Erismånen Dysnomia
 Dysnomia, til venstre, og Eris i midten (Hubbleteleskopet) | |
| Oppdaging | |
|---|---|
| Oppdaga av | Michael E. Brown, M. A. van Dam, A. H. Bouchez, D. Le Mignant, R. D. Campbell, J. C. Y. Chin, A. Conrad, S. K. Hartman, E. M. Johansson, R. E. Lafon, D. L. Rabinowitz, P. J. Stomski Jr., D. M. Summers, C. A. Trujillo, and P. L. Wizinowich[1] |
| Oppdagingsdato | 10. september 2005 |
Andre namn | (136199) Eris I Dysnomia |
| Baneskildring | |
| 37 350±140 km | |
| Eksentrisitet | < 0.013 |
| 15.774±0.002 d | |
| 0.172 km/s | |
| Banehelling | 142±3 ° |
| Satellitt av | Eris |
| Fysiske eigenskapar | |
Snittradius | 342±25 km |
| ~23.1[3] | |
| ~3.2[2][3] | |
Dysnomia (offisielt (136199) Eris I Dysnomia, tidlegare kalla Gabrielle) er den einaste kjende månen til dvergplaneten Eris. Han vart oppdaga i 2005 av Mike Brown og laget for adaptiv optikk ved W. M. Keck-observatoriet og fekk mellombelsnamnet S/2005 (2003 UB313) 1 før han offiselt vart namnsett Dysnomia ('lovløyse') etter Dysnomia frå gresk mytologi, dottera til gudinna Eris.
Oppdaginga
[endre | endre wikiteksten]
I 2005 vart det utført observarsjonar frå Keck-teleskopet på Hawaii av dei tre lysaste Kuiperbelte-objekta (Pluto, 2005 FY9 2003 EL61 og Eris) med det nye laserguide-stjerne-systemet og det adaptiske optikk-systemet. Observasjonar utførte 10. september avslørte ein måne i bane rundt Eris.
Eigenskapar
[endre | endre wikiteksten]Satellitten er omrent 60 gongar svakare enn Eris i lysstyrke, og diameteren er estimert til å vera mindre enn 150 km. Kombinerte observasjonar av Keck Og Hubble vart brukte til å finna ein øvre masse til månen og baneparametrar. Omløpstida er estimert til 15,774±0,002 døger. Observasjonane indikerer at banen til Dysnomia har ein avstand på 37,370±150 km ifrå Eris. Med desse tala vil massen til heile Eris-systemet vera ca. 1,27 gongar massen til Pluto.
Danninga
[endre | endre wikiteksten]Astronomane kjenner no til at tre av dei fire lysaste Kuperbelte-objekta har satellittar, medan berre 10 % av dei mørkare objekta har. Dette kan tyda at kollisjonar mellom store KBOar var vanlege i det tidlegare solsystemet. Kollisjonar mellom objekt 1000 km i diameter eller større resultererer i at store mengder materiale vert kasta av objekta, og denne massen vil etter kvart samla seg og danna ein ny måne; mykje likt korleis månen til jorda vart danna.
Kjelder
[endre | endre wikiteksten]- ↑ Brown, M. E.; et al. (2006). «Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects» (PDF). Astrophysical Journal Letters 639 (1): L43. Bibcode:2006ApJ...639L..43B. arXiv:astro-ph/0510029. doi:10.1086/501524. Henta 5. september 2015.
- ↑ Johnston, W. R. (30 desember 2008). «(136199) Eris and Dysnomia». Johnston's Archive. Henta 5. september 2015.
- ↑ 3,0 3,1 Green, D. W. E. (4. oktober 2005). «S/2005». IAU Circular 8610. Henta 3. mai 2015.
| Solsystemet |
|---|
 |
| Sola · Merkur · Venus · Jorda · Mars · Ceres · Jupiter · Saturn · Uranus · Neptun · Pluto · Eris |
| planetar · dvergplanetar · månar: Månen · marsmånar · jupitermånar · saturnmånar · uranusmånar · neptunmånar · plutomånar · erismånen |
| smålekamar: meteoroidar · asteroidar/asteroidemånar (asteroidebeltet) · kentaurar · TNO-ar (kuiperbeltet/den spreidde skiva) · kometar (Oortskya) |
| Sjå òg himmellekamar, liste over lekamar i solsystemet, sorterte etter radius eller masse, og temasida om solsystemet |