ERIS(2)
Caratteristiche dell'orbita
Eris presenta un periodo orbitale di 557 anni ed attualmente si trova quasi alla massima distanza possibile dal Sole (ovvero all'afelio) raggiunta nel 1977. Come nel caso di Plutone, la sua orbita è estremamente eccentrica, e lo porta a circa 35 UA di distanza dal Sole al perielio (la distanza di Plutone varia da 29 a 49,5 UA, mentre l'orbita di Nettuno arriva appena a 30 UA).
Mentre i pianeti rocciosi del sistema solare interno e i giganti gassosi giacciono su orbite poste, approssimativamente, sul medesimo piano (l'eclittica), l'orbita di Eris presenta un'inclinazione pari a circa 44°.
L'oggetto è abbastanza luminoso, e la sua magnitudine apparente media di 18,8 lo rende visibile da Terra con modesti telescopi, un telescopio con un obiettivo o uno specchio di almeno 20 cm e un CCDdovrebbe riuscire a fotografarlo in buone condizioni osservative.
Probabilmente la forte inclinazione dell'orbita è la causa principale del notevole ritardo occorso nella scoperta, dato che molte delle ricerche di pianeti nani situati al di fuori dell'orbita di Nettuno si erano in precedenza concentrate sul piano dell'eclittica, dove si è accumulata la maggior parte della materia che compone il sistema solare.
Determinazione delle dimensioni
| Anno | Raggio (Diametro) | Fonte |
|---|---|---|
| 2005 | 1199 (2397) km | Hubble |
| 2007 | 1300 (2600) km | Spitzer |
| 2011 | 1163 (2326) km | Occultazione |
La luminosità apparente degli oggetti presenti nel sistema solare dipende dalla loro grandezza, dalla loro distanza e dalla quantità di luce che riflettono, o albedo. Se queste ultime due quantità sono conosciute, il raggio di un oggetto (approssimandolo con un corpo sferico) può essere facilmente determinato dal valore della sua magnitudine apparente; più è elevato l'albedo, più piccolo è il raggio stimato. Immediatamente dopo la scoperta, si osservò che anche un valore massimo di albedo (1,0) avrebbe implicato dimensioni maggiori rispetto a quelle di Plutone (2300 km); dato che si tratta di un valore teorico ed impossibile da raggiungere, il nuovo oggetto si rivelò essere sicuramente molto più grande di Plutone.
Per contro, il diametro massimo possibile dell'oggetto era limitato dal fatto che esso non poteva essere individuato dal telescopio spaziale Spitzer, e quindi doveva per forza avere un diametro inferiore a 3550 km. Questo poneva a sua volta un limite inferiore per l'albedo di Eris pari a 0,5, rendendolo più simile a Plutone di qualsiasi altro oggetto della fascia di Kuiper finora individuato.
Misure termiche condotte da Frank Bertoldi con il radiotelescopio IRAM hanno permesso di stimare, con un margine di incertezza di ±400 km, il diametro intorno a 2860 km assumendo una rotazione lenta, o intorno a 3090 km assumendo una rotazione veloce.
L'osservazione mediante Hubble
Per determinare in modo preciso il diametro di Eris, l'oggetto è stato infine osservato direttamente attraverso il telescopio spaziale Hubble. Ad una distanza di 97 UA, un oggetto con un diametro di circa 3 000 km dovrebbe avere un diametro angolare di circa 40 milliarcosecondi, direttamente misurabile con l'HST: anche se risolvere tali piccoli oggetti è quasi al limite delle possibilità dell'Hubble, tecniche sofisticate di elaborazione delle immagini, quale ad esempio la deconvoluzione, possono essere utilizzate per misurare in modo accurato simili dimensioni angolari. Il team ha precedentemente applicato questa tecnica su Quaoar, usando l'Advanced Camera for Surveys per misurare direttamente il raggio del planetoide.
L'11 aprile 2006 la NASA ha annunciato che, grazie alle osservazioni del 9-10 dicembre 2005, il diametro di Eris è stato valutato in 34,3 ± 1,4 milliarcosecondi, che corrispondono a 2 400 km, con un errore di ±100 km. Questo significa che l'oggetto è circa il 5% più grande di Plutone. Le dimensioni rilevate lo pongono vicino al limite inferiore della forchetta di possibilità precedentemente individuata; Eris deve quindi avere un'albedo straordinariamente elevata, pari a 0,86 ± 0,07, che ne fa uno degli oggetti più luminosi del sistema solare, secondo solo ad Encelado.
Quest'albedo così elevata potrebbe essere dovuta ad un'atmosfera di metano, che in prossimità dell'afelio (dove l'oggetto si trova attualmente) potrebbe congelare e precipitare al suolo, conferendogli un colore chiaro.
Determinazione con il metodo dell'occultazione di una stella
Il diametro di un corpo minore del sistema solare si può determinare con l'occultazione di una stella da parte di questo, osservandola con più telescopi disposti a distanze comparabili con la dimensione del corpo e registrando i tempi esatti dell'eclissamento della stella.
Per i pianeti nani questo metodo è quello che dà i risultati migliori.
Tale tipo di osservazione è stata possibile nel novembre del 2010 ed è stata effettuata con il telescopio TRAPPIST dell'osservatorio di La Silla dell'ESO e altri due telescopi posizionati a San Pedro de Atacama, essa indicava un diametro di Eris pari 2326 chilometri, con un'accuratezza di 12 chilometri.
Dopo questa osservazione si conosce meglio il diametro di Eris rispetto a quello di Plutone per il fatto che quest'ultimo ha un'atmosfera che rende più difficile la determinazione del proprio diametro con questo metodo.
Superficie
Gli astronomi eseguirono l'identificazione iniziale di Eris tramite osservazioni spettroscopiche condotte presso il Gemini North Telescopio di 8 metri delle isole Hawaii, il 25 gennaio 2005. La luce infrarossa proveniente dall'oggetto ha rivelato la presenza di metano allo stato solido, che indica una superficie molto simile a quella di Plutone, l'unico oggetto della fascia di Kuiper che finora ha rivelato la presenza di tale elemento. Anche il satellite di Nettuno Tritone possiede questo composto chimico in abbondanza, e ciò lo lega agli altri oggetti della fascia. Diversamente da Plutone e Tritone, che sembrano essere rossicci, Eris appare tuttavia quasi grigio.Non è ancora noto il processo che possa essere all'origine di colorazioni così differenti.
Il metano molecolare è un composto molto volatile, e la sua presenza su Eris indica che finora l'oggetto ha sempre orbitato nel sistema solare a distanze dal Sole tali che le estreme temperature hanno permesso al metano ghiacciato di persistere; questo contrasta con le osservazioni di un altro oggetto della fascia di Kuiper recentemente individuato, Haumea, che rivelano la presenza di solo ghiaccio d'acqua.
Satelliti naturali
Eris è dotato di un satellite naturale, Disnomia.
L'oggetto, precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (136199) 1 e designato informalmente Gabrielle, appare circa sessanta volte meno luminoso del proprio pianeta madre; assumendo che l'albedo dei due corpi sia pressoché identica, il diametro di Disnomia può essere stimato attorno ai 350 km, circa un ottavo di quello di Eris.
Il semiasse maggiore della sua orbita sembra aggirarsi fra i 30 000 e i 36 000 km, con un periodo orbitale di 14 giorni. Stime più precise dei parametri orbitali permetteranno, in futuro, una più certa determinazione della massadel satellite e del pianeta nano madre.