Lehdistötiedote

Kaukainen Eris on Pluton kaksonen

Kääpiöplaneetan koko mitattiin tarkasti sen kuljettua taustataivaan tähden editse

26. lokakuuta 2011

Tähtitieteilijät ovat saaneet mitattua tarkasti kaukaisen kääpiöplaneetta Eriksen läpimitan sen kuljettua himmeän taustataivaan tähden editse. Tapahtumaa havaittiin loppuvuodesta 2010 ESOn La Sillan observatorion teleskoopeilla, mukaanlukien belgialainen TRAPPIST-teleskooppi. Havainnot osoittavat, että Eris on miltei samankokoinen kuin Pluto. Samalla havaittiin, että Eriksen pinta on hyvin heijastava, mikä johtunee pintaa peittävästä tasaisesta jääkerroksesta. Kerros on luultavasti peräisin ilmakehän jäätymisestä kääpiöplaneetan pinnalle. Tulokset julkaistaan Nature-tiedelehdessä 27. lokakuuta 2011.

Marraskuussa 2010 kääpiöplaneetta Eris kulki maapallolta katsottuna himmeän taustataivaan tähden editse aiheuttaen niin kutsutun tähdenpeiton. Tällaiset tähdenpeitot ovat hyvin harvinaisia ja vaikeita havaita, sillä kääpiöplaneetat ovat pieniä ja kiertävät kaukana Aurinkokunnan ulko-osissa. Seuraavan kerran Eris kulkee tähden editse vasta vuonna 2013. Tähdenpeitot tarjoavat kuitenkin tarkimman ja usein myös ainoan mahdollisen tavan mitata Aurinkokunnan ulkoreunoilla sijaitsevien kappaleiden kokoja ja muotoja.

Peittyvä tähti tunnistettiin tutkimalla ESOn La Sillan observatoriossa sijaitsevalla MPG/ESO 2.2-metrin teleskoopilla otettuja kuvia. Itse tähdenpeiton havainnot suunnitteli ja toteutti kansainvälinen, pääasiassa ranskalaisissa, belgialaisissa, espanjalaisissa ja brasilialaisissa yliopistoissa työskentelevien tähtitieteilijöiden ryhmä käyttäen muiden muassa La Sillalle sijoitettua TRAPPIST [1] (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope, eso1023) teleskooppia.

“Neptunuksen radan ulkopuolella liikkuvien pienten kappaleiden aiheuttamien tähdenpeittojen havaitseminen vaatii suurta tarkkuutta ja havaintojen huolellista suunnittelua. Tämä on paras tapa, jolla Eriksen koko voidaan mitata ja lähes yhtä hyvä kuin jos kävisimme paikan päällä", kertoo tutkimuksen pääkirjoittaja Bruno Sicardy.

Tähdenpeittoa havaittiin 26 paikasta ympäri maailman ja kukin havaintopaikka oli valittu siten, että se sijaitsi tähdenpeiton ennustetulla näkyvyysalueella. Havaintoja tehtiin myös useilla harrastajavetoisten observatorioiden teleskoopeilla. Kuitenkin vain kaksi Chilessä sijainnutta havaintopaikkaa kykeni havaitsemaan tähdenpeiton suoraan. Ensimmäinen näistä oli TRAPPIST-teleskooppi ESOn La Sillan observatoriossa ja toinen kaksi San Pedro de Atacamaan sijoitettua teleskooppia [2]. Kaikki kolme kaukoputkea reistöröivät äkillisen kirkkaudenmuutoksen kun Eris pimensi kaukaisesta tähdestä tulevan valon.

Kun ryhmä yhdisti Chilen teleskoopeilla saadut havainnot paljastui, että Eris on muodoltaan lähes pallomainen. Tämäntyyppiset mittaukset kertovat tarkasti kohteen koon ja muodon, ellei kohteessa ole suuria vuoria. Sellaiset ovat kuienkin epätodennäköisiä suurten, jäisten kappaleiden pinnoilla.

Eris tunnistettiin Aurinkokunnan ulko-osissa liikkuvaksi suureksi taivaankappaleeksi vuonna 2005. Sen löytyminen oli yksi syy, miksi tutkijat määrittelivät kääpiöplaneetoiksi kutsuttujen taivaankappaleiden luokan ja vuonna 2006 määrittelivät myös Pluton olevan vain kääpiöplaneetta. Tällä hetkellä Eris kiertää Aurinkoa kolme kertaa Plutoa kauempana.

Aiempien tutkimusten perusteella oli arveltu, että Eris olisi noin 25% Plutoa suurempi, jolloin sen läpimitta olisi noin 3000 kilometriä. Uuden tuloksen mukaan nämä taivaankappaleet ovat jokseenkin samankokoisia. Eriksen läpimitaksi saatiin 2326 kilometriä 12 kilometrin tarkkuudella. Tämän ansiosta sen koko tunnetaan nyt tarkemmin kuin Pluton, jonka läpimitan on arvioitu olevan 2300 ja 2400 kilometrin välillä. Pluton läpimittaa on vaikeampi mitata, sillä sen ilmakehä tekee tähdenpeiton alkamis- ja päättymisajankohdista epämääräisempiä. Eristä kiertävän pienen kuun, Dysnomian [3], liikkeen perusteella on pystytty arvioimaan, että Eris on 27% Plutoa massiivisempi [4]. Kun tämä yhdistetään tietoon läpimitasta, Eriksen tiheydeksi saadaan noin 2,52 grammaa kuutiosenttimetrille [5].

“Tiheyden perusteella Eris vaikuttaa olevan suuri kivinen kappale, jolla on vain suhteellisen ohut jääkerros”, huomauttaa tutkimukseen osallistunut Emmanuel Jehin [6].

Eriksen pinnan todettiin olevan erittäin vaalea, sillä se heijastaa takaisin peräti 96% kohteeseen osuvasta valosta (eli kohteen albedo on 0,96 [7]). Tämä on enemmän kuin vastasataneen lumen heijastavuus maapallolla ja tekee Eriksestä erään koko Aurinkokunnan heijastavimmista kappaleista, haastajanaan vain Saturnuksen jäinen kuu Enceladus. Kääpiöplaneetan spektri paljastaa, että kirkas pinta muodostuu luultavasti typpipitoisesta jäästä, johon on sekoittunut jäätynyttä metaania. Jääkerros peittää koko kääpiöplaneetan pinnan tasaisena, alle millimetrin paksuisena kerroksena.

“Tällainen jääkerros voi syntyä, kun typpi- tai metaanipitoinen ilmakehä tiivistyy jääksi kääpiöplaneetan pinnalle sen liikkuessa soikealla radallaan poispäin Auringosta”, Jehin kertoo. Jää saattaa muuttua uudelleen kaasuksi, kun Eris jälleen lähestyy Aurinkoa. Lähimmillään Aurinkoa Eris käy 5,7 miljardin kilometrin etäisyydellä.

Uudet tulokset mahdollistavat myös kääpiöplaneetan pintalämpötilan mittaamisen. Eriksen Aurinkoon päin olevan puoliskon lämpötilaksi arvioidaan korkeintaan -238 celsiusasetta elsius ja öisellä puoiskolla pinnan lämpötila on tätäkin jäätävämpi.

“On poikkeuksellista saada näin paljon tietoa Eriksen kaltaisesta pienestä ja kaukaisesta maailmasta katsomalla suhteellisen pienillä teleskoopeilla, kuinka se kulkee himmeän tähden editse. Viisi vuotta sen jälkeen kun kääpiöplaneettojen luokka määriteltiin, opimme vihdoinkin tuntemaan sen perustajajäseniä”, toteaa Bruno Sicardy.

Lisähuomiot

[1] TRAPPIST on yksi La Sillan observatorion uusimmista robottiteleskoopeista. Sen pääpailin läpimitta on 0,6 metriä ja se on omistettu pääasiassa eksoplaneettojen ja komeettojen tutkimukselle. Teleskooppi otettiin käyttöön kesäkuussa 2010 ja sitä rahoittavat Belgian Fund for Scientific Research (FRS-FNRS) sekä Swiss National Science Foundation. Projektia johdataan Liègestä.

[2] Caisey Harlingten ja ASH2 -teleskoopit.

[3] Eris on muinaisten kreikkalaisten kaaoksen ja riitojen jumalatar. Dysnomia on Eriksen tytär ja laittomuuden jumalatar.

[4] Eriksen massa on 1,66 x 10²² kg, mikä vastaa 22% Kuun massasta.

[5] Vertailun vuoksi, Kuun tiheys on 3,3 grammaa kuutiosenttimetriltä ja veden 1,00 grammaa.

[6] Tiheys viittaa siihen, että Eris muodostuu enimmäkseen kiviaineksesta (85%) ja vähäisemmissä määrin jäästä (15%). Luultavasti jää keskittyy noin 100 kilometriä paksuun kerrokseen, joka ympäröi kohteen laajaa, kivistä ydintä. Tätä sisäistä vesijääkerrostumaa ei tule sekoittaa kappaleen pinnalla olevaan erittäin ohueen jäätyneestä ilmakehästä syntyneeseen kerrokseen, joka tekee Eriksen pinnasta hyvin heijastavan.

[7] Kohteen albedo kertoo, kuinka suuri osa siihen osuneesta valosta heijastuu takaisin. Kappale, jonka albedo on 1 on täydellisen valkoinen ja albedo 0 vastaa täysin mustaa kappaletta. Vertailun vuoksi Kuun albedo on vain 0,136, mikä vastaa suunnilleen grillihiilen heijastavuutta.

Lisätietoa

Tutkimus julkaistaan 27. lokakuuta 2011 ilmestyvässä tiedejulkaisu Naturessa.

The team is composed of B. Sicardy (LESIA-Observatoire de Paris (OBSPM), CNRS, Université Pierre et Marie Curie (UPMC), Université Paris-Diderot (Paris 7), Institut Universitaire de France (IUF), Ranska) , J. L. Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), Espanja), M. Assafin (Observatório do Valongo/UFRJ (OV/UFRJ), Brasilia), E. Jehin (Institut d'Astrophysique de I'Université de Liège (IAGL), Belgia), A. Maury (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chile), E. Lellouch (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7), R. Gil Hutton ( Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) and San Juan National University, Argentiina), F. Braga-Ribas (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7, Ranska, and Observatório Nacional/MCT (ON/MCT), Brasilia), F. Colas (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, Ranska), D. Hestroffer (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, Ranska), J. Lecacheux (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, Ranska), F. Roques (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, Ranska), P. Santos Sanz (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, Ranska), T. Widemann (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, Ranska), N. Morales (CSIC, Espanja), R. Duffard (CSIC, Espanja), A. Thirouin (CSIC, Espanja), A. J. Castro-Tirado (CSIC, Espanja), M. Jelínek (CSIC, Espanja), P. Kubánek (CSIC, Espanja), A. Sota (CSIC, Espanja), R. Sánchez-Ramírez (CSIC, Espanja), A. H. Andrei (OV/UFRJ, ON/MCT, Brasilia), J. I. B. Camargo (OV/UFRJ, ON/MCT, Brasilia), D. N. da Silva Neto (ON/MCT, Centro Universitário Estadual da Zona Oeste (UEZO), Brasilia), A. Ramos Gomes Jr (OV/UFRJ, Brasilia), R. Vieira Martins (OV/UFRJ, ON/MCT, Brasilia, OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, Ranska), M. Gillon (IAGL, Belgia), J. Manfroid (IAGL, Belgia), G. P. Tozzi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italia), C. Harlingten (Caisey Harlingten Observatory, UK), S. Saravia (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chile), R. Behrend (Observatoire de Genève, Sveitsi), S. Mottola (DLR – German Aerospace Center, Saksa), E. García Melendo (Fundació Privada Observatori Esteve Duran, Institut de Ciències de I'Espai (CSIC-IEEC), Espanja), V. Peris ( Observatori Astronòmic, Universitat de València (OAUV), Espanja), J. Fabregat (OAUV, Espanja), J. M. Madiedo ( Universidad de Huelva, Facultad de Ciencias Experimentales, Espanja), L. Cuesta (Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), Espanja), M. T. Eibe (CSIC-INTA, Espanja), A. Ullán (CSIC-INTA, Espanja), F. Organero ( Observatorio astronómico de La Hita, Espanja), S. Pastor (Observatorio de la Murta, Espanja), J. A. de los Reyes (Observatorio de la Murta, Espanja), S. Pedraz (Calar Alto Observatory, Centro Astronómico Hispano Alemán, Espanja), A. Castro (Sociedad Astronómica Malagueña, Centro Cultural José María Gutiérrez Romero, Espanja), I. de la Cueva (Astroimagen, Espanja), G. Muler (Observatorio Nazaret, Espanja), I. A. Steele (Liverpool JMU, UK), M. Cebrián (Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Espanja), P. Montañés-Rodríguez (IAC, Espanja), A. Oscoz (IAC, Espanja), D. Weaver (Observatório Astronomico Christus, Colégio Christus, Brasilia), C. Jacques (Observatório CEAMIG-REA, Brasilia), W. J. B. Corradi (Departamento de Física – Instituto de Ciências Exatas – Universidade Federal de Minas Gerais (ICEx–UFMG), Brasilia), F. P. Santos (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brasilia), W. Reis (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brasilia), A. Milone (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE-MCT), Brasilia), M. Emilio ( Universidade Estadual de Ponta Grossa, O.A. – DEGEO, Brasilia), L. Gutiérrez (Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), Meksiko), R. Vázquez (Instituto de Astronomía, UNAM, Meksiko) & H. Hernández-Toledo (Instituto de Astronomía, UNAM, Meksiko).

ESO, Euroopan eteläinen observatorio, on Euroopan johtava hallitustenvälinen tähtitieteen organisaatio ja maailman tieteellisesti tuotteliain tähtitieteellinen observatorio. ESO:lla on 15 jäsenmaata: Alankomaat, Belgia, Brasilia, Espanja, Iso-Britannia, Italia, Itävalta, Portugali, Ranska, Ruotsi, Saksa, Suomi, Sveitsi, Tanska ja Tšekin tasavalta. ESO toteuttaa kunnianhimoista ohjelmaa, joka keskittyy tehokkaiden maanpäällisten havaintovälineiden suunnitteluun, rakentamiseen ja käyttöön. Välineiden avulla tähtitieteilijät voivat tehdä merkittäviä tieteellisiä löytöjä. ESO:lla on myös johtava asema tähtitieteen tutkimuksen kansainvälisen yhteistyön edistämisessä ja organisoinnissa. ESO:lla on Chilessä kolme ainutlaatuista huippuluokan observatoriota: La Silla, Paranal ja Chajnantor. ESO:lla on Paranalilla Very Large Telescope (VLT), maailman kehittynein näkyvää valoa havainnoiva tähtitieteellinen observatorio, ja kaksi kartoitusteleskooppia. VISTA toimii infrapuna-alueella ja on maailman suurin kartoitusteleskooppi. VLT Survey Telescope on suurin varta vasten taivaan näkyvän valon kartoitukseen suunniteltu teleskooppi. ESO on maailman suurimman tähtitieteellisen projektin, vallankumouksellisen ALMA-teleskoopin eurooppalainen yhteistyökumppani. Parhaillaan ESO suunnittelee 40-metrin kokoluokan optisen/lähi-infrapuna-alueen European Extremely Large -teleskooppia (E-ELT) josta tulee “maailman suurin tähtitaivasta havainnoiva silmä”.

Linkit

• Kuvia La Sillalta
• Artikkeli TRAPPIST-teleskoopista ESO Messengerin syyskuun 2011 numerossa
• TRAPPIST-teleskoopin verkkosivu

Yhteystiedot

Bruno Sicardy
LESIA-Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie
Paris, France
Puh.: +33 (0)1 45 07 71 15
Matkapuhelin: +33 (0)6 19 41 26 15
Sähköposti: bruno.sicardy@obspm.fr

Emmanuel Jehin
Institut d'Astrophysique de I'Université de Liège,
Liège, Belgium
Puh.: +32 (0)4 3669726
Sähköposti: ejehin@ulg.ac.be

Richard Hook
ESO, La Silla, Paranal, E-ELT & Survey Telescopes Press Officer
Garching bei München, Germany
Puh.: +49 89 3200 6655
Matkapuhelin: +49 151 1537 3591
Sähköposti: rhook@eso.org

Pasi Nurmi (Lehdistön yhteyshenkilö Suomi)
ESO Science Outreach Network ja University of Turku
Turku, Finland
Puh.: +358 29 4504 358
Sähköposti: eson-finland@eso.org

Connect with ESO on social media