| Дизномія | |
|---|---|
| (англ. Dysnomia) | |
 Дизномія (ліворуч) і Ерида (у центрі) | |
| Дані про відкриття | |
| Дата відкриття | 10 вересня 2005 |
| Відкривач(і) | Майкл E. Браун, Чедвік Трухільйо, Девід Рабіновіц |
| Планета | Ерида |
| Номер | Ерида I |
| Орбітальні характеристики | |
| Велика піввісь | 37 430 км |
| Орбітальний період | 15.785899±0.000050 діб |
| Ексцентриситет орбіти | 0.0062±0.0010 |
| Фізичні характеристики | |
| Видима зоряна величина | 25.4 |
| Діаметр | 700±115 км |
| Маса | (3–5)×1020 кг |
| Альбедо | 0.04 |
| Інші позначення | |
| 136199 Eris I, S/2005 (2003 UB313) 1 | |
 Дизномія у Вікісховищі | |
Дизномія, офіційне позначення (136199) Еріда I, — єдиний відомий супутник карликової планети Ерида та другий за розміром відомий супутник карликової планети після Харона, супутника Плутона. Відкриття відбулося у вересні 2005 року Майком Брауном та командою Лазерної адаптивної оптики (LGSAO) обсерваторії Кека. Спершу супутник отримав тимчасове позначення S/2005 (2003 UB313) 1, а в вересні 2006 року йому було присвоєно офіційну назву Дизномія (від давньогрецького слова Δυσνομία, що означає «анархія» або «беззаконня») на честь дочки давньогрецької богині Ерида[1].
За оцінками, діаметр Дизномії становить 615+60
−50 км, що відповідає 24–29 % діаметра Ериди. Маса Дизномії значно менша за масу Ериди, а її щільність вказує на те, що вона здебільшого складається з льоду. На відміну від сильно відбивної крижаної поверхні Ериди, Дизномія має дуже темну поверхню, яка відбиває лише близько 5 % видимого світла, що схоже на властивості типових транснептунових об'єктів подібного розміру. Ці фізичні характеристики свідчать про те, що Дизномія утворилася внаслідок великого зіткнення з Еридою, подібно до процесів формування інших подвійних систем карликових планет, таких як Плутон і Оркус, а також системи Земля–Місяць[2][3].
У 2005 році команда адаптивної оптики телескопів Кека на Гаваях провела спостереження чотирьох найяскравіших об'єктів поясу Койпера (Плутон, Макемаке, Хаумеа та Ерида) з використанням щойно встановленої системи адаптивної оптики з лазерною направляючою зорею. Спостереження, проведені 10 вересня 2005 року, виявили супутник, що обертається навколо Ериди, якому тимчасово присвоїли позначення S/2005 (2003 UB313) 1. Відповідно до прізвиська «Ксена», яке вже використовували для Ериди, відкривачі дали супутнику прізвисько «Габріель» на честь подруги Ксени[4][5].
Першовідкривачі пропонували для супутника назву Габріела (англ. Gabrielle) на честь супутниці Ксени — головного персонажа серіалу «Ксена: принцеса-воїн» (оскільки саму Ериду пропонувалося назвати Ксеною (англ. Xena)). Затверджену назву обрано на честь Дисномії, у давньогрецькій міфології — дух беззаконня (так перекладається грецьке слово Δυσνομία), дочка Ериди, богині помсти. Однак ця назва була запропонована не тільки тому, що Дисномія є дочкою Ериди, а й у зв'язку з тим, що прізвище новозеландської актриси Люсі Лоулесс, яка зіграла Ксену в серіалі, також перекладається як «беззаконна»[6].
.jpg)
Спостереження теплового випромінювання системи Ерида–Дизномія на субміліметрових довжинах хвиль за допомогою Атакамської великої міліметрової решітки (ALMA) у 2015 році вперше показали, що Дизномія має великий діаметр і дуже низький альбедо, з початковою оцінкою близько 700 ± 115 км[3]. Подальші спостереження ALMA у 2018 році уточнили діаметр Дизномії до 615+60
−50 км (24–29 % діаметра Ериди) та альбедо 0,05 ± 0,01[2]. Серед відомих супутників карликових планет лише Харон більший, що робить Дизномію другим за розміром супутником карликової планети. Низьке альбедо Дизномії різко контрастує з надзвичайно високим альбедо Ериди, яке становить 0,96; поверхню Дизномії описують як темнішу за вугілля, що є типовою характеристикою транснептунових об'єктів подібного розміру[7][3].
Ерида та Дизномія перебувають у взаємному приливному захопленні, подібно до системи Плутон–Харон. Астрометричні спостереження системи Ерида–Дизномія за допомогою ALMA показали, що Дизномія не спричиняє помітних збурень у положенні Ериди відносно барицентра, що свідчить про її масу меншу за 1,4×1020 кг (співвідношення мас 0,0050±0,0035)[2]. Це менше за оцінюваний діапазон маси (2–5)×1020 кг (співвідношення мас 0,01–0,03), який зазвичай дозволяв би Ериді перебувати у приливному захопленні в межах Сонячної системи[8], що свідчить про надзвичайно високу дисипацію Ериди. Верхня межа маси Дизномії, визначена ALMA, відповідає максимальної щільності < 1,2 г/см3, що вказує на переважно крижану будову[2]. Форма Дизномії невідома, проте її низька щільність дозволяє припустити, що вона не перебуває у гідростатичній рівновазі[9].
Різниця в яскравості між Дизномією та Еридою зменшується на довших і червоніших довжинах хвиль. Спостереження за допомогою космічного телескопа Габбл показали, що у видимому світлі Дизномія приблизно у 500 разів тьмяніша за Ериду (різниця зоряних величин — 6,70)[10], тоді як спостереження в ближньому інфрачервоному діапазоні за допомогою телескопа Кека показують, що вона приблизно у 60 разів тьмяніша (різниця зоряних величин — 4,43)[11]. Це свідчить про те, що спектр Дизномії суттєво відрізняється від спектра Ериди й має більш червоний відтінок, що вказує на значно темнішу поверхню. Це було підтверджено спостереженнями на субміліметрових довжинах хвиль[12][3].
Поєднавши спостереження з телескопів Кека і Габбл, астрономи змогли визначити масу Ериди, використавши орбіту Дизномії та третій закон Кеплера. Середня відстань Дизномії від Ериди становить приблизно 37 300 км (23 200 миль), а обчислений орбітальний період дорівнює 15,786 доби, тобто приблизно половині місяця[13]. Це свідчить, що маса Ериди у 1,27 раза більша за масу Плутона[14][14]. Розгорнуті спостереження за допомогою телескопа Габбл показали, що Дизномія має майже колову орбіту навколо Ериди з дуже малим ексцентриситетом, який становить 0,0062 ± 0,0010. Упродовж орбіти Дизномії її відстань до Ериди змінюється на 462 ± 105 км (287 ± 65 миль) через незначний ексцентриситет[13].
Динамічне моделювання руху Дизномії показує, що її орбіта мала б повністю набути кругової форми внаслідок взаємодії з Еридою через приливні сили протягом 5–17 мільйонів років, незалежно від щільності супутника. Таким чином, ненульовий ексцентриситет може свідчити про те, що на орбіту Дизномії впливають зовнішні збурення, можливо, зумовлені наявністю ще одного, внутрішнього супутника Ериди. Водночас не виключено, що зафіксований ексцентриситет є не реальним, а спричиненим впливом особливостей альбедо або систематичними похибками вимірювань[13].
На основі спостережень, проведених космічним телескопом Габбл у 2005—2018 роках, було визначено, що нахил орбіти Дизномії відносно геліоцентричної орбіти Ериди становить приблизно 78°. Оскільки цей кут менший за 90°, орбіта Дизномії є пряма відносно орбіти Ериди. У 2239 році Ерида та Дизномія увійдуть у період взаємних покриттів, коли площина орбіти Дизномії буде зорієнтована ребром до Сонця, що дозволить цим об'єктам почергово затемнювати один одного[13].
- ↑ Green, D. W. E. (2006-09). (134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia). International Astronomical Union Circular (англ.). 8747: 1. Bibcode:2006IAUC.8747....1G. ISSN 0081-0304.
- ↑ а б в г Brown, Michael E.; Butler, Bryan J. (2023-10). Masses and Densities of Dwarf Planet Satellites Measured with ALMA. The Planetary Science Journal (англ.). 4 (10): 193. Bibcode:2023PSJ.....4..193B. doi:10.3847/PSJ/ace52a. ISSN 2632-3338.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ а б в г Brown, Michael E.; Butler, Bryan J. (2018-10). Medium-sized Satellites of Large Kuiper Belt Objects. The Astronomical Journal (англ.). 156 (4): 164. Bibcode:2018AJ....156..164B. doi:10.3847/1538-3881/aad9f2. ISSN 0004-6256.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ News in Science - Planet Xena has moon called Gabrielle - 03/10/2005. www.abc.net.au. Процитовано 17 вересня 2025.
- ↑ News in Science - 'Tenth planet' Xena bigger than Pluto - 02/02/2006. www.abc.net.au. Процитовано 17 вересня 2025.
- ↑ Tytell, David (14 вересня 2006). All Hail Eris and Dysnomia. Sky & Telescope. Архів оригіналу за 19 жовтня 2006. Процитовано 16 лютого 2011.
- ↑ Some big moons in the Kuiper belt. The Planetary Society (англ.). Процитовано 17 вересня 2025.
- ↑ Szakáts, R.; Kiss, Cs; Ortiz, J. L.; Morales, N.; Pál, A.; Müller, T. G.; Greiner, J.; Santos-Sanz, P.; Marton, G. (2023-01). Tidally locked rotation of the dwarf planet (136199) Eris discovered via long-term ground-based and space photometry. Astronomy and Astrophysics (англ.). 669: L3. Bibcode:2023A&A...669L...3S. doi:10.1051/0004-6361/202245234. ISSN 0004-6361.
- ↑ Grundy, W. M.; Noll, K. S.; Buie, M. W.; Benecchi, S. D.; Ragozzine, D.; Roe, H. G. (2019-12). The mutual orbit, mass, and density of transneptunian binary Gǃkúnǁ'hòmdímà (229762 2007 UK126). Icarus (англ.). 334: 30—38. Bibcode:2019Icar..334...30G. doi:10.1016/j.icarus.2018.12.037. ISSN 0019-1035.
- ↑ Brown, Mike. The moon of the 10th planet. web.gps.caltech.edu. Архів оригіналу за 14 квітня 2025. Процитовано 17 вересня 2025.
- ↑ IAUC 8610: S/2005 (2003 UB_313) 1; 2005et; 2005eq. www.cbat.eps.harvard.edu. Процитовано 17 вересня 2025.
- ↑ Sicardy, B.; Ortiz, J. L.; Assafin, M.; Jehin, E.; Maury, A.; Lellouch, E.; Hutton, R. Gil; Braga-Ribas, F.; Colas, F. (2011-10). A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation. Nature (англ.). 478 (7370): 493—496. Bibcode:2011Natur.478..493S. doi:10.1038/nature10550. ISSN 0028-0836.
- ↑ а б в г Holler, B. J.; Grundy, W. M.; Buie, M. W.; Noll, K. S. (2021-02). The Eris/Dysnomia system I: The orbit of Dysnomia. Icarus (англ.). 355: 114130. Bibcode:2021Icar..35514130H. doi:10.1016/j.icarus.2020.114130. ISSN 0019-1035.
- ↑ а б Brown, Michael E.; Schaller, Emily L. (2007-06). The Mass of Dwarf Planet Eris. Science (англ.). 316 (5831): 1585. Bibcode:2007Sci...316.1585B. doi:10.1126/science.1139415. ISSN 0036-8075.
- В. С. Уральська. Дизномія. Супутник карликової планети (136199) Ериди. ДАІШ МДУ. Архів оригіналу за 27 грудня 2014. Процитовано 25 січня 2012. (рос.)
- Опис супутника [Архівовано 17 липня 2012 у Wayback Machine.] (англ.)
- IAUC Nr. 8610 (англ.)
- IAUC Nr. 8747 (англ.)
 | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Сонце Геліосфера Геліопауза |
| ||||||||||||||||||||||||||||||
| Хмара Оорта | |||||||||||||||||||||||||||||||