에리스 (왜행성)

Eris (dwarf planet)
이 기사는 왜소행성에 관한 것입니다. 비슷한 이름을 가진 소행성에 대해서는 433 에로스를 참고하세요. 기타 용도는 Eris를 참조하십시오.
136199 에리스
Eris (center) and Dysnomia (left); image taken by the Hubble Space Telescope
에리스(가운데)와 디스노미아(가운데 왼쪽); 허블 우주 망원경으로 찍은 사진
디스커버리
에 의해 발견됨
발견일자2005년1월5일[2]
지명
(136199) 에리스
발음/ˈɛr ɪs/, /ˈɪər ɪs/
이름은 다음과 같습니다.
Ἔρις 에리스
2003 UB313[6]
제나(닉네임)
형용사Eridian /ɛˈrɪdiən/[9][10]
기호. (mostly 점성술)
궤도 특성[6]
에포크 2020년 5월 31일
(JD 2459000.5)
가장 빠른 사전복구일1954년9월3일
아펠리온97.457 AU (14.579 Tm)
근일점38.271 AU (5.725 Tm)
67.864 AU (10.152 Tm)
편심0.43607
559.07 yr (204,199 d)
초속 3.434 km
205.989°
0° 0m 6.307s / day
성향44.040°
35.951°
≈ 2257년[11] 12월 1일
±11일
151.639°
알려진 위성디스노미아
물리적 특성
평균직경
2326±12km
평균반지름
1163±6km[12][13]
(1.70±0.02)×107 km2[a]
용량(6.59±0.10)×109 km3[a]
덩어리
  • (1.6466±0.0085)×1022 kg (system)[14]
  • (1.638±0.014)×1022 kg (Eris only)[b]
  • 0.0027 지구; 0.22 달
2.43±0.05 g/cm3[14]
0.82±0.02m/s2
0.084±0.002 g[c]
1.38 ± 0.01 km/s[c]
15.786d(synchron)
≈ 78.3° 궤도(assumed)
≈ 황도까지 61.6°(assumed)
0.96+0.09-0.04 [sic] 기하학적
0.99+0.01
−0.09유대[17]
표면 온도. 분 의미하다 맥스.
(approx) 30K 42K[18] 56K
B−V=0.78, V−R=0.45[19]
18.7[20]
–1.21[6]
34.4±1.4 밀리 아크섹의[21]

에리스(미성단명 136199 에리스)는 태양계에서 가장 질량이 크고 두 번째로 큰 왜성입니다.[22] 산개된 원반 안에 있는 넵투니아 횡단 천체(TNO)이며, 높은 편심 궤도를 가지고 있습니다. 에리스는 2005년 1월에 Mike Brown이 이끄는 Palomar Observatory에 기반을 둔 팀에 의해 발견되었고 그 해 말에 검증되었습니다. 2006년 9월, 그리스-로마 분쟁과 불화의 여신의 이름을 따서 지어졌습니다. 에리스는 태양 주위를 돌고 있는 9번째로 질량이 큰 것으로 알려져 있으며, 태양계 전체에서 16번째로 질량이 큰 물체입니다. 또한 우주선이 방문한 적이 없는 태양계에서 가장 큰 것으로 알려진 물체이기도 합니다. 에리스의 지름은 2,326 ± 12 킬로미터([12]1,445 ± 7 마일)로 측정되었으며, 질량은 지구의 0.28%이고 명왕성보다 27% 더 큽니다.[23][24][25] 에리스와 명왕성은 모두 표면적이 러시아나 남아메리카의 면적과 맞먹습니다.

에리스에는 큰 달로 알려진 디스노미아가 하나 있습니다. 2016년 2월, 태양으로부터 에리스의 거리는 96.3 AU (144억 1천만 km; 89억 5천만 mi)로,[20] 해왕성이나 명왕성의 3배가 넘었습니다. 장주기 혜성을 제외하고 2018년 AG37과 2018 VG18이 발견되기 전까지 태양계에서 가장 멀리 알려진 자연물은 에리스와 디스노미아였습니다.[20]

에리스가 명왕성보다 더 큰 것처럼 보였기 때문에 나사는 처음에 에리스를 태양계의 10번째 행성이라고 설명했습니다. 이것은 미래에 비슷한 크기의 다른 물체가 발견될 것이라는 전망과 함께 국제천문연맹(IAU)이 처음으로 행성이라는 용어를 정의하도록 동기를 부여했습니다. 2006년 8월 24일에 승인된 IAU 정의에 따르면, 에리스, 명왕성, 세레스는 "왜행성"으로,[26] 태양계에 알려진 행성의 수를 1930년 명왕성 발견 이전과 같은 8개로 줄였습니다. 2010년 에리스가 관측한 항성 오컬테이션은 2015년 7월 뉴호라이즌스가 평균 지름이 2,377 ± 4 킬로미터(1,477 ± 2 마일)로 측정한 [27][28]명왕성보다 약간 작았습니다.[29][30]

디스커버리

에리스는 2005년 1월 5일 마이크 브라운, 채드 트루히요, 데이비드 라비노위츠[2] 팀에 의해 2003년 10월 21일 촬영된 이미지로부터 발견되었습니다.[31] 이 발견은 2005년 7월 29일에 발표되었는데,[32] 이는 메이크와 같은 날이자 하우메아 이후 이틀 뒤에 일어난 사건들로 인해 나중에 하우메아에 대한 논란으로 이어질 것으로 보입니다. 연구팀은 몇 년 동안 태양계 외부의 큰 물체를 체계적으로 스캔해 왔으며, 50000 Quaoar, 90482 Orcus, 90377 Sedna를 포함한 여러 다른 대형 TNO의 발견에 관여했습니다.[33]

2003년 10월 21일, 연구팀은 캘리포니아 팔로마 천문대에서 1.2 m 사무엘 오친 슈미트 망원경을 사용하여 일상적인 관측을 수행했지만, 에리스의 이미지는 하늘을 가로지르는 매우 느린 움직임 때문에 그 지점에서 발견되지 않았습니다. 연구팀의 자동 이미지 검색 소프트웨어는 반환되는 거짓 양성의 수를 줄이기 위해 시간당 1.5초 미만으로 움직이는 모든 물체를 제외했습니다.[31] 2003년 세드나가 발견되었을 때, 그것은 1.75 arsec/h의 속도로 움직이고 있었고, 그 점에 비추어 연구팀은 각운동에 대한 하한선을 가지고 그들의 오래된 데이터를 재분석하여 이전에 제외되었던 이미지들을 눈으로 분류했습니다. 2005년 1월, 재분석을 통해 에리스의 느린 궤도 운동이 배경별들을 대상으로 밝혀졌습니다.[31]

그 후 후속 관측을 수행하여 에리스의 궤도를 예비적으로 결정함으로써 물체의 거리를 추정할 수 있었습니다.[31] 연구팀은 추가적인 관찰과 계산이 완료될 때까지 에리스와 메이크 행성의 발견 발표를 연기할 계획이었으나, 그들이 추적해왔던 또 다른 대형 TNO인 하우메아의 발견이 스페인의 다른 팀에 의해 7월 27일에 논란적으로 발표되자 7월 29일에 둘 다 발표했습니다.[2]

에리스의 발견 이전 이미지는 1954년 9월 3일까지 확인되었습니다.[6]

2005년 10월에 발표된 더 많은 관측 결과 에리스는 나중에 디스노미아라는 이름을 가진 달을 가지고 있는 것으로 밝혀졌습니다. 과학자들은 디스노미아의 궤도 관측을 통해 2007년 6월 명왕성보다 27%±2%[23] 큰 (1.66±0.02)×1022 kg으로 계산된 에리스의 질량을 확인할 수 있었습니다.

이름.

에리스는 그리스 여신 에리스(그리스 ἔ ρις)의 이름을 따서 지어졌는데, 이는 분쟁과 불화의 의인화입니다. 이 이름은 2006년 9월 6일 칼텍 연구팀에 의해 제안되었으며,[35] 2006년 9월 13일 IAU가 소행성에 대한 명명 프로토콜에 따라 자동으로 부여한 임시 명칭 2003 UB에313 의해 이 물체를 알 수 있는 이례적으로 긴 기간을 거쳐 부여되었습니다.

에리스라는 이름은 단어 시대의 두 가지 경쟁적인 발음과 유사하게 "긴" 또는 "짧은" e와 함께 두 개의 경쟁적인 발음을 가지고 있습니다.[4] 아마도 Brown과 그의 학생들이 사용한 영어에서 더 일반적인 형태는 / ɪ ˈɛ/ 음절적인 이완과 짧은 길이를 가진 것일 것입니다. 그러나 여신의 고전적인 영어 발음은 / ˈɪər ɪs/로, 깁니다.

이름의 그리스어와 라틴어 사선 줄기는 이탈리아어 에라이드와 러시아어 э рида 에리다에서 볼 수 있듯이 에리드-이므로 영어의 형용사는 에리디안 / ɛˈ르 ɪ디 ə/입니다.

제나

그 물체가 행성으로 분류될 것인지 아니면 소행성으로 분류될 것인지에 대한 불확실성 때문에, 이러한 종류의 물체에 대해 다양한 명명 절차가 적용되기 때문에,[38] 그 물체의 이름을 무엇으로 정할 것인지에 대한 결정은 2006년 8월 24일 IAU 판결 이후까지 기다려야 했습니다.[39] 한동안 그 물체는 제나라는 이름으로 대중에게 알려지게 되었습니다. "제나"는 TV 시리즈 "제나: 워리어 프린세스"의 타이틀 캐릭터에서 영감을 받아 발견 팀이 내부적으로 사용한 비공식적인 이름이었습니다. 이 발견 팀은 명왕성보다 큰 물체를 발견한 첫 번째 물체에 대해 "제나"라는 별명을 저장한 것으로 알려졌습니다. 브라운에 의하면

X(행성 X)로 시작했기 때문에 우리는 그것을 선택했습니다. 신화적으로 들립니다. 그리고 우리는 더 많은 여성 신들(예를 들어 세드나)을 밖으로 끌어내기 위해 노력하고 있습니다. 또한, 그 당시에 TV 쇼는 여전히 TV에 있었는데, 이것은 우리가 얼마나 오랫동안 검색했는지 보여줍니다![40]

브라운은 인터뷰에서 명명 작업이 지연되고 있다고 말했습니다.

한 기자는 뉴욕 타임즈에서 전화를 걸어왔는데,[41] 우연히 대학 시절 친구였던 저는 "여러분들이 제안한 이름이 무엇입니까?"라고 물었고, 저는 "글쎄요, 저는 말하지 않을 거예요."라고 말했습니다. 그가 말하길, "자네들끼리만 이야기할 때 뭐라고 부르니?" 제가 기억하는 한, 이것은 제가 언론에서 누군가에게 이것을 말한 유일한 때였고, 그리고 나서 그것은 도처에 퍼졌고, 저는 단지 그것에 대해 나쁘게 생각했습니다. 저는 그 이름을 좋아합니다.[42]

공식명칭선택

에리스의 움직임을 발견하는 데 사용된 이미지에서 보여주는 애니메이션. Eris는 화살표로 표시됩니다. 3개의 프레임은 3시간 동안 촬영되었습니다.

과학 작가 고버트 실링(Govert Schilling)에 따르면 브라운은 처음에 이 물체를 "릴라(Lila)"라고 부르기를 원했는데, 이는 힌두교 신화에 나오는 우주를 브라만(Brahman)이 하는 게임의 결과로 묘사한 개념에서 따온 것입니다.[33] 이 이름은 브라운의 갓 태어난 딸의 이름인 "릴라"처럼 발음될 수 있습니다. 브라운은 공식적으로 받아들여지기 전에 자신의 이름을 공개하지 않는 것을 염두에 두고 있었습니다. 그는 1년 전에 세드나와 그렇게 했고, 심한 비난을 받았습니다. 그러나 세드나 명칭에 대해서는 규약 위반 외에 이의가 제기되지 않았고, 세드나에 대해서는 경쟁 명칭이 제시되지 않았습니다.[43]

그는 발견 사실을 알리는 개인 웹 페이지의 주소를 /~mrown/planetlila로 나열했고, 하우메아 발견 논란 이후 혼란 속에서 변경하는 것을 잊었습니다. 그는 동료 천문학자들에게 불필요하게 더 화를 내기보다는 단순히 웹페이지가 자신의 딸의 이름을 따서 만들어졌다고 말하고 "릴라"를 고려에서 제외시켰습니다.[33]

브라운은 또한 명왕성 신의 아내인 페르세포네가 그 물체의 좋은 이름이 될 것이라고 추측했습니다.[2] 이 이름은 공상과학소설에[44] 나오는 행성들을 위해 여러 번 사용되었고 뉴 사이언티스트 잡지가 실시한 여론조사에서 손쉽게 승리를 거두며 대중들에게 인기가 있었습니다.[45] ("제나"는 별명임에도 불구하고 4위를 차지했습니다.) 이 행성이 왜소행성(따라서 소행성)으로 분류되면 이 선택은 불가능했습니다. 왜냐하면 399 페르세포네라는 이름을 가진 소행성이 이미 있었기 때문입니다.[2]

발견팀은 2006년 9월 6일 에리스를 제안했습니다. 2006년 9월 13일, 이것은 국제천문연맹에 의해 공식적인 이름으로 받아들여졌습니다.[46][47] 브라운은 이 물체가 오랫동안 행성으로 여겨졌기 때문에, 다른 행성들처럼 그리스나 로마 신화에 나오는 이름을 가질 자격이 있다고 결정했습니다. 그 소행성들은 Greeco-Roman 이름의 대부분을 차지했습니다. 브라운이 가장 좋아하는 여신으로 묘사한 에리스는 다행히 포용에서 벗어났습니다.[42] 2006년 브라운은 "에리스는 사람들 사이에 다툼을 일으켜 분쟁과 불화를 일으켰다"며 "이것도 이 사람이 해온 일"이라고 말했습니다.[48]

행성 기호는 더 이상 천문학에서 많이 사용되지 않지만, 나사는 에리스를 위해 ⟨⟩인 에리스의 손(U+2BF0)을 사용했습니다. 이것은 에리스 여신을 숭배하는 종교인 디스코드주의의 상징입니다.[50] 대부분의 점성가들은 이 기호를 사용하는 반면, 일부 점성가들은 화성과 비슷한 기호를 사용하지만 화살표가 아래쪽을 가리키는 ⟨⟩(U+2BF1)을 사용합니다. 두 기호 모두 유니코드에 포함되어 있습니다.[51]

분류

넵투니아 횡단 천체 분포

에리스는 넵투니아 횡단 왜성(plutoid)입니다.[52] 그것의 궤도 특성은 태양계가 형성될 때 해왕성과의 중력 상호작용에 따라 카이퍼 벨트에서 더 멀리 떨어져 있고 특이한 궤도로 "산란"된 산란원반 천체(SDO) 또는 TNO로 더 구체적으로 분류합니다. 높은 궤도 경사는 알려진 SDO 중에서 특이하지만 이론적 모델에 따르면 원래 카이퍼 벨트의 안쪽 가장자리 근처에 있던 물체가 바깥쪽 벨트의 물체보다 더 높은 경사를 가진 궤도로 흩어진 것으로 나타났습니다.[53]

에리스는 처음에 명왕성보다 더 클 것으로 생각되었기 때문에, 나사와 그것의 발견에 대한 언론 보도에서 그것은 "열 번째 행성"으로 묘사되었습니다.[54] 명왕성의 상태에 대한 불확실성과 명왕성이 행성으로 분류되어야 하는지에 대한 지속적인 논쟁에 대응하여, 국제천문연맹은 이 문제를 결정하기 위해 행성이라는 용어에 대한 충분히 정확한 정의를 개발하도록 천문학자 그룹에게 위임했습니다. 이는 2006년 8월 24일 채택된 IAU의 태양계 행성 정의(Definition of a Planet in the Solar System)로 발표되었습니다. 이때 [55]에리스와 명왕성은 행성의 새로운 정의와는 구별되는 범주인 왜행성으로 분류되었습니다. 브라운은 이후 이 분류에 찬성한다고 밝혔습니다.[56] 그 후 IAU는 소행성 목록에 에리스를 추가하여 (136199) 에리스로 지정했습니다.[39]

궤도

참고 항목: 태양에서 가장 멀리 떨어진 태양계 천체 목록
에리스(파란색)의 궤도는 토성, 천왕성, 해왕성, 명왕성(흰색/회색)의 궤도와 비교됩니다. 황도 아래의 호들은 더 어두운 색으로 표시되며, 빨간 점은 태양입니다. 왼쪽의 도표는 극점도이고 오른쪽의 도표는 황도와 다른 도표입니다.
지구에서 볼 때, 에리스는 고래자리를 통해 하늘에 작은 고리를 만듭니다.

에리스의 공전 주기는 559년입니다.[20] 태양으로부터 가능한 최대 거리는 97.5 AU이고, 가장 가까운 거리는 38 AU입니다.[20] 근일점의 시간은 교란되지 않은 2체 해를 사용하여 선택된 시점에서 정의되기 때문에, 근일점 날짜로부터 멀리 떨어져 있을수록 결과의 정확성이 떨어집니다. 근일점의 시간을 정확하게 예측하기 위해서는 수치 적분이 필요합니다. JPL 호라이즌스에 의한 수치적 통합은 에리스가 1699년경 근일점에 [57]도달했고 1977년경에 근일점에 도달했으며 2257년 12월경에 근일점에 복귀할 것임을 보여줍니다.[11] 모든 궤도가 지구의 궤도와 거의 같은 평면에 놓여 있는 8개의 행성들과는 달리, 에리스의 궤도는 매우 기울어져 있습니다: 그것은 황도에 대해 약 44도 각도로 기울어져 있습니다.[6] 발견되었을 때, 에리스와 그것의 달은 장주기 혜성과 우주 탐사선을 제외하고 태양계에서 가장 멀리 알려진 물체였습니다.[2][58] 2018년에 2018 VG18이 발견될 때까지 이러한 구별을 유지했습니다.[59]

2008년 기준으로 약 40개의 알려진 TNO가 있으며, 특히 2006 SQ372, 2000 OO67 및 Sedna는 현재 에리스보다 태양에 더 가깝지만, 그들의 반장축이 에리스(67.8 AU)보다 더 큽니다.[7]

에리스와 명왕성의 향후 1,000년간 태양과의 거리

에리스 궤도는 매우 이심률이 높으며, 에리스를 태양으로부터 37.9 AU 이내에 있도록 하는데, 이는 산란된 물체의 전형적인 근일점입니다.[60] 이것은 명왕성 궤도 내에 있지만, 해왕성과의 직접적인 상호작용(~37 AU)으로부터는 안전합니다.[61] 반면 명왕성은 다른 플루티노와 마찬가지로 덜 경사지고 덜 편심된 궤도를 따라가며 궤도 공명에 의해 보호되어 해왕성의 궤도를 통과할 수 있습니다.[62] 약 800년 후, 에리스는 명왕성보다 태양에 더 가까워질 것입니다(왼쪽 그래프 참조).

2007년 기준, 에리스의 겉보기 등급은 18.7로 몇몇 아마추어 망원경들이 탐지할 수 있을 정도로 밝습니다.[63] CCD가 장착된 200밀리미터(7.9인치) 망원경은 유리한 조건에서 에리스를 탐지할 수 있습니다.[f] 지금까지 그것이 주목되지 않았던 이유는 그것의 가파른 궤도 경사 때문입니다. 태양계 바깥쪽의 큰 물체를 찾는 것은 대부분의 물체가 발견되는 황도면에 집중하는 경향이 있습니다.[64]

에리스의 궤도 경사도가 높기 때문에, 에리스는 전통적인 황도대의 몇 개의 별자리만 통과합니다; 그것은 현재 고래자리에 있습니다. 조각가는 1876년부터 1929년까지, 피닉스는 1840년부터 1875년까지였습니다. 2036년에는 물고기자리에 들어가서 양자리에 들어갈 2065년까지 그곳에 머물 것입니다.[65] 그리고 나서 그것은 북쪽 하늘로 이동하여 2128년에 페르세우스에 들어가고 2173년에 카멜로파르달리스(가장 북쪽의 위치에 도달할 것입니다)에 들어갈 것입니다.

크기, 질량, 밀도

크기 비교: 달과 지구가 있는 에리스(왼쪽 아래)(위와 오른쪽)
2010년 11월 에리스에 의한 항성 엄폐 현상의 예시. 결과적인 오컬테이션 코드는 에리스의 원형 실루엣을 투영하여 2,326 km (1,445 mi)의 구면 직경을 제공합니다.
사이즈견적
연도 반지름
km		 원천
2005 1,199[66] 허블
2007 1,300[67] 스피처
2011 1,163[12] 오컬트레이션
에리스의 질량은 다른 왜행성(플루토, 하우메아, 메이크, 공공, 콰아르, 오르쿠스, 세레스), 카론과 얼음 위성 티타니아(우라누스 3세), 오베론(우라누스 4세), 레아(토성 5세), 이아페투스(토성 8세), 트리톤(해왕성 1세)과 비교됩니다. 질량 단위는 10kg입니다21.

2010년 11월, 에리스는 지구에서 가장 멀리 떨어진 항성 오컬트의 대상이 되었습니다.[13] 이 사건의 예비 데이터는 이전 크기 추정치에 의문을 제기합니다.[13] 그 팀들은 2011년 10월에 그들의 최종 결과를 발표했고, 지름은 2326±12 km로 추정했습니다.[12]

이것은 에리스가 더 무겁지만, 에리스가 지름 2372±4 km인 명왕성보다 면적과 지름이 조금 더 작습니다. 또한 기하학적 알베도가 0.96임을 나타냅니다. 알베도가 높은 것은 에리스의 편심 궤도가 태양으로부터 점점 더 가까워지면서 온도 변동으로 표면 얼음이 보충되기 때문으로 추측됩니다.[21]

에리스의 질량은 훨씬 더 정확하게 계산될 수 있습니다. 당시 디스노미아의 관측값인 15.774일을[23][68] 기준으로 할 때, 에리스의 질량은 명왕성의 27%에 달합니다. 2011년 오컬테이션 결과를 이용하면 에리스의 밀도는 명왕성보다 훨씬 높은 2.52±[g]03.07g/cm이므로 암석 물질로 크게 구성되어야 합니다.[12]

방사성 붕괴를 통한 내부 가열 모델은 에리스가 맨틀-코어 경계에 액체 상태의 물로 이루어진 지하 바다를 가질 수 있음을 시사합니다.[69] 달 디스노미아에 의한 에리스의 조석 가열은 가능한 지하 해양의 보존에 추가적으로 기여할 수 있습니다.[70]

2015년 7월, 거의 10년 동안 에리스가 태양 주위를 직접 도는 것으로 알려진 9번째로 큰 천체로 여겨진 후, 뉴호라이즌스호의 근접 촬영 결과 명왕성의 부피가 에리스의 부피보다 약간 더 큰 것으로 밝혀졌습니다.[71] 에리스는 현재 부피 기준으로 태양을 직접 공전하는 것으로 알려진 10번째로 큰 천체로 알려져 있지만 질량 기준으로는 9번째로 큰 천체입니다.

지표와 대기

명왕성과 비교한 에리스의 적외선 스펙트럼은 두 천체 사이에 뚜렷한 유사성을 보여줍니다. 화살표는 메탄 흡수선을 나타냅니다.

발견팀은 2005년 1월 25일 하와이에 있는 8 m 제미니 북망원경에서 분광 관측을 통해 에리스의 초기 식별을 추적했습니다. 이 물체에서 나오는 적외선은 메탄 얼음의 존재를 밝혀냈는데, 이는 표면이 당시 표면 메탄이 있는 것으로 알려진 유일한 TNO였던 명왕성과 표면에 메탄이 있는 해왕성의 위성 트리톤의 표면과 비슷할 수 있음을 나타냅니다.[72] 2022년 제임스 웹 우주 망원경(JWST)에 의한 에리스 근적외선 분광법은 67P/추류모프-게라시멘코와 같은 목성족 혜성보다 더 적은 양으로 표면에 중수소화된 메탄 얼음의 존재를 밝혀냈습니다.[73] 에리스의 비교적 낮은 중수소 존재비는 그것의 메탄이 원시적이지 않고 대신 지하 지구화학적 과정에서 생성되었을 수 있음을 시사합니다.[73] JWST에서도 상당한 양의 에리스의 질소 얼음이 검출되었으며, 에리스의 비원시적 메탄과 유사한 지하 과정에서 발생한 것으로 추정됩니다.[73] 에리스의 질소 얼음의 양은 부피 기준으로 메탄의 3분의 1 정도로 추정됩니다.[73]

명왕성과 트리톤의 다소 붉고 다양한 표면과 달리 에리스의 표면은 거의 하얗고 균일하게 보입니다.[2] 명왕성이 붉은 색을 띠는 것은 표면에 톨린이 침착되어 있기 때문인 것으로 생각되며, 이러한 침착물이 표면을 어둡게 하는 곳에서 알베도가 낮을수록 온도가 높아지고 메탄 침착물이 증발합니다. 반면 에리스는 알베도가 낮은 곳에서도 메탄이 표면에 응축될 수 있을 정도로 태양에서 멀리 떨어져 있습니다. 표면에 메탄이 균일하게 응축되면 알베도 대비가 감소하고 레드톨린의 침전물을 덮을 수 있습니다.[31] 이 메탄의 승화와 응축의 주기는 명왕성과 비슷한 에리스의 블레이드 지형을 생성할 수 있습니다.[74][73] 또는 에리스의 표면은 명왕성의 스푸트니크 평면과 유사한 전 지구적인 메탄과 질소 얼음 빙하의 복사 대류를 통해 새로워질 수 있습니다.[75][73] JWST의 분광학적 관측은 에리스의 표면에서 방사성 메탄의 부산물인 에탄의 흔적이 감지되지 않았기 때문에 에리스의 표면이 지속적으로 신선하다는 생각을 뒷받침합니다.[73]

이 별의 표면 온도는 약 30 ~ 56 K (-243.2 ~ -217.2 °C, -405.7 ~ -358.9 °F)로 추정됩니다.[2] 에리스는 명왕성보다 태양에서 최대 3배 더 멀리 떨어져 있을 수 있지만 표면의 얼음 일부가 대기를 형성할 수 있을 정도로 충분히 가까이 접근합니다. 메탄과 질소는 모두 휘발성이 높기 때문에 에리스가 항상 메탄과 질소 얼음이 지속될 정도로 추운 태양계 먼 곳에 거주해왔거나 천체가 대기에서 빠져나가는 가스를 보충할 수 있는 내부 원천을 가지고 있다는 것을 보여줍니다.[74] 이것은 발견된 또 다른 TNO인 하우메아가 관찰한 것과 대조되는데, 이것은 물 얼음의 존재를 드러냈지만 메탄의 존재는 드러내지 않았습니다.[76]

회전

에리스는 표면이 균일해 회전하면서 밝기 변화가 거의 없어 회전 주기 측정이 어렵습니다.[77][15] 에리스의 밝기를 정확하게 장기간 관찰한 결과, 에리스는 달 디스노미아에 조수적으로 갇혀 있으며, 자전 주기는 달의 공전 주기와 15.78일로 일치합니다.[15] 디스노미아는 또한 에리스와 조수적으로 맞물려 있어 에리스-디스노미아 시스템이 명왕성과 카론 다음으로 두 번째로 동시 회전하는 것으로 알려져 있습니다. 에리스의 자전 주기에 대한 이전의 측정은 에리스의 자전에 대한 장기간의 커버리지가 충분하지 않기 때문에 수십 시간에서 며칠 사이의 매우 불확실한 값을 얻었습니다.[77][78][79] 에리스의 축방향 기울기는 측정되지 [14]않았지만 황도를 기준으로 약 78도가 될 디스노미아의 궤도 경사와 동일하다고 합리적으로 추정할 수 있습니다.[16] 이 경우 에리스의 북반구 대부분은 햇빛에 의해 빛날 것이며, 2018년에는 반구의 30%가 지속적인 조명을 경험할 것입니다.[16]

위성.

주 기사: 성교통 (달)
Dysnomia
에리스와 그 암흑의 달 디스노미아에 대한 예술가의 구상

2005년 하와이의 Keck 망원경의 적응광학 팀은 새로 의뢰된 레이저 가이드 별 적응광학 시스템을 사용하여 가장 밝은 4개의 TNO(플루토, 메이크, 하우메아, 에리스)를 관측했습니다.[80] 9월 10일에 촬영된 이미지들은 에리스 주변의 궤도에 있는 달을 보여주었습니다. 에리스를 위해 이미 사용되고 있는 "제나" 별명을 따라 브라운의 팀은 텔레비전 전사 공주의 조수를 따서 달에 "가브리엘"이라는 별명을 붙였습니다. 에리스가 IAU로부터 공식적인 이름을 받았을 때, 달은 에리스의 딸이었던 그리스의 무법의 여신의 이름을 따서 디스노미아라는 이름을 받았습니다. 브라운은 아내의 이름인 다이앤과 비슷한 점 때문에 골랐다고 합니다. 그 이름은 또한 루시 롤리스가 텔레비전에서 묘사한 에리스의 오래된 비공식 이름 제나를 빗댄 표현을 유지하고 있지만, 그 연관성은 의도적이지 않았습니다.[81]

에리디언 계
이름. 지름
(km) 		반장축
(km) 		덩어리
(x10kg22) 		발견일자
에리스 2326±12[12] 1.638±0.014[b] 2005년1월5일
디스노미아 615+60
−50[82] 		37273±64[14] 0.008±0.006[82] 2005년9월10일[80]

탐험

에리스는 2015년 명왕성 비행에 성공한 후 확장된 임무의 일환으로 2020년 5월에 출발한 뉴호라이즌스 우주선에 의해 멀리서 관찰되었습니다.[17] 에리스는 뉴호라이즌스(112AU)에서 지구(96AU)보다 더 멀리 떨어져 있었지만 카이퍼 벨트 안에 있는 우주선의 독특한 유리점은 에리스를 높은 위상각으로 관찰할 수 있게 해주었습니다. 에리디안 표면의 광산란 특성과 위상 곡선 거동을 결정할 수 있도록 합니다.[17]

2010년대에는 카이퍼 벨트를 탐사하기 위한 후속 임무를 위한 여러 연구가 있었는데, 그중 에리스가 후보로 평가되었습니다.[83] 2032년 4월 3일 또는 2044년 4월 7일 발사일을 기준으로 목성 중력 보조 장치를 사용하여 에리스까지 비행하는 데 24.66년이 걸릴 것으로 계산되었습니다. 에리스는 우주선이 도착할 때 태양으로부터 92.03 또는 90.19 AU 떨어져 있을 것입니다.[84]

참고 항목

해설주

  1. ^ a b 평균 반지름에서 계산됨
  2. ^ a b 에리스 자체의 질량은 계의 질량((1.6466±0.0085)×1022 kg)[14]과 디스노미아 자체의 질량((8.2±5.7)×1019 kg)의 차이입니다.[82]
  3. ^ a b 알려진 매개변수를 기반으로 계산
  4. ^ a b 에리스의 궤도에 대해 78.29° 기울어진 디스노미아의 궤도와 같은 평면에서 에리스가 회전할 경우 축 방향 기울기로 가정합니다.[14]
  5. ^ Holler et al. (2021)은 디스노미아 궤도의 북극에 대해 β = 28.41°의 황도를 결정했으며, 이는 Eris의 회전 북극과 유사한 방향을 갖는 것으로 추정됩니다. β는 황도면으로부터의 각도 오프셋인 반면, 황도에 대한 기울기 i는 β = +90°에서 황도 북극으로부터의 각도 오프셋이고, i는 황도에 대한 β의 보체입니다. 따라서 β = 28.41°, i = 90° – (28.41°)가 주어졌을 때= 황도에서 61.59° 떨어져 있습니다.
  6. ^ 에리스의 아마추어 이미지의 예는 2005년 11월 2일 Wayback Machine에서 Fred Bruenjes의 Astronomy Archive를 참조하십시오.
  7. ^ 나열된 질량을 나열된 부피로 나누어 계산합니다.

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