Dysnomia (måne)
| Dysnomia | |
 Eris, med sin måne Dysnomia till vänster | |
| Upptäckt | |
|---|---|
| Upptäckare | M. E. Brown, M. A. van Dam, A. H. Bouchez, D. Le Mignant[1] |
| Upptäcktsdatum | 10 september, 2005 |
| Beteckningar | |
| Alternativnamn | S/2005 (136199) 1 |
| Uppkallad efter | Dysnomia |
| Omloppsbana | |
| Halv storaxel | 37,370±150 km |
| Excentricitet | <0.013 |
| Siderisk omloppstid | 15.774±0.002 d |
| Inklination | 142±3° |
| Måne till | Eris |
| Fysikaliska data | |
| Medelradie | ~125 km |
Dysnomia är en måne till dvärgplaneten Eris. Dysnomia har en diameter på ungefär 250 km.
Upptäckt
[redigera | redigera wikitext]Under 2005 genomförde arbetslaget för adaptiv optik vid Keck-observatoriet i Hawaii observationer av de fyra ljusstarkaste objekten i Kuiperbältet, nämligen (Pluto, Makemake, Haumea och Eris), med hjälp av en laserguidestjärna i systemet för adaptiv optik. Observationer från den 10 september avslöjade en måne i omloppsbana runt Eris. Den namngavs 13 september 2006 efter laglöshetens gudinna Dysnomia i grekisk mytologi, tillika dotter till osämjans gudinna Eris.
Själva ordet dysnomia (δυσνομία) betyder 'laglöshet', och namnet anspelar också på skådespelerskan Lucy Lawless, som spelade krigarprinsessan Xena i den amerikanska TV-serien Xena – Krigarprinsessan. Under en period kallades månen inofficiellt för Gabrielle efter rollfiguren med samma namn i TV-serien.
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Dysnomias ljusstyrka har visat sig vara 4,43 magnituder svagare än Eris,[2][3] och dess diameter uppskattas ligga mellan 350 och 490 km,[2] men Mike Brown hävdar att den är 500 gånger svagare och dess diameter ligger mellan 100 och 250 km.[4] Den är 60 gånger svagare än Eris i K-bandet och 480 gånger svagare i V-bandet, vilket innebär ett annorlunda, och betydligt rödare, spektrum, vilket tyder på en betydligt mörkare yta.[5] Förutsatt dess albedo är fem gånger lägre än Eris, skulle dess diameter vara 685 ± 50 km.[6]
Observationer från Keck och Hubbleteleskopet kombinerades och månen Dysnomia användes för att bestämma Eris massa och dess banparametrar uppskattades. Dess omloppstid beräknas till 15,774 ± 0,002 dygn.[7] Dessa observationer tyder på att Dysnomia har en cirkulär omloppsbana runt Eris, med en radie på 37 350 ± 140 km.[7] Detta visar att Eris har en 1,27 gånger större massa än Pluto.[7]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Dysnomia (moon), 19 oktober 2015.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ Brown, Michael E.; van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K.; et al. (3 oktober 2005). ”Satellites of the largest Kuiper belt objects” (på engelska). Astrophysics Journal 639:L43-L46. doi:. http://www.arxiv.org/pdf/astro-ph/0510029. Läst 8 mars 2012.
- ^ [a b] Johnston, W. R. (30 december 2008). ”(136199) Eris and Dysnomia”. Johnston's Archive. http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-136199.html. Läst 12 april 2012.
- ^ Green, D. W. E. (4 oktober 2005). ”S/2005 (2003 UB 313) 1”. IAU Circular 8610. http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08600/08610.html. Läst 12 januari 2012.
- ^ Brown, M. E. (14 juni 2007). ”Dysnomia, the moon of Eris”. Caltech. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon. Läst 3 juli 2011.
- ^ Sicardy, B. (2011). ”A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation”. Nature 478 (7370): sid. 493–496. doi:. PMID 22031441. http://hal.upmc.fr/docs/00/63/77/20/PDF/Eris_SI.pdf.
- ^ Santos-Sanz, P. (2012). ”"TNOs are Cool": A Survey of the Transneptunian Region IV. Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel Space Observatory-PACS”. https://arxiv.org/abs/1202.1481.
- ^ [a b c] Brown, M. E.; Schaller, E. L. (2007). ”The Mass of Dwarf Planet Eris”. Science 316 (5831): sid. 1585. doi:. PMID 17569855.
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
