04 [sic] geometric[12]
0,99+0,01
-0,09 Bond[17]
Yüzey sıcaklığı min. ort. maks.
(yaklaşık) 30 K 42 K[18] 56 K
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam
Zaman aralıklı çekilen fotoğraflar Eris'in yıldızlardan oluşan fondaki hareketini göstermektedir.
Bir sanatçının izlenimiyle cüce gezegen Eris ve uydusu Dysonomia

Eris (küçük gezegen tanımı 136199 Eris), Güneş Sistemi'nde bilinen en kütleli ve ikinci en büyük cüce gezegendir.[19] Dağınık diskte bulunan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO) ve yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir.

Palomar Gözlemevi merkezli keşif ekibi, NASA ve bazı basın organları tarafından Güneş Sistemi'nin onuncu gezegeni olarak tanımlanmaktaydı. Uluslararası Astronomi Birliği, Ağustos 2006'da, Eris'in de durumunu netleştirecek olan, "gezegen" teriminin tanımını yayınladıktan sonra, gezegen olmadığına karar verildi. Onun yerine Plüton, Haumea, Makemake ve Ceres ile birlikte cüce gezegen sıfatını aldı.

Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Michael E. Brown başkanlığındaki ekip, Hubble Uzay Teleskopu ile Temmuz 2005'te Dünya'dan 15 milyar km ötede bir gezegen tespit ettiğini açıklamış ve gezegene gayriresmî olarak "Xena" (Zeyna) adını vermişti. Teleskop Zeyna'nın çapını 2.389 km olarak ölçmüştür. Daha sonra 2015 yılında Plüton'a ulaşan New Horizons (Yeni Ufuklar) uzay sondasının yaptığı gözlemler sonucu, "Xena" (Zeyna)'nın çapının 2326 km olduğu ve Plüton'dan büyük değil ondan çok az küçük olduğu anlaşılmıştır.[20] (Ancak Plüton'un kütlesi Eris'ten küçüktür.) 2005 yılında yapılan gözlemlerde Eris'in bir uydusunun bulunduğu keşfedilmiştir ve bu uyduya Dysnomia adı verilmiştir.

Eris'in yörüngesi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin yörüngesel düzlemine 45 derece eğik konumda bulunuyor. Bu eğim yüzünden 2005 yılına kadar gözlerden uzak kaldığı düşünülen Eris, Güneş'in çevresindeki turunu 560 yılda tamamlıyor.

Eris aynı zamanda herhangi bir uzay aracı tarafından ziyaret edilmemiş en büyük cisimdir.

Eris'in yörüngesi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin yörüngesel düzlemine 45 derece eğik konumda bulunuyor. Bu eğim yüzünden 2005 yılına kadar gözlerden uzak kaldığı düşünülen Eris, Güneş'in çevresindeki turunu 560 yılda tamamlıyor. Böylesine uzun bir periyoda sahip olabilmesi için Eris'in Güneş'ten oldukça uzak olması gereklidir. Bu uzaklıkla Şubat 2016'da Güneş'ten uzaklığı 96.3AU'ydu. (Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığının 96.3 katı, Neptün ve Plüton'unkindense 3 kat uzun). Öyle ki, Eris 2018'de 2018 VG18'in keşfine kadar Güneş Sisteminde bilinen en uzak gökcismiydi. Yörünge hızı 3 kilometre 616 metre 92 santimetre saniye olması gerekir.[kaynak belirtilmeli]

Sınıflandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eris bir Neptün ötesi bir plütoid'dir. Yörüngesel özellikleri Eris'i daha çok bir Dağınık Disk olarak ya da Kuiper Kuşağı'ndan daha uzak ve az alışılagelmiş yörüngelere Neptün ve Güneş'in kütle çekim etkisiyle oturmuş bir Neptün ötesi Cisim olarak da tanımlar. Yine de yüksek yörünge yüksekliği genel olarak bilinen Dağınık Disklerden farklı olsa bazı kuramsal modeller Kuiper Kuşağı'nda oluşup dışarıya saçılan cisimlerin, Kuiper Kuşağının dışında oluşanlara kıyasla daha fazla yörüngesel eğime sahip olabileceği izlenimini uyandırır.

Başlarda Eris'in Plüto'dan daha büyük olduğu düşünüldüğü için, keşfinin ilk dönemlerinde NASA tarafından verilen röportajlarda 10. gezegen olarak tanımlanmıştır. Ancak Eris'in ve Plüto'nun bir gezegen olup olmadığı konusundaki belirsizliklerden ötürü 2006'da toplanan IAU tarafından verilen yeni tanıma göre Eris'in bir cüce gezegen olduğu konusunda karar kılınmıştır.

Yörünge

[değiştir | kaynağı değiştir]
Eris, Cetus (Balina) takımyıldızı boyunca gökyüzünde küçük döngüler yapıyor.

Eris'in yörüngesini tamamlaması 558 yıl sürer. Güneş'ten günötesi 98 AU, günberisiyse 38 AU'dur.

Günberi'yi isabetli olarak hesaplamak için sayısal entegrasyon gereklidir. JPL Horizons tarafından yapılan sayısal entegrasyon gösterir ki Eris 1699'da Günberiye, 1977'deyse Gönöteye ulaşır ve 2257'de Günberiye tekrar ulaşacaktır. Öteki 8 gezegenin aksine, Eris'İn yörünge eğimi oldukça yüksek bir değer olan yörünge düzlemine göre 44°'dir.

Eris'in görünülebilir parlaklığı 18.7 Kadir gibi amatör teleskoplar tarafından dahi belli olacak bir parlaklıktadır. 20 cm'lik CCD'ye sahip bir teleskop Eris'i uygun ortam koşullarında algılayabilir. 2005'e kadar keşfedilememesinin sebebi, Eris'in sahip olduğu yörünge eğimi olduğu düşünülüyor. Birçok güneş sistemi araştırmacısı güneş sistemindeki cisimleri yörünge düzleminde arar, çünkü çoğu cisim buradadır.

Dönüş

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eris'in kendi etrafında dönerken değişen parlaklık miktarı çok az olduğu için Eris'in bir gününü belirlemek hayli zordu. 2020'de yapılan en isabetli saptamalara göre Eris'in bir günü çok yüksek ihtimalle 14.56 dünya gününe eşittir. Bu tespit uzun zaman boyunca Eris'in parlaklığının izlenmesiyle oluşmuştur. Yüksek ihtimalle Eris'in bir günü Dysnomia'nın bir perioduna yakındır, ama eşit değildir. Bu durum bize şunu anlatır: Eris henüz uydusu tarafından bir kütleçekim kilidine girmemiştir, ancak zamanla girmesi muhtemeldir. Eris'in sahip olduğu eksen eğimi henüz kesin olarak saptanmamıştır, ancak Dysnomia'nın yörüngesel düzlemiyle aynı olması tahmin ediliyor. Bu değer yörüngesel düzleme göre 78°'ye eşittir. Eğer ki 78° ya da buna yakın bir eksen eğimi varsa, bu demek oluyor ki Eris'in kuzey yarımküresi neredeyse her zaman güneş alır.

Boyut, kütle ve yoğunluk

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eris'in çapı 2011'de 2326±12 km olacak şekilde belirlendi, bu büyüklük Eris'in hacmini Plüton'unkinden biraz daha küçük yapar(2372±4 km), ancak Eris Plütondan %27 daha ağırdır.

Eris'in Albedo'su Enceladus'tan sonra güneş sistemindeki en yüksek değer olan 0.96'dır.

Bu değerin sebebinin yörüngesinin yüksek dış merkezliliği yüzünden oluşan dengesiz ısı farkları yüzünden üstündeki buzların sürekli yer değiştirmesi olduğu söyleniyor. 2011'deki örtülmeden alınan verilere göre, Eris 2.52±0.07 g/cm³'lük bir yoğunluk ile Plütonun 1.88 g/cm³'lük yoğunluğundan yüksektir.

Radyoaktif bozunum yöntemi ile içsel ısıtma kullanılan modellerde Eris'in kabuğu ile çekirdeği arasında sıvı sudan oluşan bir okyanus bulundurabileceği düşünülmektedir.

Yıl Çap Kaynak
2005 1,199 km Hubble
2007 1,300 km Spitzer
2011 1,163 km Occultation

Yüzey ve Atmosfer

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eris'i keşfeden takım Haziran 2005'te Hawaii'deki 8 metre çapındaki Gemini North Telescope ile yapılan spektroskopik gözlemlerde, Eris'ten gelen kızılötesi ışıkla yüzeydeki buz metanının varlığını buldular, bu da Eris'in yüzeyinin Plütonun yüzeyine benzeyebileceğini akıllara getirdi.

Eris'in uzaktaki yüksek eksantrik yörüngesinden ötürü yüzey sıcaklığı 30 ile 56 K (-243.2 ile -217.2 °C) arasında değiştiği tahmin ediliyor. Eris'in yüzeyinin neden Plüton ve Triton gibi kızıl olmadığının cevabıysa Plüton ve Triton'un yüzeyindeki kızıllığın yüzeylerindeki Tholin depolarından geldiği düşünülmektedir ve bu Tholin depoları yüzeyi ısıttığı için bu ısınan gezegenlerdeki metan süblimleşir.

Ancak Eris, güneşin onu metanın yüzeyle birleşip yoğunlaşmasına yetecek kadar ısıtamayacağı için, yoğun Metanın yüzeyi kaplaması Albedoyu düşürür ve bütün kızıl Tholin kaynaklarının güneş ışığını almasını engeller ki sonuç olarak Eris'in renginin kızıl değil de beyaz olan buzlarla kaplı olmasıyla sonuçlanır.

Erisi şu anda tutulum düzlemine göre 50°'lik bir açıyla kutuptan görüyoruz, şu anda günöteye yakın konumda gördüğümüz kutup gönberide aralıksız karanlık kışta kalmıştır.

Günberiye yakın bir vakitte süblimleşme sebebiyle bir atmosferik basınç oluşmuş olabilir, güneşli yarımküreden güneş almayan yarımküreye doğru bir rüzgar oluşuyor olabilir, yani güneş almayan (kış) yarımküresi bir soğuk tuzağı gibi davranıyor olabilir.

Eris uydu sistemi
İsim Çap (km) Yarı büyük eksen

(km)

Kütle

(1022 kg)

Keşif tarihi
Eris 2326±12[12] >1,6[b] 5 Ocak 2005
Dysnomia 700±115[21] 37273±64[14] <0,05[15] 10 Eylül 2005[22]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b Ortalama yarıçaptan hesaplanmıştır
  2. ^ a b Eris'in kendi kütlesi, sistemin kütlesi (1,6466×1022 kg)[14] ile Dysnomia'nın kendi kütlesi (<5×1020 kg)[15] arasındaki farktır: 1,6466×1022 kg – 0,05×1022 kg = 1,5966×1022 kg ≈ 1,6×1022 kg.
  3. ^ a b Bilinen parametrelere göre hesaplanmıştır
  4. ^ a b Eris'in, Eris'in yörüngesine göre 78,29° eğikliğe sahip Dysnomia'nın yörüngesiyle aynı düzlemde dönmesi durumunda varsayılan eksen eğikliği.[14]
  5. ^ Holler vd. (2021) Dysnomia yörüngesinin kuzey kutbu tutulum enlemini β = 28,41° olarak belirledi; bu kutbun Eris'in kuzey kutbunun dönüşüne benzer bir şekilde yönlendirildiği varsayılır.[14][16] β, tutulum düzlemine olan açısal sapmayı temsil ederken, düzleme göre i eğikliği β = +90° ekliptik kuzey kutbundaki açısal sapmadır, düzleme göre i, β'nın tamamlayıcısı olacaktır. Dolayısıyla β = 28,41° varsayıldığında, i = 90° – (28,41°) = 61,59° olarak hesaplanır ve tutulum düzlemine göre açısal sapmayı gösterir.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets". IAU: Minor Planet Center. 1 Mayıs 2007. 4 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2007. 
  2. ^ Brown, Mike (2006). "The discovery of 2003 UB313 Eris, the largest known dwarf planet". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mayıs 2007. 
  3. ^ a b c "JPL Small-Body Database Browser: 136199 Eris (2003 UB313)" (14 Aralık 2019, çözüm tarihi). 12 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Şubat 2020. 
  4. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Minor Planet Center. 25 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2008. 
  5. ^ Buie, Marc (6 Kasım 2007). "Orbit Fit and Astrometric record for 136199". Deep Ecliptic Survey. 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Aralık 2007. 
  6. ^ "David Morrison (2008) Ask an Astrobiologist". 25 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  7. ^ Ian Douglas (2013) Semper Human
  8. ^ "Horizons Batch for 136199 Eris on 2257-Dec-01" (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive). JPL Horizons On-Line Ephemeris System. 4 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2023.  (JPL#84/Soln.date: 2023-Aug-22)
  9. ^ Snodgrass, C.; Carry, B.; Dumas, C.; Hainaut, O. (Şubat 2010). "Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family". Astronomy and Astrophysics. 511: A72. arXiv:0912.3171 $2. Bibcode:2010A&A...511A..72S. doi:10.1051/0004-6361/200913031. 
  10. ^ "AstDys (136199) Eris Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 12 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2016. 
  11. ^ M. E. Brown; E.L. Schaller; H.G. Roe; D. L. Rabinowitz; C. A. Trujillo (2006). "Direct measurement of the size of 2003 UB313 from the Hubble Space Telescope" (PDF). The Astrophysical Journal. 643 (2): L61-L63. arXiv:astro-ph/0604245 $2. Bibcode:2006ApJ...643L..61B. CiteSeerX 10.1.1.256.601 $2. doi:10.1086/504843. 10 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Nisan 2006. 
  12. ^ a b c Sicardy, B.; Ortiz, J. L.; Assafin, M.; Jehin, E.; Maury, A.; Lellouch, E.; Gil-Hutton, R.; Braga-Ribas, F.; Colas, F.; Widemann (2011). "Size, density, albedo and atmosphere limit of dwarf planet Eris from a stellar occultation" (PDF). European Planetary Science Congress Abstracts. 6: 137. Bibcode:2011epsc.conf..137S. 18 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 14 Eylül 2011. 
  13. ^ Beatty, Kelly (November 2010). "Former 'tenth planet' may be smaller than Pluto". NewScientist.com. Sky and Telescope. 23 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ekim 2011. 
  14. ^ a b c d e f Holler, Bryan J.; Grundy, William M.; Buie, Marc W.; Noll, Keith S. (Şubat 2021). "The Eris/Dysnomia system I: The orbit of Dysnomia" (PDF). Icarus. 355: 114130. arXiv:2009.13733 $2. Bibcode:2021Icar..35514130H. doi:10.1016/j.icarus.2020.114130. 114130. 13 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Eylül 2023. 
  15. ^ a b c Szakáts, R.; Kiss, Cs.; Ortiz, J. L.; Morales, N.; Pál, A.; Müller, T. G. (2023). "Tidally locked rotation of the dwarf planet (136199) Eris discovered from long-term ground based and space photometry". Astronomy & Astrophysics. L3: 669. arXiv:2211.07987 $2. Bibcode:2023A&A...669L...3S. doi:10.1051/0004-6361/202245234. 
  16. ^ a b Holler, Bryan J.; Grundy, William; Buie, Marc W.; Noll, Keith (Ekim 2018). Breaking the degeneracy of Eris' pole orientation. 50th DPS Meeting. American Astronomical Society. Bibcode:2018DPS....5050903H. 509.03. 
  17. ^ Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, J. J.; Lauer, Tod R. (Nisan 2022). "The Diverse Shapes of Dwarf Planet and Large KBO Phase Curves Observed from New Horizons". The Planetary Science Journal. 3 (4): 31. Bibcode:2022PSJ.....3...95V. doi:10.3847/PSJ/ac63a6. 95. 
  18. ^ "Eris Facts". Space Facts. 28 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Eylül 2023. 
  19. ^ "Dwarf Planets". Kanada Uzay Ajansı. 12 Mart 2020. 26 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ocak 2023. 
  20. ^ "How Big Is Pluto? New Horizons Settles Decades-Long Debate". NASA. 2015. 5 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2015. 
  21. ^ Brown, Michael E.; Butler, Bryan J. (18 Eylül 2018). "Medium-sized Satellites of Large Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 156 (4): 164. arXiv:1801.07221 $2. Bibcode:2018AJ....156..164B. doi:10.3847/1538-3881/aad9f2. ISSN 1538-3881. 
  22. ^ 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. (2006). "Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects" (PDF). The Astrophysical Journal. 639 (1): L43-L46. arXiv:astro-ph/0510029 $2. Bibcode:2006ApJ...639L..43B. doi:10.1086/501524. 3 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Ekim 2011. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Eris_(cüce_gezegen)&oldid=33996438" sayfasından alınmıştır