Eris

Eris
planeta pitica

Imagine din satelit a lui Eris realizată cu telescopul spațial Hubble
Alte nume 2003 UB 313 , 136199 Eris;
Xena (Xena), Ξένη, Xena;
Categoria planetelor minore planetă pitică ,
TNO , plutoid ,
obiect RD
Deschidere
Descoperitor Michael Brown ,
Chadwick Trujillo ,
David Rabinowitz
data deschiderii 5 ianuarie 2005
Caracteristicile orbitale
Epocă : 9 decembrie 2014
JD 2457000,5
Periheliu 37.911 u.a.
Afeliu 97.651 u.a.
Axa majoră  ( a ) 67.781 u.a.
Excentricitatea orbitală  ( e ) 0,44068
perioada siderale 203.830 de zile (558,04 ani )
Viteza orbitală  ( v ) 3,4338 km/s
Anomalie medie  ( M o ) 204,16°
Înclinație  ( i ) 44,0445°
Longitudinea nodului ascendent  ( Ω ) 35,9531°
Argumentul periapsis  ( ω ) 150,977°
Al cărui satelit Soare
sateliți Disnomie
caracteristici fizice
Raza medie 1163 ± 6 km
Suprafața ( S ) (1,70±0,02)⋅10 7 km²
Masa ( m ) (1,67±0,02)⋅10 22 kg
Densitatea medie  ( ρ ) 2,52±0,05 g/cm³
Accelerația gravitației la ecuator ( g ) 0,82±0,02 m/s²
Prima viteza de evacuare  ( v 1 ) 0,98 km/s
A doua viteză de evacuare  ( v 2 ) 1.384 km/s
Perioada de rotație  ( T ) 25,9 ore
Albedo 0,96+0,09
−0,04
Amploarea aparentă 18,65 m (curent)
Mărimea absolută −1,17+0,06
−0,11[unu]
Temperatura
Pe o suprafață 20 K (−253 °C)
 Fișiere media la Wikimedia Commons
Informații în Wikidata  ?

Eris ( 136199 Eris conform catalogului Minor Planet Center [2] ) este a doua ca mărime după Pluto [3] , cea mai masivă [4] [5] și cea mai îndepărtată planetă pitică de Soare din Sistemul Solar . Cunoscută anterior ca Xena (Xena). Se referă la obiecte trans- neptuniene , plutoizi [6] . Înainte de a XXVI-a Adunare a Uniunii Astronomice Internaționale , Eris a revendicat statutul de a zecea planetă . Cu toate acestea, la 24 august 2006, Uniunea Astronomică Internațională a aprobat definiția unei planete clasice, pe care Eris, ca și Pluto , nu o îndeplinește. Statutul lui Pluto ca planetă a fost mult timp contestat din cauza descoperirii altor obiecte trans-neptuniene [7] , dar descoperirea lui Eris a stimulat un proces de revizuire a acesteia [8] în loc să recunoască Eris ca planetă. Eris a fost mult timp considerat mult mai mare decât Pluto [9] , conform datelor din 2010, dimensiunile lor au fost considerate atât de apropiate încât era imposibil de spus cu certitudine care dintre aceste obiecte este mai mare [10] [11] . Totuși, conform datelor primite de la New Horizons AMS în iulie 2015, Pluto este puțin mai mare decât Eris și este cel mai mare obiect trans-neptunian cunoscut astăzi [12] .

Istoricul descoperirilor

Descoperire

Eris a fost descoperit de un grup de astronomi americani, printre care: Michael Brown ( California Institute of Technology ), David Rabinowitz ( Yale University ), Chadwick Trujillo ( Gemini Observatory ) [13] . În momentul în care Eris a fost descoperit, ei căutaseră sistematic obiecte trans-neptuniene de câțiva ani și deveniseră faimoși pentru descoperirea unor obiecte atât de mari precum (50000) Quaoar și (90377) Sedna . Echipa a folosit telescopul Samuel Oshin de 122 cm cu 112 CCD -uri situate la Observatorul Palomar , precum și un program special de căutare a obiectelor în mișcare în imagini.

Eris a fost observat pentru prima dată pe 5 ianuarie 2005 la 1920 UTC [14] în timpul unei reanalizări a unei imagini realizate pe 21 octombrie 2003 la 0625 UTC cu telescopul Samuel Oshin. De asemenea, Eris a fost găsită în mai multe imagini anterioare . La câteva zile după descoperire, echipa lui Brown, în colaborare cu Suzanne Tourellott, a reușit să detecteze din nou obiectul folosind telescopul SMARTS de 1,3 metri de la Observatorul Cerro Tololo [15] . A fost nevoie de încă câteva luni de cercetare pentru a determina parametrii orbitei și dimensiunea aproximativă a obiectului. Declarația de descoperire a fost publicată la 29 iulie 2005 [15] [16] .

Titlu

La înregistrarea descoperirii, obiectului i s-a acordat denumirea provizorie 2003 UB 313 .

Ulterior, a apărut o incertitudine în clasificarea obiectului: o planetă mică sau cu drepturi depline. Din cauza diferenței de procedură de denumire a acestor două clase de obiecte [17] , propunerea denumirii a fost amânată până la ședința IAU din 24 august 2006. În această perioadă, denumirea Xena ( ing.  Xena ) a fost stabilită în mass-media. și comunitatea astronomică , care este menționată aproape la fel de des ca cel mai „popular” obiect transneptunian Sedna . Deși acest nume, dat în onoarea protagonistei din seria Xena: Warrior Princess , a fost neoficial, rezervat de un grup de pionieri pentru ca primul obiect să fie mai mare decât Pluto. Potrivit lui Mike Brown [18] :

Am ales-o pentru că începe cu litera „ x ” ( Planeta X ), sună ca mitologic (bine, e mitologie TV, dar Pluto poartă numele unui personaj din desene animate , nu-i așa?) și (e adevărat) am lucrat acolo au apărut mai multe zeități feminine (de exemplu, Sedna). În plus, acest serial era încă în difuzare, ceea ce demonstrează de cât timp o căutăm!

Text original  (engleză)[ arataascunde] L-am ales de când a început cu un X (planeta „X”), sună mitologic (OK, deci este mitologie TV, dar Pluto poartă numele unui desen animat, nu?) și (această parte este de fapt adevărată) am ales-o. a lucrat pentru a aduce mai multe zeități feminine acolo (adică Sedna). De asemenea, la vremea respectivă, emisiunea TV era încă la televizor, ceea ce vă arată de cât timp căutăm!

Potrivit publicației lui G. Schilling, Michael Brown a vrut mai întâi să dea acestei planete numele Lila ( în engleză  Lila ) în onoarea conceptului din hinduism , care era și în consonanță cu numele fiicei nou-născute a lui Brown, Laila ( în engleză  Lilah ) [19] ] . Un zvon a fost răspândit în mass- media în limba rusă că s-a propus să se dea obiectului numele Ymir  - în onoarea uriașului din mitologia scandinavă [20] .

Michael Brown însuși a declarat public că cel mai potrivit nume pentru 2003 UB 313 ar putea fi numele de Proserpina  - soția lui Pluto în mitologia romană, sau omologul ei grec Persephone [14] . Aceste nume au primit chiar cele mai multe voturi în concursul de denumire al revistei New Scientist pentru a zecea planetă (cu Xena pe locul patru) [21] . Cu toate acestea, aceste nume nu au putut fi acceptate, deoarece asteroizii (26) Proserpina și (399) Persefona fuseseră deja dați și, conform regulilor IAU, numele planetelor minore nu ar trebui să fie prea asemănătoare [17] , astfel încât să existe nici un conflict de nume .

Dar din 2003 UB 313 a fost mult timp considerată a zecea planetă, Michael Brown încă intenționa să-i dea un nume din mitologia greco-romană, în cadrul căreia sunt numite alte planete. Numele lui Eris ( greaca veche Ἔρις ), zeița greacă a discordiei, pe care Brown a numit-o zeița sa preferată [22] , nu a fost luat. Această denumire a fost trimisă comisiei IAU pe 6 septembrie 2006, care a aprobat-o la 13 septembrie 2006 [23] . Înainte de aceasta, pe 7 septembrie, ea, ca și Pluto, a fost inclusă în catalogul planetelor minore sub numărul 136199 [24] .

Numele rusesc al acestui obiect coincide cu numele asteroidului (718) Eris , care însă nu poartă numele aceleiași zeițe, ci după fiica astronomului american Armin Leishner [25] .

Simbol

Eris, spre deosebire de planetele clasice și vechile planete pitice Ceres și Pluto, nu are un simbol oficial. Unul dintre simbolurile Discordianismului (U + 2BF0), cunoscut sub numele de „mâna lui Eris”, a primit cea mai mare răspândire. Se folosește și simbolul mărului discordiei [26] . Cel mai mare interes în această chestiune îl arată astrologii , care folosesc următoarele simboluri:

Orbită

În ciuda faptului că orbita lui Eris a fost urmărită din imagini de arhivă până în 1954 [30] [16] , mișcarea sa extrem de lentă nu permite stabilirea caracteristicilor orbitale cu o precizie ridicată. Distanța medie a lui Eris de la Soare este de 68,05 UA. (10,18 miliarde km), dar orbita este foarte alungită - excentricitatea sa este de 0,435 [30] . Astfel, distanța maximă de la Eris la Soare este de 97,63 UA. e. (14,61 miliarde km), minimul este de 38,46 a.u. e. (5,75 miliarde km) [30] , adică la periheliu este mai aproape de Soare decât Pluto la afelie, doar, spre deosebire de acesta, Eris nu se încadrează în interiorul orbitei lui Neptun. A trecut afeliul în martie-aprilie 1977 [31] și acum se apropie de Soare. Începând cu 2022, Eris este la 95,83 AU. e. (14,3 miliarde km) de la Soare [32] , adică lumina soarelui călătorește până la acesta mai mult de 13 ore. Acest lucru îl plasează pe locul trei pe lista celor mai îndepărtate corpuri din Sistemul Solar cunoscute de știință, după recent descoperite FA 31 2020 (97,4 AU) și 2020 FY 30 (98,9 AU) [33] .

Pe lângă excentricitatea mare, orbita sa este foarte înclinată (la un unghi de 43,82 °) față de planul eclipticii . În ceea ce privește excentricitatea și înclinația, orbita lui Eris îl depășește cu mult pe Pluto și alte obiecte clasice din centura Kuiper . Corpurile cerești cu astfel de caracteristici sunt de obicei clasificate ca obiecte disc împrăștiate [34] sau chiar ca obiecte trans-neptuniene izolate [35] .

Mărimea absolută a lui Eris este −1,19 m [30] . Luminozitatea sa aparentă în 2011-2012 este de 18,7 m [32] (pentru comparație, luminozitatea lui Pluto este de aproximativ 14 m ) - este imposibil să observați planeta direct cu un telescop de amator , deși în anumite condiții poate fi fotografiată printr-un telescop bun amator cu o deschidere de 250 —300 mm [36] .

Perioada de revoluție a lui Eris în jurul Soarelui este de 561 de ani, adică va ajunge în punctul cel mai apropiat al orbitei de Soare în 2258 [30] .

Potrivit calculelor, durata zborului unei stații interplanetare automate pentru a studia Eris dintr-o traiectorie de zbor, cum ar fi New Horizons , ar fi de aproximativ 25 de ani folosind o asistență gravitațională lângă Jupiter. Deci, atunci când va fi lansat pe 3 aprilie 2032 sau 7 aprilie 2044, zborul va dura 24,66 ani [37] .

Caracteristici fizice

Este foarte dificil să determinați cu exactitate dimensiunea unui corp ceresc atât de îndepărtat. Luminozitatea unui obiect este proporțională cu suprafața înmulțită cu albedo (fracțiunea razelor solare reflectată de obiect). Astfel, pentru a calcula diametrul, trebuie să se cunoască mărimea absolută (care este ușor de determinat) și albedo (care este necunoscut). Adevărat, Eris este atât de strălucitor încât, chiar dacă albedo-ul său este egal cu 1, diametrul său trebuie să fie de cel puțin 2300 km [38] .

În februarie 2006, revista Nature a publicat rezultatele măsurării degajării de căldură a unui planetoid, pe baza cărora diametrul acestuia a fost determinat la 3000 ± 300 km [39] .

În aprilie 2006, au fost publicate rezultatele măsurătorilor diametrului și albedo-ului obiectului, realizate cu ajutorul telescopului spațial Hubble . Conform acestor măsurători, diametrul lui Eris s-a dovedit a fi de 2400 ± 100 km (doar cu 6% mai mult decât diametrul lui Pluto), iar albedo a fost de 0,86 ± 0,07 [40] . Astfel, suprafața lui Eris are un albedo mai mare decât suprafața oricărui alt obiect din Sistemul Solar, cu excepția lui Enceladus .

Măsurătorile dimensiunii lui Eris, efectuate în 2007 cu ajutorul telescopului spațial în infraroșu Spitzer , au făcut posibilă estimarea diametrului său la 2600.+400
−200km [41] .

Cele mai precise măsurători au fost făcute în noaptea de 6 noiembrie 2010, când trei grupuri de astronomi din Chile au observat ocultarea stelei foarte slabe USNO-A2 0825-00375767 [42] ( magnitudinea aparentă 17,1 m ) în constelația Cetus de către Eris . Acest lucru a făcut posibilă determinarea diametrului plutoidului cu o precizie de 12 km [43] . Diametrul lui Eris, conform acestor măsurători, nu depășește 2326 ± 12 km, iar albedo este de 0,96+0,09
−0,04[44] . Eroarea de estimare a diametrului din datele de radiație termică se datorează probabil înclinării semnificative a axei de rotație a lui Eris față de planul orbitei, ca urmare a căreia o emisferă este acum încălzită mai mult decât cealaltă [11] [ 45] .

Astfel, datele obținute au permis să se afirme că Eris este ceva mai mic ca dimensiune decât Pluto, al cărui diametru, după zborul AMS New Horizons din iulie 2015 , este de 2376,6 km [46] [47] .

Masa lui Eris a fost determinată datorită prezenței unui satelit, este cu aproximativ un sfert mai mare decât masa lui Pluto și este egală cu 1,67±0,02⋅10 22 kg [48] . În consecință, densitatea medie a lui Eris este de 2,52±0,05 g/cm³ [44] , ceea ce este destul de apropiat de densitatea atât a Pluto, cât și a diferiților asteroizi din centura Kuiper . Observațiile sistemului Eris/Dysnomia cu telescopul spațial Hubble în ianuarie și februarie 2018 au determinat o perioadă orbitală de 15,785899±0,000050 zile și o excentricitate diferită de zero de 0,0062. Noua densitate a sistemului a fost calculată ca 2,43±0,05 g/cm³ , masa sistemului a fost calculată ca 1,6466⋅1022 kg [49] .

Perioada de rotație în jurul propriei axe a corpurilor cerești îndepărtate este determinată prin analiza curbei luminii . Dar determinarea perioadei de rotație a lui Eris este dificilă datorită formei sale regulate și uniformității suprafeței. Prima estimare, făcută în 2005, dădea o limită inferioară de 8 ore [50] . Conform unui studiu fotometric realizat în 2006, Eris face o rotație completă în jurul axei sale în cel puțin 5 zile pământești [51] . Măsurătorile făcute în 2008 cu telescopul orbital Swift au dat cea mai precisă valoare de 25,9 ore [52] .

Înclinarea axei de rotație a lui Eris este necunoscută [53] , dar dacă presupunem că planul orbitei lui Dysnomia coincide cu planul ecuatorial al planetei în sine, atunci putem constata că axa de rotație a lui Eris este înclinată. faţă de ecliptică la un unghi de 78 ° [54] .

Compoziție chimică

Măsurătorile fluxului de căldură de la Eris fac posibil, pe baza legii Stefan-Boltzmann , să se calculeze că acum temperatura medie a suprafeței sale este de aproximativ 20 K (−253 °C) [55] , iar în punctul orbitei cel mai apropiat de Soare, temperatura poate atinge 43 K (−230 ° C) [40] .

Observațiile spectroscopice făcute pe 25 ianuarie 2005 la Observatorul Gemeni au arătat prezența zăpezii de metan pe suprafața Eris, care este similară cu Tritonul lunii Pluto și Neptun [56] . Aceasta explică albedo ridicat al obiectului. Tot în zăpada ei există un amestec de gheață cu azot, a cărui proporție crește odată cu adâncimea [57] . Eris diferă de Pluto și Triton prin culoare. Pluto și Triton sunt roșiatici, iar ea este cenușie. Acest lucru se datorează prezenței gheții de etan și etilenă pe Eris [55] . În octombrie 2011, au fost publicate rezultatele studiilor, conform cărora un strat subțire de gaze înghețate care acoperă suprafața Eris este capabil să se sublimeze cu creșterea temperaturii (la periheliu) și să formeze o atmosferă temporară a unei planete pitice [58] [59] . După cum era de așteptat, atmosfera lui Eris va apărea peste 250 de ani, la mijlocul secolului XXIII [60] .

Excentricitatea mare a orbitei lui Eris duce la schimbări regulate pe suprafața sa și chiar la curenți de gaz care străbat întreaga planetă pitică [57] . Cu oarecare precauție, putem vorbi despre prezența vremii la un astfel de obiect îndepărtat.

Satelit

Pe 10 septembrie 2005, în apropierea anului 2003 UB 313 a fost descoperit un satelit folosind telescopul cu optică adaptivă la Observatorul Keck , care a primit denumirea S/2005 ( 2003 UB 313 ) 1 [61] . Descoperitorii i-au dat satelitului porecla Gabrielle ( ing. Gabrielle ) - în onoarea însoțitorului Xenei . Satelitul a primit numele oficial Dysnomia (denumirea (136199) Eris I Dysnomia) la 13 septembrie 2006, concomitent cu atribuirea numelui Eris [23] . Acest nume este dat în onoarea fiicei lui Eris Dysnomia  - zeița fărădelegii în mitologia greacă; în plus, Brown a remarcat că acest nume se referă la numele interpretului rolului Xenei , Lucy Lawless ( Lawless , din  engleză  -  „lawless”) [62] .  

Disnomia se învârte la o distanță de 37 mii km de Eris, făcând o revoluție completă în aproximativ 16 zile pământești [63] . Înclinația orbitală a Disnomiei față de planul orbitei heliocentrice a lui Eris a fost calculată a fi 78,29±0,65° [49] .

Vezi și

Note

  1. ↑ Conversia mărimii absolute în diametru pentru planetele minore (link indisponibil) . Data accesului: 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 23 iulie 2011. 
  2. ↑ Minor Planet Names: Alphabetical List  (engleză)  (link nu este disponibil) . // Centrul IAU Minor Planet. Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original la 22 ianuarie 2012.
  3. ↑ Cât de mare este Pluto? New Horizons stabilește dezbateri de decenii . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 9 noiembrie 2019.
  4. ↑ Planeta pitică îl depășește pe Pluto (link indisponibil) . // space.com (2007). Data accesului: 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 5 martie 2012. 
  5. ↑ Eris: mai masiv decât Pluto (link inaccesibil) . Astronet (19 iunie 2007). Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 15 martie 2012. 
  6. ↑ Comunicat de presă - IAU0804: Plutoid ales ca nume pentru obiectele Sistemului Solar precum Pluto (link nu este disponibil) . // IAU (11 iunie 2008). Data accesului: 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 2 iulie 2011. 
  7. ↑ Tyson N. Astronomer Responds to Pluto-Not-a-Planet Claim (link indisponibil) . // Space.com (1 februarie 2001). Data accesului: 23 ianuarie 2012. Arhivat din original la 28 iunie 2011. 
  8. ↑ Uralskaya V.S. Proprietățile fizice ale planetelor pitice  : raport. — 2007.
  9. ↑ Astronomii au descoperit a zecea planetă a sistemului solar (link inaccesibil) . // Lenta.ru (30 iulie 2005). Preluat la 22 ianuarie 2012. Arhivat din original la 9 octombrie 2011. 
  10. ↑ O nouă speranță (link indisponibil) . // Lenta.ru (10 noiembrie 2010). Preluat la 22 ianuarie 2012. Arhivat din original la 30 mai 2012. 
  11. ↑ 1 2 Beatty K. Fosta „a zecea planetă” poate fi mai mică decât Pluto (downlink) . // Un nou om de știință . Sky and Telescope (8 noiembrie 2010). Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original la 23 februarie 2012. 
  12. ↑ Astronomii și-au schimbat ideile despre dimensiunea lui Pluto . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 4 martie 2016.
  13. ↑ List of Centauri and Scattered-Disk Objects (link descendent) . // IAU . Consultat la 27 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 26 ianuarie 2012. 
  14. ↑ 1 2 Brown M. Descoperirea UB313 Eris din 2003, a 10- a cea mai mare planetă pitică cunoscută (2006). Preluat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original la 19 iulie 2011.
  15. ↑ 1 2 MPEC 2005-O41 (link indisponibil) . // Uniunea Astronomică Internațională (29 iulie 2005). Data accesului: 14 ianuarie 2012. Arhivat din original la 29 septembrie 2012. 
  16. ↑ 1 2 Alexander Volkov. Fantoma de gheață din Eris . Cunoașterea este putere (24 iunie 2018).
  17. ↑ 1 2 Numirea obiectelor astronomice  (engleză)  (link indisponibil) . // IAU . Data accesului: 10 ianuarie 2012. Arhivat din original la 15 ianuarie 2012.
  18. ↑ Xena și Gabrielle (PDF)  (link nu este disponibil) . // Stare (ianuarie 2006). Data accesului: 13 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 14 martie 2012.
  19. ↑ Schilling G. Lila // Vânătoarea planetei X: lumi noi și soarta lui Pluto . - Springer, 2009. - P. 201. - 303 p. - ISBN 978-0-387-77804-4 .
  20. ↑ 2003 UB313 (link indisponibil) . // Grani.ru (13 aprilie 2006). Preluat la 3 martie 2012. Arhivat din original la 18 iulie 2014. 
  21. ↑ O'Neill S. Cele mai bune 10 nume ale tale pentru a zecea planetă (downlink) . // New Scientist (2005). Data accesului: 13 ianuarie 2012. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. 
  22. ↑ Brown M. Pluto și sistemul solar exterior (link nu este disponibil) . // WGBH și Muzeul Științei, Boston (11 aprilie 2007). Data accesului: 13 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 20 februarie 2012. 
  23. ↑ 12 Circulara IAU Nr. 8747 (link indisponibil) (13 septembrie 2006). Data accesului: 13 ianuarie 2012. Arhivat din original la 24 iunie 2008. 
  24. ↑ MPC 57592  (ing.)  (link indisponibil) . // Centrul IAU Minor Planet (7 septembrie 2006). Data accesului: 14 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 29 august 2012.
  25. ↑ Schmadel, Lutz D. Dicționarul numelor de planete minore  . — A cincea ediție revizuită și extinsă. - B. , Heidelberg, N. Y. : Springer, 2003. - P. 69. - ISBN 3-540-00238-3 .
  26. ↑ Uralskaya V.S. Planetele pitice (link inaccesibil) . // SAI MGU . Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 4 martie 2016. 
  27. ↑ Dejan Djurkovic. Porțile interioare: ești gata pentru asta? Treziți realități alternative prin... . - 2013. - 144 p. — ISBN 9781257263264 .
  28. ↑ Stein Z. Planete pitice (link indisponibil) . Consultat la 13 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 8 ianuarie 2012. 
  29. ↑ Ken Ludden. Mystic Apprentice  (engleză) . Abilități meditative cu simboluri și glife suplimentare. - lulu.com, 2010. - P. 48. - 242 p. — ISBN 978-0-557-72850-3 .
  30. ↑ 1 2 3 4 5 JPL Small-Body Database Browser: 136199 Eris (2003 UB313) . Consultat la 23 noiembrie 2014. Arhivat din original la 3 aprilie 2017.
  31. ↑ Yeomans DK Horizons Online Ephemeris System (link indisponibil) . // Institutul de Tehnologie din California, Laboratorul de propulsie cu reacție. Data accesului: 14 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 6 iunie 2012. 
  32. ↑ 1 2 AstDys (136199) Eris Ephemerides (link indisponibil) . // Departamentul de Matematică, Universitatea din Pisa, Italia. Data accesului: 14 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 4 iunie 2011. 
  33. ↑ AstDyS-2, Asteroids - Dynamic Site . Site-ul dinamic al asteroizilor . Departamentul de Matematică, Universitatea din Pisa. - „Obiecte cu o distanță de la Soare mai mare de 88 UA”. Data accesului: 6 iunie 2022.
  34. ↑ MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (link indisponibil) . // Centrul IAU Minor Planet (7 august 2009). Data accesului: 31 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 6 martie 2012. 
  35. ↑ Gladman B., Marsden BG , VanLaerhoven C. Nomenclatura în sistemul solar exterior  (engleză)  (link nu este disponibil) (2008). Data accesului: 14 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 2 noiembrie 2012.
  36. ↑ Întrebări frecvente despre telescop . Consultat la 13 ianuarie 2012. Arhivat din original la 13 octombrie 2011.
  37. ↑ R. McGranaghan, B. Sagan, G. Dove, A. Tullos, J. E. Lyne, J. P. Emery. A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects // Journal of the British Interplanetary Society. - 2011. - T. 64 . - S. 296-303 . - Cod biblic .
  38. ↑ Conversia mărimii absolute în diametru pentru planetele minore (link nu este disponibil) . Data accesului: 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 23 iulie 2011. 
  39. ↑ Noua „planetă” este mai mare decât Pluto: astronomii din Bonn măsoară dimensiunea obiectului nou descoperit din sistemul solar  . // MPIfR (2.2.2006 / 13.4.2006). Consultat la 1 februarie 2012. Arhivat din original pe 4 februarie 2012.
  40. ↑ 1 2 Brown ME, Schaller EL, Roe HG, Rabinowitz DL, Trujillo CA Măsurarea directă a dimensiunii lui 2003 UB313 de la Telescopul Spațial Hubble  //  The Astronomical Journal Letters. - 2006. - Vol. 643 , nr. 1 . — P.L61 . - doi : 10.1086/504843 .
  41. ↑ Stansberry J., Grundy W., Brown ME, Spencer J., Trilling D., Cruikshank D., Margot J.-L. Proprietățile fizice ale centurii Kuiper și ale obiectelor Centaur: constrângeri de la telescopul spațial Spitzer // Sistemul solar dincolo de Neptun / MA Barucci și colab., Eds. - University of Arizona Press, 2007. - P. 161-179. — ISBN 9780816527557 .
  42. ↑ Ocultation of Minor Planet 136199 Eris Gives Significant Data  (ing.)  (link indisponibil) . // Calendarul evenimentelor astronomice (27 octombrie 2011). Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 5 martie 2016.
  43. ↑ Popov L. O eclipsă rară s-a certat între Pluto și plutoid (link inaccesibil) . // Membrană (11 noiembrie 2010). Consultat la 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 4 ianuarie 2012. 
  44. ↑ 1 2 Sicardy B. și colab. Dimensiunea, densitatea, albedo și limita atmosferei planetei pitice Eris dintr-o ocultație stelară  // // Rezumate ale Congresului European Planetary Science. - 2011. - Vol. 6.
  45. ↑ Astronomii au descoperit albul uimitor al lui Eris (link inaccesibil) . Membrana . Consultat la 28 octombrie 2011. Arhivat din original pe 8 octombrie 2016. 
  46. ↑ Stern, SA; Grundy, W.; McKinnon, WB; Weaver, H. A.; Young, LA  Sistemul Pluto după noi orizonturi  // Anual Review of Astronomy and Astrophysics. — Recenzii anuale , 2017. — Vol. 2018 . - P. 357-392 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051935 . - arXiv : 1712.05669 .
  47. ↑ Nimmo, Francis et al. Raza medie și forma lui Pluto și Charon din imaginile New Horizons  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2017. — Vol. 287 . - P. 12-29 . - doi : 10.1016/j.icarus.2016.06.027 . — . - arXiv : 1603.00821 .
  48. ↑ Brown ME, Schaller EL The Mass of Dwarf Planet Eris   // Science . - 2007. - Vol. 316 , nr. 5831 . - P. 1585 . - doi : 10.1126/science.1139415 .
  49. ↑ 1 2 Holler BJ, Grundy WM, Buie MW, Noll KS The Eris/Dysnomia system I: The orbit of Dysnomia Arhivat 21 noiembrie 2020 la Wayback Machine , 29 septembrie 2020
  50. ↑ Circulara IAU Nr. 8596 (link indisponibil) (8 septembrie 2005). Data accesului: 22 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 4 martie 2016. 
  51. ↑ Carraro G., Maris M., Bertin D., Parisi MG Time series photometry of the Dwarf Planet ERIS (2003 UB313  )  // Astronomy and Astrophysics . - Științe EDP , 2006. - Vol. 460 , nr. 2 . -P.L39- L42 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066526 .
  52. ↑ Roe HG, Pike RE, Brown ME Tentative Detection of the Rotation of  Eris  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 198 , nr. 2 . - P. 459-464 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.08.001 .
  53. ↑ Russell R. Polii planetelor pitice  . // Ferestre către Univers (9 iunie 2009). Consultat la 19 februarie 2012. Arhivat din original pe 20 mai 2012.
  54. ↑ Holler, Bryan J.; Grundy, William; Buie, Marc W.; Noll, Keith (octombrie 2018). Ruperea degenerarii orientării polului lui Eris . A 50-a întâlnire DPS. Societatea Americană de Astronomie. Cod biblic : 2018DPS ....5050903H . 509.03.
  55. ↑ 1 2 Merlin F. și colab. Stratificarea gheții de metan pe suprafața lui Eris  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2009. - Vol. 137 , nr. 1 . - P. 315-328 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/1/315 .
  56. ↑ Observatorul Gemeni arată că „a 10-a planetă” are o suprafață asemănătoare lui Pluto (link nu este disponibil) . // Observatorul Gemeni (2005). Data accesului: 13 ianuarie 2012. Arhivat din original la 28 ianuarie 2012. 
  57. ↑ 1 2 Astronomii văd urme de furtuni sezoniere pe Eris (link inaccesibil) . // Membrană. Preluat la 9 martie 2012. Arhivat din original la 31 martie 2017. 
  58. ↑ Atmosfera lui Eris s-a dovedit a fi temporară (link inaccesibil) . // Tape.ru (27 octombrie 2011). Consultat la 1 februarie 2012. Arhivat din original pe 2 februarie 2012. 
  59. ↑ Sicardy B., Ortiz JL, Assafin M., Jehin E., Maury A., Lellouch E., Gil Hutton R., Braga-Ribas F., Colas F., Hestroffer D., Lecacheux J., Roques F. , Santos-Sanz P., Widemann T., Morales N., Duffard R., Thirouin A., Castro-Tirado AJ, Jelínek M., Kubánek P., Sota A., Sánchez-Ramírez R., Andrei AH, Camargo JIB, da Silva Neto DN și colab. O rază asemănătoare lui Pluto și un albedo ridicat pentru planeta pitică Eris dintr-o ocultație  //  // Natură. — 27 octombrie 2011.
  60. ↑ „Geamănul” lui Kaufman R. Pluto are o atmosferă înghețată (ing.) (link indisponibil) . // National Geographic News (26 octombrie 2011). Consultat la 1 februarie 2012. Arhivat din original pe 14 februarie 2012.  
  61. ↑ Brown M.E. și colab. Sateliții celor mai mari obiecte din Centura Kuiper  //  // The Astronomical Journal Letters. - 2006. - Vol. 639 , nr. 1 . -P.L43 - L46 . - doi : 10.1086/501524 .
  62. ↑ Tytell, David All Hail Eris and Dysnomia  (engleză)  (link indisponibil) . Sky & Telescope (14 septembrie 2006). Consultat la 6 octombrie 2022. Arhivat din original pe 19 octombrie 2006.
  63. ↑ Uralskaya V.S. Disnomia. Satelitul planetei pitice (136199) Eris (link inaccesibil) . // SAI MGU . Data accesului: 25 ianuarie 2012. Arhivat din original pe 27 decembrie 2014. 

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Site-uri tematice
Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 Plutoide ( planete pitice trans- neptuniene ) și candidați plutoizi
Centura Kuiper
Disc împrăștiat
Vezi si
Plutoizii cu caractere cursive au statut oficial de plutoid.