Komunikat prasowy

Daleka Eris bliźniaczką Plutona

Planeta karłowata została dokładnie zmierzona gdy zablokowała światło słabej gwiazdy

26 października 2011

Astronomowie zmierzyli dokładnie średnicę dalekiej planety karłowatej Eris, po raz pierwszy poprzez zaobserwowanie jej przejścia na tle słabej gwiazdy. Zjawisko to było obserwowane pod koniec 2010 roku przez teleskopy w Chile, w tym belgijski TRAPPIST w Obserwatorium ESO La Silla. Obserwacje wskazują, że pod względem rozmiaru Eris jest prawie idealną bliźniaczką Plutona. Eris wydaje się mieć bardzo dobrze odbijającą światło powierzchnię, co sugeruje, że jest w jednolicie pokryta cienką warstwą lodu - być może zamarzniętą atmosferą. Wyniki badań ukażą się 27 października 2011 roku w czasopiśmie „Nature”.

W październiku 2010 roku odległa planeta karłowata Eris przeszła na tle słabej gwiazdy, zjawisko takie nazywane jest zakryciem. Tego typu zdarzenia są bardzo rzadkie i trudne do obserwacji, ponieważ planeta karłowata jest bardzo odległa i mała. Następny taki przypadek obejmujący Eris nie nastąpi aż do 2013 roku. Zakrycia dostarczają najdokładniejszej, a czasem jedynej, metody pomiaru kształtu i średnicy dalekich ciał Układu Słonecznego.

Gwiazda kandydatka na zakrycie została zidentyfikowana poprzez analizę zdjęć z 2,2-metrowego teleskopu w Obserwatorium ESO Las Silla. Obserwacje zostały starannie zaplanowane i przeprowadzone przez astronomów z wielu uniwersytetów (głównie francuskich, belgijskich, hiszpańskich i brazylijskich), korzystających m.in. z teleskopu TRAPPIST [1] (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope, eso1023), także znajdującego się w La Silla.

„Obserwowanie zakryć przez niewielkie ciała Układu Słonecznego, znajdujące się daleko poza Neptunem, wymaga wielkiej precyzji i bardzo starannego planowania. To najlepszy sposób na zmierzenie rozmiaru Eris, co właśnie się udało.” wyjaśnia Bruno Sicardy, główny autor publikacji.

Obserwacje zakrycia zostały przeprowadzone z 26 miejsc na całym globie, znajdujących się na przewidywanej ścieżce cienia planety karłowatej – w tym przez kilka teleskopów w obserwatoriach amatorskich, ale jedynie w dwóch lokalizacjach można było obserwować zjawisko bezpośrednio (oba położone w Chile). Jednym z nich było Obserwatorium ESO La Silla, korzystające z teleskopu TRAPPIST, a drugim obserwatorium położone w San Pedro de Atakama, korzystające z dwóch teleskopów [2]. Wszystkie trzy teleskopy zarejestrowały nagły spadek jasności, gdy Eris zablokowała światło od odległej gwiazdy.

Połączone obserwacje z dwóch chilijskich lokalizacji wskazują, że Eris ma kształt zbliżony do sferycznego. Pomiary powinny pozwolić na dokładne zmierzenie kształtu u rozmiaru, jeżeli nie są zaburzone występowaniem dużych gór. Tego typu struktury są jednak mało prawdopodobne na tak dużym lodowym ciele.

Eris została zidentyfikowana jako duży obiekt w zewnętrznym Układzie Słonecznym w 2005 roku. Jej odkrycie było jedna z przesłanek, które doprowadziły do zdefiniowania nowej klasy obiektów zwanych planetami karłowatymi i przeklasyfikowaniu Plutona z grona planet do planet karłowatych w 2006 roku. Eris znajduje się obecnie trzy razy dalej od Słońca niż Pluton.

O ile wcześniejsze obserwacje za pomocą innych metod sugerowały, że Eris jest prawdopodobnie o około 25% większa od Plutona i ma szacowaną średnicę około 3000 kilometrów, nowe badania pokazują, że te dwa obiekty są praktycznie takie same pod względem rozmiaru. Nowo wyznaczona średnica Eris wynosi 2326 kilometrów, z dokładnością do 12 kilometrów. To czyni rozmiar Eris lepiej znanym niż jej bliższego odpowiednika – Plutona, którego średnica szacowana jest na od 2300 do 2400 kilometrów. Średnica Plutona jest trudniejsza do zmierzenia z powodu istnienia atmosfery, która czyni brzeg tego obiektu niemożliwym do bezpośredniego wykrycia za pomocą zakryć. Ruch księżyca Eris, Dysnomii [3], został wykorzystany do oszacowania masy planety karłowatej. Okazało się, że jest o 27% masywniejsza od Plutona [4]. W połączeniu ze średnicą można oszacować gęstość Eris, która wynosi 2,52 grama na cm³ [5].

„Taka gęstość oznacza, że Eris jest prawdopodobnie dużym skalnym ciałem pokrytym relatywnie cienkim płaszczem lodu”, komentuje Emmanuel Jehin, który brał udział w badaniach [6]

Okazało się, że powierzchnia Eris bardzo dobrze odbija światło, aż 96% światła, które pada na nią. (widzialne albedo 0,96 [7]). To nawet więcej niż świeży śnieg na Ziemi, co czyni Eris jednym z najlepiej odbijających światło obiektów w Układzie Słonecznym, razem z lodowym księżycem Saturna – Enceladusem. Jasna powierzchnia Eris jest najprawdopodobniej złożona z bogatego w azot lodu zmieszanego z zamrożonym metanem – tak wskazuje widmo obiektu – pokrywającego powierzchnię planety karłowatej cienką i bardzo dobrze odbijającą światło warstwą lodu o grubości mniej niż milimetr.

„Ta warstwa lodu powinna pochodzić od azotowej lub metanowej atmosfery planety karłowatej, kondensującej po zamarznięciu na powierzchni, gdy obiekt oddala się od Słońca na swojej bardzo wydłużonej orbicie w coraz bardziej zimne środowisko”, dodaje Jehin. Lód powinien następnie powracać do formy gazowej, gdy Eris zbliża się do najbliższego Słońcu punktu swojej orbity, w odległości około 5,7 miliarda kilometrów.

Nowe wyniki pozwalają także badaczom na wykonanie nowych pomiarów temperatury powierzchni planety karłowatej. Oszacowania wskazują, że temperatura powierzchni skierowanej do Słońca wynosi najwyżej -238 stopni Celsjusza, a nocna strona Eris jest jeszcze chłodniejsza.

„To nadzwyczajne jak wiele można dowiedzieć się o małym i odległym obiekcie, takim jak Eris, obserwując jak przechodzi na tle słabej gwiazdy, korzystając ze względnie małych teleskopów. Pięć lat po utworzeniu nowej klasy planet karłowatych, wreszcie poznajemy jeden z obiektów, które ją utworzyły.”, podsumowuje Bruno Sicardy.

Uwagi

[1] TRAPPIST jest jednym z największych teleskopów automatycznych zainstalowanych w Obserwatorium La Silla. Z lustrem głównym o średnicy 0,6 metra, został oficjalnie otwarty w czerwcu 2010 r., a jego główną, dedykowaną tematyką badań są planety pozasłoneczne i komety. Teleskop powstał w ramach projektu finansowanego przez Belgijski Fundusz Badań Naukowych (FRS-FNRS), przy udziale Szwajcarskiej Narodowej Fundacji Nauki. Jest kontrolowany z Liège.

[2] Teleskopy Caisey Harlingten oraz ASH2.

[3] Eris to grecka bogini chaosu i niezgody. Dysnomia to córka Eris, bogini bezprawia..

[4] Masa Eris wynosi 1.66 x 1022 kg, co odpowiada 22% masy Księżyca.

[5] Dla porównania, gęstość Księżyca to 3,3 grama na cm³, a wody 1,00 grama na cm³.

[6] Wartość gęstości sugeruje, że Eris jest złożona głównie ze skał (85%), z małą ilością lodu (15%), który wydaje się być warstwą o grubości około 100 km, która otacza duże, skaliste wnętrze. Ta bardzo cienka warstwa prawie samego lodu wodnego nie powinna być mylona z bardzo cienką warstwą zamarzniętej atmosfery na powierzchni Eris, która czyni ją tak mocno odbijającą światło.

[7] Albedo obiektu reprezentuje ułamek padającego światła, które zamiast zostać zaabsorbowane, ulega odbiciu w przestrzeń kosmiczną. Albedo 1 oznacza perfekcyjną zdolność odbijania bieli, natomiast 0 to całkowicie absorbująca czerń. Dla porównania, albedo Księżyca wynosi zaledwie 0,136, czyli podobnie jak w węgla.

Więcej informacji

Wyniki badań ukażą się w “Nature” w wydaniu z 26 października 2011 r.

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

ESO, Europejskie Obserwatorium Południowe, jest wiodącą międzyrządową organizacją astronomiczną w Europie i najbardziej produktywnym obserwatorium astronomicznym na świecie. Jest wspierane przez 15 krajów: Austria, Belgia, Brazylia, Czechy, Dania, Finlandia, Francja, Hiszpania, Holandia, Niemcy, Portugalia, Szwajcaria, Szwecja, Wielka Brytania oraz Włochy. ESO prowadzi ambitne programy dotyczące projektowania, konstrukcji i użytkowania silnych naziemnych instrumentów obserwacyjnych, pozwalając astronomom na dokonywanie znaczących odkryć naukowych. ESO odgrywa wiodącą rolę w promowaniu i organizowaniu współpracy w badaniach astronomicznych. ESO zarządza trzema unikalnymi, światowej klasy obserwatoriami w Chile: La Silla, Paranal i Chajnantor. W Paranal ESO posiada Bardzo Duży Teleskop (Very Large Telescope), najbardziej zaawansowane na świecie astronomiczne obserwatorium w świetle widzialnym oraz dwa teleskopy do przeglądów. VISTA pracuje w podczerwieni i jest największym na świecie instrumentem do przeglądów nieba, natomiast VLT Survey Telescope to największy teleskop dedykowany przeglądom nieba wyłącznie w zakresie widzialnym. ESO jest europejskim partnerem dla rewolucyjnego teleskopu ALMA, największego istniejącego projektu astronomicznego. ESO planuje obecnie 40-metrowej klasy Ekstremalnie Wielki Teleskop Europejski (European Extremely Large optical/near-infrared Telescope - E-ELT), który stanie się “największym okiem świata na niebo”.

Linki

• Zdjęcia La Silla
• Artykuł na temat teleskopu TRAPPIST w ESO Messenger, w numerze z września 2011 r.
• Witryna TRAPPIST

Kontakt

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

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

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

Krzysztof Czart (Kontakt dla mediów Polska)
Sieć Popularyzacji Nauki ESO oraz Urania - Postępy Astronomii
Toruń, Polska
Tel.: +48 513 733 282
E-mail: eson-poland@eso.org

Śledź ESO w mediach społecznościowych

Jest to tłumaczenie Komunikatu prasowego ESO eso1142