Disnomia (formalmente (136199) Eris I Dysnomia ) es la única luna conocida del planeta enano Eris y probablemente la segunda luna más grande conocida de un planeta enano, después de Plutón I Caronte . Fue descubierto en 2005 por Mike Brown y el equipo de óptica adaptativa de la estrella guía láser en el Observatorio WM Keck , y llevaba la designación provisional de S / 2005 (2003 UB 313 ) 1 hasta que se denominó oficialmente Disnomia [6] (de la palabra griega antigua Δυσνομία que significa anarquía / anarquía) después de la hija de la diosa griega Eris.
 Disnomia, a la izquierda, y Eris , centro ( Telescopio Espacial Hubble ) | |
| Descubrimiento | |
|---|---|
| Descubierto por | Brown y col. [1] [2] |
| Fecha de descubrimiento | 10 de septiembre de 2005 [2] |
| Designaciones | |
| Designacion | Eris I |
| Pronunciación | / D ɪ s n oʊ m i ə / [a] |
| Lleva el nombre de | Δυσνομία Disnomia |
| Nombres alternativos | S / 2005 (2003 UB 313 ) 1 Dy / d aɪ / (apodo) Gabrielle (apodo) |
| Adjetivos | Disnomiano |
| Características orbitales [3] | |
| Época 31 de agosto de 2006 ( JD 2453979.0) | |
| Semieje mayor | 37 273 ± 64 kilometros |
| Excentricidad | 0,0062 ± 0,0010 |
| Periodo orbital | 15.785 899 ± 0.000 050 d |
| Velocidad orbital media | 0,172 km / s [b] |
| Inclinación | 45,49 ° ± 0,15 ° (al ecuador geocéntrico ) 78,29 ° ± 0,65 ° (a la órbita de Eris) |
| Longitud del nodo ascendente | 126,17 ° ± 0,26 ° |
| Satélite de | Eris |
| Características físicas | |
| Diámetro medio | 700 ± 115 km [4] |
| Radio medio | 350 ± 57,5 km [4] |
| Albedo | 0,04+0,02 −0,01[4] |
| Magnitud aparente | ~ 25,4 [c] |
| Magnitud absoluta (H) | ~ 5.6 [c] [5] [4] |
La disnomia tiene un diámetro estimado de 700 ± 115 km (25% a 35% del diámetro de Eris), y se encuentra entre la docena de objetos más grandes de la región transneptuniana . [4]
Descubrimiento
Durante 2005, el equipo de óptica adaptativa de los telescopios Keck en Hawái llevó a cabo observaciones de los cuatro objetos más brillantes del cinturón de Kuiper ( Plutón , Makemake , Haumea y Eris ), utilizando el sistema de óptica adaptativa de estrella guía láser recientemente encargado . Las observaciones tomadas el 10 de septiembre de 2005 revelaron una luna en órbita alrededor de Eris, designada provisionalmente como S / 2005 (2003 UB 313 ) 1 . De acuerdo con el apodo de Xena que ya estaba en uso para Eris, la luna fue apodada " Gabrielle " por sus descubridores, en honor a la compañera de Xena. [7] [8]
Características físicas
La disnomia tiene un diámetro estimado de 700 ± 115 km con un albedo de0,04+0,02
−0,01. La estimación se obtuvo mediante observación radiométrica del observatorio ALMA en región espectral submilimétrica . [4] El mismo estudio sugirió una amplia gama de masas potenciales para el satélite, dependiendo de su densidad real, con una relación de masa del sistema entre 37: 1 y 115: 1 (por lo tanto, masas de aproximadamente0,143 × 10 21 kg con un mínimo0,8 g / cm 3 de densidad, a0,437 × 10 21 kg para la misma densidad que la propia Eris).
Aunque se desconoce la forma de la disnomia, se presume que tiene forma esférica debido a sus grandes dimensiones; es más grande que las tres lunas elipsoidales más pequeñas de Saturno y Urano (Encelado, Miranda y Mimas). [9]
En sus imágenes de descubrimiento, la disnomia era ~ 60 veces más débil (o 4,43 magnitudes) que Eris en la banda K , [10] [11] y observaciones posteriores con el Telescopio Espacial Hubble encontraron que era 500 veces más débil en la banda visible. [5] Esto indica un espectro muy diferente y bastante más rojo, lo que indica una superficie significativamente más oscura. [12] Su diámetro revela que es un objeto transneptuniano bastante grande. [13] De las lunas conocidas de los planetas enanos, solo Caronte es más grande que Dysnomia.
Orbita
Combinando las observaciones de Keck y Hubble, se utilizó la órbita de Dysnomia para determinar la masa de Eris a través de la tercera ley del movimiento planetario de Kepler . La distancia orbital promedio de la disnomia desde Eris es de aproximadamente 37,300 km (23,200 mi), con un período orbital calculado de 15,786 días, o aproximadamente medio mes. [3] Esto muestra que la masa de Eris es 1,27 veces la de Plutón. [14] [15] Extensas observaciones del Hubble indican que la disnomia tiene una órbita casi circular alrededor de Eris, con una excentricidad orbital baja de0,0062 ± 0,0010 . En el transcurso de la órbita de Dysnomia, su distancia de Eris varía en 462 ± 105 km (287 ± 65 millas) debido a su órbita ligeramente excéntrica. [3]
Las simulaciones dinámicas de Dysnomia sugieren que su órbita debería haberse circularizado completamente a través de interacciones de marea mutuas con Eris dentro de escalas de tiempo de 5 a 17 millones de años, independientemente de la densidad de la luna. La excentricidad actual distinta de cero de Dysnomia implica que su órbita está siendo perturbada, posiblemente debido a la forma achatada de Eris o la presencia de un satélite adicional de Eris. [3]
A partir de las observaciones del Hubble de 2005 a 2018, se calcula que la inclinación de la órbita de Dysnomia con respecto a la órbita heliocéntrica de Eris es de aproximadamente 78 °. Dado que la inclinación es inferior a 90 °, la órbita de Dysnomia está programada en relación con la órbita de Eris. En 2239, Eris y Dysnomia entrarán en un período de eventos mutuos en el que el plano orbital de Dysnomia está alineado de borde con el Sol, lo que permitirá que Eris y Dysnomia se turnen para eclipsarse entre sí. [3]
Formación
Los astrónomos ahora saben que los seis objetos más brillantes del cinturón de Kuiper (KBO) tienen satélites. Entre los miembros más débiles del cinturón, se sabe que solo alrededor del 10% tiene satélites. Se cree que esto implica que las colisiones entre grandes KBO han sido frecuentes en el pasado. Impactos entre cuerpos del orden de1000 km de diámetro arrojarían grandes cantidades de material que se fusionarían en una luna. Se cree que un mecanismo similar condujo a la formación de la Luna cuando la Tierra fue golpeada por un impactador gigante al principio de la historia del Sistema Solar .
Nombre
Mike Brown, el descubridor de la luna, eligió el nombre Dysnomia para la luna. Como hija de Eris, el mitológico Disnomia encaja en el patrón establecido de nombrar las lunas después de dioses asociados con el cuerpo principal (por lo tanto, Júpiter 'lunas más grandes de s llevan el nombre de los amantes de Júpiter , mientras que Saturno ' s llevan el nombre de su compañero de Titanes). Además, la traducción al inglés de "Dysnomia", "lawlessness", se hace eco de Lucy Lawless , la actriz que interpretó a Xena en Xena: Warrior Princess en televisión. Antes de recibir sus nombres oficiales, Eris y Dysnomia habían sido apodados "Xena" y "Gabrielle", aunque Brown afirma que la conexión fue accidental. [dieciséis]
Una razón principal del nombre fue su similitud con el nombre de la esposa de Brown, Diane, siguiendo un patrón establecido con Plutón. Plutón debe su nombre en parte a sus dos primeras letras, que forman las iniciales de Percival Lowell , el fundador del observatorio donde trabajaba su descubridor, Clyde Tombaugh , y la persona que inspiró la búsqueda del " Planeta X ". James Christy , quien descubrió a Charon , hizo algo similar al agregar la terminación griega -on a Char , el apodo de su esposa Charlene. (Christy no sabía que el 'Caronte' resultante era una figura de la mitología griega). "Disnomia", de manera similar, tiene la misma primera letra que la esposa de Brown, Diane, [17] y Brown usa el apodo "Dy" / ˈdaɪ / para la luna, que pronuncia igual que el apodo de su esposa, Di. Debido a esto, Brown pronuncia el nombre completo / d aɪ s n oʊ m i ə / , con un sonido largo "y". [18]
Notas
- ^ Brown utiliza la pronunciación / d aɪ s n oʊ m i ə / .
- ^ El período orbital (P) es 15,774 d. La circunferencia orbital (C) es 2π * semi-eje mayor. Dividir estos (P / C) utilizando las unidades correctas da 0,172 km / s.
- ^ a b El brillo de la disnomia es 1/500 de Eris en la banda visible. Con H = −1.19 para Eris, esto da H ≈ 5.6 para disnomia.
Referencias
- ^ Michael E. Brown , MA van Dam, AH Bouchez, D. Le Mignant, RD Campbell, JCY Chin, A. Conrad, SK Hartman, EM Johansson, RE Lafon, DL Rabinowitz , PJ Stomski Jr., DM Summers, CA Trujillo y PL Wizinowich
- ^ a b Brown, YO; et al. (2006). "Satélites de los objetos más grandes del cinturón de Kuiper" (PDF) . Cartas de revistas astrofísicas . 639 (1): L43 – L46. arXiv : astro-ph / 0510029 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 639L..43B . doi : 10.1086 / 501524 . S2CID 2578831 . Consultado el 19 de octubre de 2011 .
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- ^ a b c d e f Brown, Michael E .; Mayordomo, Bryan J. (2018). "Satélites de tamaño mediano de objetos grandes del cinturón de Kuiper". El diario astronómico . 156 (4): 164. arXiv : 1801.07221 . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aad9f2 . S2CID 119343798 .
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enlaces externos
Medios relacionados con la disnomia en Wikimedia Commons
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