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(136199) Eris

Zwergplanet unseres Sonnensystems
Zwergplanet
SDO

(136199) Eris
Eris und ihr Mond Dysnomia, fotografiert vom Hubble-Weltraumteleskop
Eris und ihr Mond Dysnomia, fotografiert am 30. August 2006 vom Hubble-Weltraumteleskop
Eigenschaften des Orbits[1]
(Animation)
Große Halbachse 67,740 AE
(10.134 Mio. km)
Perihel – Aphel 38,013 – 97,468 AE
Exzentrizität 0,439
Neigung der Bahnebene 44,144°
Siderische Umlaufzeit 557 a 6 M
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 3,589[2] km/s
Physikalische Eigenschaften[3][4]
Äquatordurchmesser*  km
Masse 1,67 ± 0,02 ⋅ 1022 kg
Mittlere Dichte 2,52 ± 0,05 g/cm3
Fallbeschleunigung* 0,827 ± 0,020 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 1,384 ± 0,01 km/s
Rotationsperiode 25,9 ±0,5 h (1,079) d
14,0 h (0,583) d
Geometrische Albedo
Max. scheinbare Helligkeit 18,8 (2019)[5]m
Temperatur*
Min. – Mittel – Max.
30,0 K (−243,15 °C)
42,5 K (−230,65 °C)
55,0 K (−218,15 °C)
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde 1
Entdecker Michael E. Brown,
Chadwick A. Trujillo,
David L. Rabinowitz
Datum der Entdeckung 5. Januar 2005
(Bilder von 2003)
29. Juli 2005
(Veröffentlichung)
10 Largest Trans-Neptunian objects (TNOS).png
Größenvergleich der 10 größten TNO

(136199) Eris (frühere Bezeichnung 2003 UB313) ist der massereichste und nach Pluto zweitgrößte bekannte Zwergplanet des Sonnensystems. Eris zählt zu den Plutoiden, einer Unterklasse von Zwergplaneten, die jenseits der Neptunbahn die Sonne umrunden. Eris ist gegenwärtig das größte Objekt, das noch nie von einer Raumsonde untersucht wurde; sie verfügt über einen bekannten Mond namens Dysnomia.

Der Zwergplanet ist nach Eris benannt, der griechischen Göttin der Zwietracht und des Streits. Nach der Bekanntgabe ihrer Entdeckung am 29. Juli 2005 bezeichneten die NASA und viele Medien dieses Transneptunische Objekt mit einem ähnlichen Durchmesser wie Pluto zunächst als „zehnten Planeten“. Die Internationale Astronomische Union (IAU) verabschiedete allerdings am 24. August 2006 eine neue Planetendefinition, nach der Eris, genauso wie Pluto, als Zwergplanet klassifiziert wurde.

Eris bewegt sich auf einer stark exzentrischen und gegenüber der Ekliptik geneigten Bahn um die Sonne, von der sie 2019 etwa 96,1 AE (14,4 Milliarden Kilometer) entfernt ist. Man rechnet sie wegen ihrer großen Exzentrizität bahndynamisch zu den sogenannten „gestreuten“ Kuipergürtelobjekten (SDO), einer Untergruppe von transneptunischen Asteroiden.

Inhaltsverzeichnis

Entdeckung und BenennungBearbeiten

EntdeckungsgeschichteBearbeiten

 
3 Aufnahmen im Abstand von je 1 Stunde: Auf diesen wurde Eris entdeckt.
(im Bild links, etwas oberhalb der Mitte)

Eris wurde von einem Astronomenteam, bestehend aus Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und Dave Rabinowitz (Yale-Universität), auf CCD-Aufnahmen vom 21. Oktober 2003 des 1,2–m–Oschin-Schmidt-Teleskops am Palomar-Observatorium (Kalifornien) entdeckt. Weil sie sich langsam bewegt, wurde sie bei der ersten Verarbeitung der Bilder übersehen; das automatische Bildsuchprogramm des Teams schloss alle Objekte aus, die sich langsamer als 1,5 Bogensekunden pro Stunde bewegen, um die Anzahl an falschen positiven Ergebnismeldungen zu reduzieren. Als Sedna 2003 entdeckt wurde, bewegte diese sich mit 1,75 Bogensekunden pro Stunde. Erst bei einer neuen Auswertung der Daten, die im Hinblick auf die Entdeckung Sednas mit einer niedrigeren Limite durch das Team von bloßem Auge durchsucht wurden, wurde Eris am 5. Januar 2005 jenseits des Kuipergürtels entdeckt.

Anfangs wollten sie erst nach weiteren Beobachtungen und besserer Bestimmung der Bahnelemente ihren Fund veröffentlichen. Nachdem aber bekannt geworden war, dass jeder über eine öffentliche Webseite die Ausrichtung eines der Teleskope abfragen konnte, mit denen ihre Entdecker Eris beobachtet hatten, gingen die Forscher am 29. Juli 2005 vorzeitig an die Öffentlichkeit und gaben die Entdeckung bekannt,[6][7][8] da nur 19 Stunden zuvor ein Team spanischer Astronomen ihre Entdeckung von Haumea bekannt gemacht hatten; die Gruppe um Brown hatte dasselbe Objekt unabhängig von ihnen im Jahr 2004 gefunden, bis dahin jedoch nichts darüber veröffentlicht. Am selben Tag teilte Browns Gruppe auch die Entdeckung von Makemake und Haumea mit; damit erfuhr die Öffentlichkeit an einem einzigen Tag, dass drei neue große Objekte im Kuipergürtel entdeckt worden waren.

Eris war die achte Entdeckung eines großen TNO und wahrscheinlichen Zwergplaneten des Astronomenteams um Mike Brown. Browns Team entdeckte nacheinander Quaoar und 2002 MS4 (2002), Sedna (2003) und Haumea (2003, umstritten), Orcus und Salacia (2004) und dann Eris; darauf folgten noch Makemake (2005) sowie 2007 OR10 (2007).

Nach ihrer Entdeckung ließ sich Eris auf Fotos bis zum 3. September 1954, die im Rahmen des Digitized Sky Survey-Programmes ebenfalls am Palomar-Observatorium gemacht wurden, zurückgehend identifizieren und so ihren Beobachtungszeitraum um 51 Jahre verlängern, um so ihre Umlaufbahn genauer zu berechnen; die Bahndaten sind damit heute sehr sicher bestimmt. Im Oktober 2018 lagen insgesamt 1089 Beobachtungen über einen Zeitraum von 64 Jahren vor. Die bisher letzte Beobachtung wurde im Februar 2019 am ATLAS-Teleskop des Haleakalā-Observatoriums (Maui) durchgeführt.[1][9] (Stand 6. März 2019)

Benennung und SymbolBearbeiten

Mit der Entdeckungsveröffentlichung wurde von der IAU für Eris die provisorische Bezeichnung 2003 UB313 vergeben.[7] Sie folgt den üblichen Regeln zur Benennung von Asteroiden und drückt nur kodiert aus, dass Eris in der zweiten Oktoberhälfte (U) des Jahres 2003 entdeckt wurde, und zwar nach der Reihenfolge als 7827. gefundenes Objekt (B313). Die Arbeitsgruppe der Entdecker nannte Eris zunächst intern und inoffiziell „Xena“ und ihren Mond „Gabrielle“, nach zwei Rollennamen aus der Fernsehserie Xena – Die Kriegerprinzessin.

Dem folgte auf Einreichen des Vorschlags des Entdeckerteams am 6. September 2006 die Vergabe des dauerhaften Namens: Am 13. September 2006 – gleichzeitig wie Pluto – erhielt 2003 UB313 von der IAU die Kleinplaneten-Nummer 136199 und gleichzeitig den Namen Eris, ihr Mond den Namen Dysnomia.[10][11][12] Die Namensvergabe erfolgte gemäß den Benennungsprotokollen der IAU für Planetoiden.

In der griechischen Mythologie ist Eris die Göttin der Zwietracht und des Streits, deren Intrige den Trojanischen Krieg auslöst. Ihre Tochter, die Dämonin der Gesetzlosigkeit, heißt Dysnomia. Beide Namen geben einen Hinweis auf die erbitterte Kontroverse, die nach ihrer Entdeckung schließlich zur Neudefinition des Begriffs „Planet“ und der Aberkennung des Planetenstatus von Pluto führte. Ein weiterer Bezug besteht zur ursprünglich gewählten Arbeitsbezeichnung „Xena“. Die Filmfigur Xena wurde von der Schauspielerin Lucy Lawless verkörpert. Lawlessness ist der englische Begriff für Gesetzlosigkeit, worauf die Vergabe des Namens Dysnomia anspielt.[13]

Anders als Pluto oder Ceres verfügt Eris wie die meisten Zwergplaneten über kein offizielles oder allgemein verwendetes astronomisches Symbol. Es gibt zwar einige Entwürfe, die jedoch alle von Privatpersonen stammen. Da der bekannteste Mythos der Göttin Eris jener vom Zankapfel   ist, basieren einige Entwürfe darauf. Die Göttin Eris spielt auch im Diskordianismus eine zentrale Rolle, weshalb das diskordianische Symbol Hand der Eris   als mögliches Erissymbol diskutiert und 2005 in Petition an die IAU vorgeschlagen wurde.[14] Bislang wurde diese Petition jedoch nicht angenommen.

Keiner dieser Symbolvorschläge wurde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) oder einer vergleichbaren Organisation offiziell anerkannt oder verwendet oder hat eine allgemeine Verbreitung gefunden. Es ist nicht absehbar, dass dies je geschehen wird, da astronomische Symbole in der modernen Astronomie nur noch eine untergeordnete Rolle spielen.

BahneigenschaftenBearbeiten

UmlaufbahnBearbeiten

 
Bahnvergleich von Eris (blau/hellblau) mit Pluto und den drei äußeren Riesenplaneten (weiss/grau).
 
Sonnenentfernung von Eris und Pluto in einem Zeitraum von 1000 Jahren.
 
Eris’ Weg 1940 bis 2060 am Nachthimmel im Sternbild Walfisch aus Sicht der Erde.

Eris umkreist die Sonne in 557,55 Jahren auf einer stark elliptischen Umlaufbahn, nicht unüblich für ein Objekt des Kuipergürtels, zwischen 38,01 AE und 97,47 AE Abstand zu deren Zentrum und kreuzt daher die Neptunbahn nicht. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,439, die Bahn ist 44,14° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist Eris 96,07 AE von der Sonne entfernt, nahe dem Aphel ihrer Bahn, das bei 97,46 AE liegt und sie 1977 passierte. Das entspricht einer Distanz von etwa 13,5 Lichtstunden und der nahezu zweieinhalbfachen mittleren Distanz Plutos zur Sonne. Das Perihel durchlief sie das letzte Mal 1701, der nächste Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 2258 erfolgen.

Auffällig ist die starke Bahnneigung, was für einen Körper dieser Größe recht ungewöhnlich ist und wahrscheinlich die Entdeckung hinauszögerte. Die meisten Suchprogramme für Kuiper Belt Objects (KBOs) oder andere Asteroiden beschränken sich auf Positionen in der ungefähren Umgebung der Ekliptik, da dort der Großteil der Materie des Sonnensystems konzentriert ist. Möglicherweise wurde Eris durch den gravitativen Einfluss Neptuns in diese Bahn gelenkt.

Eris galt seit ihrer Entdeckung – von einigen viel kleineren langperiodischen Kometen abgesehen – als das entfernteste entdeckte Objekt, bis es 2018 in diesem Bereich von 2018 VG18 (124,8 AE) abgelöst wurde. Auch wird Eris 2045 bezüglich der Sonnenentfernung von 2007 OR10 überholt werden. Eris ist jedoch weit davon entfernt, das Objekt mit der weitesten bekannten Umlaufbahn zu sein, da ihre große Halbachse auf „nur“ 67,7 AE geschätzt wird, während die Halbachse vom derzeitigen Rekordhalter 2014 FE72 etwa 1505 AE beträgt. Es gibt etwa 40 bekannte TNO, wie etwa Sedna (84,9 AE), 2006 SQ372 und 2000 OO67, die der Sonne gegenwärtig näher stehen als Eris, obwohl deren Halbachsen größer sind. In etwa 800 Jahren wird Eris der Sonne für einige Zeit näher stehen als Pluto.

Aufgrund der hohen Bahnneigung passiert Eris auf ihrer Bahn nur wenige Sternbilder im traditionellen Tierkreis; gegenwärtig befindet sie sich am Südhimmel im Sternbild Walfisch. Von 1876 bis 1929 befand sie sich im Bildhauer und Phönix von etwa 1840 bis 1875. Ab 2036 wird sie sich im Sternbild Fische befinden und ab 2065 dann ins Sternbild Widder eintreten. Ab da passiert sie die Ekliptik in Richtung Nordhimmel, wo sie ab 2128 ins Sternbild Perseus wechseln wird und 2173 ins Sternbild Giraffe, wo sie ihre nördlichste Position erreichen wird.

Bahndynamische EinordnungBearbeiten

Sowohl Marc Buie (DES) als auch das Minor Planet Center klassifizieren den Planetoiden als SDO[15][16][17][18]; letzteres führt ihn auch allgemein als «Distant Object».[9]

SDO sind Objekte, die durch gravitative Interaktionen mit dem Planeten Neptun in der Frühphase des Sonnensystems von ursprünglichen Bahnen im Kuipergürtel auf entferntere und ungewöhnliche Umlaufbahnen gelangt sind. Obschon Eris’ hohe Bahnneigung selbst für ein SDO ungewöhnlich ist, weisen theoretische Modelle darauf hin, dass Objekte, die sich ursprünglich am inneren Rand des Kuipergürtels befanden, auf höher geneigte Umlaufbahnen gelangt sind als Objekte des äußeren Randes.[19] Für die Objekte des inneren Kuipergürtels wird generell eine höhere Masse als Objekte des äußeren Gürtels erwartet, daher erwarten Astronomen, größere Planetoiden auf hochgeneigten Umlaufbahnen zu finden, was übliche Durchmusterungen zur Planetensuche traditionell vernachlässigten.

Physikalische EigenschaftenBearbeiten

Größe und MasseBearbeiten

 
Sternbedeckung durch Eris am 5. November 2010.

Am 5. November 2010 konnte die Größe von Eris durch eine Okkultation mit 2326 ± 12 Kilometern recht genau bestimmt werden. Die Bedeckung war in Chile sichtbar und wurde von drei Teleskopen aufgezeichnet. Der Durchmesser ergibt sich aus den Bedeckungszeiten und den Abständen der Teleskope quer zur Beobachtungslinie.[20] Dies ergibt eine Albedo von 0,96, die höher ist als bei jedem anderen großen Körper im Sonnensystem, mit Ausnahme von Enceladus, der eine Reflektivität von sogar 0,99 besitzt. Eris besitzt demnach weitgehend Kugelgestalt und galt damit damals als etwas größer als Pluto, dessen Durchmesser auf 2306 km geschätzt wurde.[4][21][22] Mit der genaueren Vermessung von Pluto durch die Sonde New Horizons im Juli 2015 wurde der Durchmesser von Pluto auf 2374 km bestimmt und ist damit größer als Eris.[23] Mike Brown geht dagegen noch immer davon aus, dass Eris mit 2330 km größer als Pluto mit 2329 km sei, basierend auf einer Albedo von ebenfalls 0,99 wie Enceladus und einer absoluten Helligkeit von −1,1 m.[24] Die absolute Helligkeit von Eris beträgt nach derzeitigem Wissensstand −1.17 +0,06−0,11 m.

Die Masse von Eris konnte durch die Bewegung des Mondes Dysnomia mit einiger Präzision berechnet werden, auf Basis der derzeit akzeptierten Umlaufperiode von Dysnomia von 15,8 Tagen. Demnach beträgt ihre Masse etwa 0,27 % der der Erde, und sie besitzt etwa 27 % mehr Masse als Pluto, obschon dieser den größeren Durchmesser aufweist. Bezüglich seiner Masse rangiert Eris unter den Himmelskörpern, die die Sonne direkt umkreisen, auf dem neunten Rang und auf dem 16. Rang im gesamten Sonnensystem, da sieben Monde eine höhere Masse als Eris aufweisen. Daraus ergibt sich eine vergleichsweise hohe mittlere Dichte von 2,52 g/cm3, womit Eris wesentlich dichter als Pluto ist und ihr Gesteinsanteil daher höher ausfallen muss.

Zur Geschichte der GrößenbestimmungBearbeiten

Um die Größe eines Objekts aus der scheinbaren Helligkeit zu bestimmen, die bei Eris an ihrer gegenwärtigen Position etwa 18,8m beträgt,[5] müssen sowohl seine Entfernung als auch seine Albedo (Rückstrahlvermögen) bekannt sein. Dann lässt sich seine Größe berechnen; eine geringere Albedo führt bei gleicher scheinbarer Helligkeit zu einem größeren Wert des Durchmessers. Selbst bei einer höchstmöglichen Albedo von 1, also wenn sie sämtliches Licht reflektieren würde, wäre Eris nach Browns Berechnungen noch mindestens genauso groß wie Pluto damals geschätzt wurde. Da sie vom Spitzer-Weltraumteleskop nicht gefunden wurde, hieß es in ersten Meldungen, ihr Durchmesser müsse unter 3200 Kilometer liegen. Inzwischen stellte sich heraus, dass das Teleskop durch einen Bedienungsfehler nicht auf das Objekt ausgerichtet war.

Die erste zuverlässige Messung der Größe gelang Anfang 2005 Radioastronomen des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn. Mithilfe des IRAM-Radioteleskops am Pico del Veleta in Südspanien maßen sie die Wärmestrahlung von Eris. In Kombination mit optischen Beobachtungen wurde die Albedo auf 0,60 ± 0,11 und daraus der Durchmesser auf 3000 ± 320 Kilometer eingegrenzt.[25]

Das Entdeckerteam erhielt 2005 Beobachtungszeit auf dem Hubble-Weltraumteleskop. Obwohl das Gerät bei einem Winkeldurchmesser eines Objektes von nur 0,035 Bogensekunden bereits an die Grenzen seiner Leistungsfähigkeit stößt, gelang es dem Team von Brown mit speziellen Bildverarbeitungstechniken (Dekonvolution), die Größe von Eris auf 2400 ± 100 Kilometer zu bestimmen. Demzufolge war Eris kleiner als vorhergehende Messungen es vermuten ließen, etwa gleich groß wie Pluto. Hier wurde die Albedo von Eris zu 0,85 ± 0,07 bestimmt.[26] 2010 folgte dann die Sternbedeckung, durch die ihre Größe dann zu 2326 km bestimmt werden konnte.

Bestimmungen des Durchmessers für Eris
Jahr Abmessungen km Quelle
2006 3000,0 ± 400,0 (System) Bertoldi u. a.[27]
2006 2400,0 ± 100,0 Brown u. a.[26]
2007 2400,0 ± 100,0 Brown u. a.[3]
2008 2400,0 Tancredi[28]
2010 2600,0 Tancredi[29]
2010 <2320,0 Maury u. a.[30]
2011 3263,4 (System)
3260,0 ± 740
Grundy u. a.[31]
2011 2326,0 ± 12,0 Sicardy u. a.[21]
2012 2434,0 ± 117,0
2356,0 ± 117,0
Santos-Sanz u. a.[32]
2013 2700,0 LightCurve DataBase[33]
2018 2429,0 Brown u. a.[34]
2018 2330,0 Brown[24]
Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.

Physikalische Einordnung: Der zehnte Planet?Bearbeiten

 
Künstlerische Impression von Eris.

Die Medien bezeichneten Eris, wie bereits Quaoar und Sedna, als „zehnten Planeten“ (→ Transpluto).[35][36] Die Entdecker und die NASA hielten es genauso. Eine solche Einordnung erschien aus Sicht der Experten plausibel, denn einerseits schien Eris sogar größer als Pluto zu sein, und andererseits waren für den Planetenstatus des letzteren bereits Merkmale der Planetendefinition – Schranken für die Exzentrizität sowie die Bedingung, dass ein Planet eine größere Masse als alle anderen Objekte in seinem Orbit zusammen haben müsse – ignoriert worden. Doch neigten viele Astronomen schon seit Ende der 1990er dazu, Pluto selbst nicht mehr zu den Planeten zu zählen; sie bezeichneten ihn stattdessen als das bis dahin größte transneptunische Objekt. Die Entdeckung von Eris entfachte von neuem die Debatte, nach welchen Merkmalen Himmelskörper als Planeten zählen sollen.

Die 26. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union im August 2006 in Prag verabschiedete daraufhin eine neue offizielle Definition für Planeten und Zwergplaneten. Demnach gelten Eris, Pluto und Ceres nun als Zwergplaneten. Der Status von Sedna und Quaoar ist noch ungeklärt. Gleichzeitig definierte man eine Unterklasse für transneptunische Zwergplaneten, die anfangs Plutonen genannt werden sollten. Diese Bezeichnung wurde noch zugunsten der neuen Bezeichnung Plutoiden verworfen, zu denen man neben Eris nun auch den Namensgeber Pluto rechnet.

RotationBearbeiten

Anhand von Lichtkurvenbeobachtungen 2008 rotiert Eris in 25 Stunden und 54 Minuten einmal um ihre Achse.[37] Daraus ergibt sich, dass sie in einem Eris-Jahr 188704,6 Eigendrehungen („Tage“) vollführt. Dies ist allerdings noch mit einigen Unsicherheiten behaftet, da die damalige Beobachtungszeit nicht ausreichte und die Fehlerquote bei ungefähr 30 % liegt. Einem anderen Ergebnis zufolge würde sie dafür mit 14 Stunden fast halb so lange benötigen,[38] was die Anzahl der Eris-Tage in ihrem Jahr auf 349103,5 Umdrehungen erhöhen würde. Letztere Variante wird jedoch als die unwahrscheinlichere angesehen. Insgesamt scheint über die Rotation noch viel Unsicherheit zu bestehen, zumal die Ergebnisse von 8[39] bis 32,5 Stunden reichen.

Die aktuellen Farbindexe betragen B-V= 0,750 ± 0,020,[40] V-R= 0,430 ± 0,020,[40] V-I = 0,780 ± 0,010,[41] B-R= 1,180 ± 0,020.[40]

Oberfläche und AtmosphäreBearbeiten

 
Spektrenvergleich von Eris (rot) und Pluto (schwarz).
Die Pfeile zeigen die Absorptionsbanden des Methans.

Eris ist groß genug, um eine sehr dünne Atmosphäre aus Stickstoff, Methan oder Kohlenmonoxid halten zu können. Diese würde ähnlich wie bei Pluto periodisch mit steigendem Sonnenabstand und damit dem Absinken der Oberflächentemperatur auf der Oberfläche resublimieren, beim erneuten Ansteigen der Temperatur wieder sublimieren und erneut eine Atmosphäre bilden. Spektroskopische Beobachtungen am Gemini-Observatorium auf Hawaii durch das Entdeckerteam am 25. Januar 2005 weisen auf das Vorhandensein von gefrorenem Methan auf der Oberfläche von Eris hin. Weiterhin konnte an der Oberfläche gefrorener Stickstoff nachgewiesen werden, wobei sich dessen Konzentration nach Untersuchungen mit dem „Multiple Mirror Telescope“ auf dem Mount Hopkins in Arizona zwischen 2005 und 2007 signifikant veränderte.[42]

Im Unterschied zum dunkleren, rötlichen Pluto oder Triton weist Eris eine helle, weiße Färbung auf. Plutos Rotfärbung wird auf eine Bedeckung durch Ablagerungen von Tholine zurückgeführt; während sie die Oberfläche verdunkeln, führt die tiefere Albedo zu höheren Temperaturen und der Sublimation von Methanablagerungen. Die Präsenz des hochgradig flüchtigen Methans weist darauf hin, dass Eris sich schon immer in den entfernten Bereichen des Sonnensystems befunden haben muss, wo die Temperaturen kalt genug waren, um Methaneis auf der Oberfläche zu halten. In Eris’ weiter Entfernung zur Sonne kann Methan auch auf die Oberfläche in Gegenden mit niedrigerer Albedo kondensieren, so dass allfällige Tholinablagerungen überdeckt würden.[43][44] Man schätzt die Oberflächentemperatur von Eris auf mindestens 30 K (etwa −243 °C) im Aphel.[45] Sie ist damit nochmals deutlich niedriger als die von Pluto. Ursachen sind vor allem die hohe Albedo von 99 % und die größere Entfernung zur Sonne. Eris erfährt in einem Sonnenumlauf aufgrund ihrer Bahnexzentrizität eine Temperaturdifferenz von etwa 25 °C, was für ein TNO recht ungewöhnlich ist. Da Eris sich derzeit sehr nahe an ihrem sonnenfernsten Punkt aufhält, kann momentan keine Atmosphäre vorhanden sein.

Ausgehend von einem Durchmesser von 2326 km ergibt sich eine Gesamtoberfläche von etwa 16.997.000 km2, was knapp der Fläche Russlands entspricht. Eris ist zu weit entfernt, um mit den aktuell zur Verfügung stehenden Instrumenten Oberflächendetails auf ihr ausmachen zu können.

AufbauBearbeiten

Einige Quellen sprechen von einer Zusammensetzung aus ungefähr 70 Prozent Gestein und 30 Prozent gefrorenem Wasser. Damit zeigt Eris mehr Ähnlichkeit mit Pluto und seinem Mond Charon als mit den anderen KBOs.; die aufgrund der geringen Größe vermutete hohe Albedo stützt dies ebenfalls. Vor allem wegen des hohen Rückstrahlvermögens wird spekuliert, ob das Oberflächeneis aufgrund von Temperaturveränderungen durch die variable Entfernung zur Sonne durch interne Prozesse erneuert wird; aufgrund ihrer (im Vergleich zu geologisch aktiven Planeten wie der Erde) geringen Größe und ihrer Entstehung am äußeren Rand des Sonnensystems dürfte sie keine nennenswerten inneren Energiequellen besitzen. Die Gezeitenwärme des Mondes Dysnomia könnte die Temperatur auch geringfügig beeinflussen, sollte diese eine dafür ausreichende Masse besitzen. Modelle über innere Aufheizung durch radioaktiven Zerfall zeigen, dass Eris in der Lage sein könnte, einen Ozean aus flüssigem Wasser unter seiner Oberfläche aufrechtzuerhalten.[46]

Mögliche Erforschung durch RaumsondenBearbeiten

In den 2010ern wurden mehrere Studien vorgestellt, die im Zuge des erfolgreichen Pluto–Vorbeiflugs im Juli 2015 weitere Ziele zur Erforschung des Kuipergürtels und des transneptunischen Bereichs insgesamt vorsahen, und Eris gehörte ebenfalls zu den Kandidaten.[47]

2011 wurde berechnet, dass eine Vorbeiflugsmission zu Eris 24,66 Jahre benötigen würde; dazu wäre ein Swing-by an Jupiter vorgesehen, basierend auf Startdaten am 3. April 2032 oder am 7. April 2044. Eris wäre bei Ankunft der Sonde dann 92,03 rsp. 90,19 AE von der Sonne entfernt. Die Sonde würde Eris demnach 2056 bzw. 2068 erreichen.[48]

Mond DysnomiaBearbeiten

Eris besitzt einen Mond namens Dysnomia, der am 10. September 2005 vom selben Team entdeckt wurde wie Eris und von der IAU im Oktober 2005 bekanntgegeben wurde.[49] Da Dysnomia etwa den 500. Teil der Leuchtkraft von Eris besitzt, könnte der Durchmesser etwa bei 100 km liegen. Falls die Albedo von Dysnomia wesentlich kleiner wäre als die von Eris, könnte der Durchmesser bis zu 350 km oder mehr betragen. Dysnomia benötigt für einen Umlauf um den Zwergplaneten knapp 16 Tage, ihr Abstand zu Eris beträgt etwa 37.000 Kilometer.[50][51]

Das Eris-System in der Übersicht:

Komponenten Physikalische Parameter Bahnparameter Entdeckung
Name Durch-
messer
(km)
Relativ-
größe
%
Masse
(kg)
Große
Halbachse
(km)
Umlaufzeit
(d)
Exzentrizität
Inklination
zu Eris’
Äquator
Datum Entdeckung
Datum Veröffentlichung
(136199) Eris
2326,0 100,00 4,40 · 1021 5. Januar 2005
29. Juli 2005
Dysnomia
(Eris I)
100–700 ? 1,00 · 1019 37460 15,78586 0,004 61,1° 10. September 2005
02. Oktober 2005

Siehe auchBearbeiten

LiteraturBearbeiten

  • C. Dumas, F. Merlin, M.A. Barucci, C. de Bergh, O. Hainault, A. Guilbert, P. Vernazza, A. Doressoundiram: Surface composition of the largest dwarf planet 136199 Eris (2003 UB313). In: Astronomy & Astrophysics. Band 471, Nr. 1. EDP Sciences, 2007, S. 331–334.
  • Frank Bertoldi et al.: The trans-neptunian object UB313 is larger than Pluto. In: Nature. 439, Nr. 7076, 2005, S. 563–564. doi:10.1038/nature04494.
  • M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. Rabinowitz: Discovery of a planetary-sized object in the scattered Kuiper belt. In: The Astrophysical Journal. 635, 2005, L97–L100, doi:10.1086/499336, arxiv:astro-ph/0508633
  • Mike Brown: Wie ich Pluto zur Strecke brachte. Und warum er es nicht anders verdient hat. Springer, Heidelberg 2012, ISBN 978-3-8274-2944-5.
  • R. Vaas: Der zehnte Planet. In: Naturwissenschaftliche Rundschau. Nr. 1, 2006, S. 5–13.

WeblinksBearbeiten

  Commons: 136199 Eris – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

MedienberichteBearbeiten

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. a b (136199) Eris in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).Vorlage:JPL Small-Body Database Browser/Wartung/Alt Abgerufen am 6. März 2019.
  2. v ≈ π*a/periode (1+sqrt(1-e²))
  3. a b M. Brown, E. Schaller: The Mass of Dwarf Planet Eris (PDF). In: Science. 316, Nr. 5831, 15. Juni 2007, S. 1585. bibcode:2007Sci...316.1585B. doi:10.1126/science.1139415.
  4. a b B. Sicardy u. a.: Size, density, albedo and atmosphere limit of dwarf planet Eris from a stellar occultation (PDF). In: EPSC Abstracts. 6, Oktober 2011. bibcode:2011epsc.conf..137S.
  5. a b AstDyS: (136199) Eris. Universita di Pisa. Abgerufen am 6. März 2019.
  6. J. Platt u. a.: NASA-Funded Scientists Discover Tenth Planet. NASA. 29. Juli 2005. Abgerufen am 6. März 2019.
  7. a b D. Green: IAUC Nr. 8577: 2003 EL_61, 2003 UB_313, 2005 FY_9. In: IAU: Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT). 29. Juli 2005.
  8. MPC: MPEC 2005-O41: 2003 UB313. IAU. 29. Juli 2005. Abgerufen am 6. März 2019.
  9. a b (136199) Eris beim IAU Minor Planet Center (englisch) Abgerufen am 6. März 2019.
  10. D. Green: IAUC Nr. 8747: (134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia). In: IAU: Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT). 13. September 2006. PDF
  11. MPC: Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (135001)-(140000). IAU. 29. Oktober 2018. Abgerufen am 6. März 2019.
  12. MPC: MPC/MPO/MPS Archive. IAU. Abgerufen am 6. März 2019.
  13. Zwergplanet 2003 UB313 bekam den Namen Eris. Kuffner Sternwarte, 14. September 2006, abgerufen am 22. Dezember 2015.
  14. K. Le Grice: Discovering Eris: The Symbolism and Significance of a New Planetary Archetype. Edinburgh 2012, ISBN 978-0-86315-867-4.
  15. M. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 136199. SwRI (Space Science Department). Abgerufen am 6. März 2019.
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  Dieser Artikel wurde am 26. August 2005 in dieser Version in die Liste der lesenswerten Artikel aufgenommen.