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| 発見 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | |||||||||
| 発見日 | 2005年1月5日[2] | ||||||||
| 指定 | |||||||||
| (136199) エリス | |||||||||
| 発音 | / ˈ ɛr ɪ s / ,[3][4] / ˈ ɪər ɪ s / [5][4] | ||||||||
名前の由来 | エリス | ||||||||
| 2003 UB 313 [6] ゼナ（ニックネーム） | |||||||||
| 形容詞 | エリディアン/ ɛ ˈ r ɪ d i ə n / [9] [10] | ||||||||
| シンボル | .svg/500px-Eris_symbol_(bold).svg.png){kind=small} （主に占星術） | ||||||||
| 軌道特性[6] | |||||||||
| エポック2020年5月31日 ( JD 2459000.5) | |||||||||
| 最も早い回復前日 | 1954年9月3日 | ||||||||
| 遠日点 | 97.457 AU (14.579 × 10 9 km ) | ||||||||
| 近日点 | 38.271 AU (5.725 × 10 9 km) | ||||||||
| 67.864 AU (10.152 Tm) | |||||||||
| 偏心 | 0.43607 | ||||||||
| 559.07年(204,199日) | |||||||||
平均軌道速度 | 3.434 km/秒 | ||||||||
| 205.989 ° | |||||||||
| 0° 0 m 6.307秒/ 日 | |||||||||
| 傾斜 | 44.040° | ||||||||
| 35.951° | |||||||||
| ≈ 2257年12月1日[11] ±11日 | |||||||||
| 151.639° | |||||||||
| 既知の衛星 | 1 (ディスノミア) | ||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 2326 ± 12 km | |||||||||
| 1163 ± 6km [12] [13] | |||||||||
| (1.70 ± 0.02) × 10 7 km 2 [a] | |||||||||
| 音量 | (6.59 ± 0.10) × 10 9 km 3 [a] | ||||||||
| 質量 | |||||||||
平均密度 | 2.43 ± 0.05 g/cm3 [ 14] | ||||||||
赤道表面重力 | 0.82 ± 0.02 メートル/秒2 0.084 ± 0.002 グラム[c] | ||||||||
赤道脱出速度 | 1.38 ± 0.01 km/s [c] | ||||||||
| 15.786日（同期）[15] | |||||||||
| ≈軌道まで78.3° （推定） [d] [16] ≈黄道に対して61.6°（推定）[d] [e] | |||||||||
| 0.96+0.09 −0.04 [原文のまま]幾何学的[12] 0.99+0.01 −0.09 ボンド[17] | |||||||||
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| B−V =0.78、V−R=0.45 [19] | |||||||||
| 18.7 [20] | |||||||||
| –1.21 [6] | |||||||||
| 34.4 ± 1.4 ミリ秒[21] | |||||||||
エリス（小惑星指定：136199 エリス）は、太陽系で最も質量が大きく、2番目に大きい既知の準惑星である。[22]散乱円盤内の太陽系外縁天体（TNO）であり、高離心率の軌道を持っている。エリスは、2005年1月にマイク・ブラウン率いるパロマー天文台のチームによって発見され、その年の後半に確認された。2006年9月に、争いと不和のギリシャ・ローマの女神にちなんで命名された。エリスは、太陽を周回する既知の天体の中で9番目に質量が大きく、太陽系全体では16番目に質量が大きい（衛星も含む）。また、太陽系でまだ宇宙船が訪れていない最大の既知の天体でもある。エリスの直径は2,326 ± 12キロメートル（1,445 ± 7マイル）と測定されている。[12]質量は地球の0.28%で冥王星の27%より重いですが、[23] [24]体積は冥王星の方がわずかに大きいです。[25]エリスと冥王星の表面積は、ロシアや南アメリカに匹敵します。
エリスにはディスノミアという大きな衛星が1つ知られている。2016年2月、エリスの太陽からの距離は96.3AU（144.1億km、89.5億マイル）であり、[20]海王星や冥王星の3倍以上である。長周期彗星を除いて、エリスとディスノミアは、 2018年に2018 AG 37と2018 VG 18が発見されるまで、太陽系で最も遠い既知の自然物体であった。[20]
エリスは冥王星よりも大きいように見えたため、NASAは当初、エリスを太陽系の10番目の惑星と説明しました。これと、将来的に同様の大きさの天体が発見される可能性から、国際天文学連合（IAU）は初めて惑星という用語を定義しました。2006年8月24日に承認されたIAUの定義では、エリス、冥王星、ケレスは「準惑星」であり、[26]太陽系の既知の惑星の数は、1930年の冥王星の発見以前と同じ8つに減りました。2010年のエリスの恒星掩蔽の観測では、エリスは冥王星よりもわずかに小さいことが示されました。[27] [28]冥王星は、2015年7月にニューホライズンズによって平均直径2,377 ± 4キロメートル（1,477 ± 2マイル）と測定されました。 [29] [30]
発見
エリスは、マイク・ブラウン、チャド・トルヒーヨ、デビッド・ラビノウィッツのチーム[2]によって、2003年10月21日に撮影された画像から2005年1月5日に発見されました。 [31]この発見は、マケマケと同じ日、ハウメアの2日後の2005年7月29日に発表されました。[32]これは、後にハウメアに関する論争につながる出来事が一部原因でした。探索チームは数年にわたって太陽系の外縁部の大きな天体を体系的に探索しており、準惑星の クワオアー、オルクス、セドナを含むいくつかの他の大きなTNOの発見にも関わっていました。[33]
研究チームは2003年10月21日にカリフォルニア州パロマー天文台の1.2メートルのサミュエル・オシン・ シュミット望遠鏡を使用して定期観測を行ったが、エリスの画像は空を横切る動きが非常に遅かったためその時点では発見されなかった。研究チームの自動画像検索ソフトウェアは、 誤検出を減らすため、1時間あたり1.5秒角未満の速度で移動するすべての天体を除外した。[31]セドナが2003年に発見されたとき、その速度は1.75秒角/時であった。それを考慮して研究チームは角運動量の下限値を設定して古いデータを再解析し、以前に除外した画像を目視で選別した。2005年1月、再解析によりエリスが背景の星々に対してゆっくりと軌道運動していることが明らかになった。[31]
その後、エリスの軌道を予備的に決定するための追跡観測が行われ、エリスまでの距離を推定することができた。[31]チームは、さらなる観測と計算が完了するまで明るい天体であるエリスとマケマケの発見の発表を遅らせる予定だったが、7月27日にスペインの別のチームによって、彼らが追跡していた別の大型天体であるハウメアの発見が物議を醸しながら発表されたため、7月29日に両方の発見を発表した。[2]
エリスの回収前の画像は1954年9月3日まで遡ることが確認されている。[6]
2005年10月に発表されたさらなる観測結果により、エリスには後にディスノミアと名付けられた衛星があることが明らかになった。ディスノミアの軌道の観測により、科学者はエリスの質量を決定することができ、2007年6月にその質量は(1.66 ± 0.02) × 10 22 kg、[23] 冥王星より 27% ± 2%大きい。
名前
エリスは、争いと不和の擬人化であるギリシャの女神エリス（ギリシャ語：Ἔρις ）にちなんで名付けられました。 [34]この名前は、2006年9月6日にカリフォルニア工科大学のチームによって提案され、2006年9月13日に割り当てられました。[35]その前に、この天体は、異例なほど長い間、国際天文学連合（IAU）の小惑星命名規則に基づいて自動的に付与された暫定的な名称 2003 UB 313で知られていました。
エリスという名前には、 e を「長く」発音するか、eを「短く」発音するかという2つの競合する発音があり、 eraという単語の2つの競合する発音に似ています。[4]おそらく、ブラウンと彼の学生が使用した英語のより一般的な形式は、[36] 2音節の緩みと短いe を伴う/ ˈ ɛr ɪ s /です。[3]しかし、この女神の古典英語の発音は、 eを長く伴う/ ˈ ɪər ɪ s /です。[5]
ギリシア語とラテン語の斜語幹はErid-であり[37]、イタリア語のErideやロシア語のЭрида Eridaにも見られるように、英語の形容詞はEridian / ɛ ˈ r ɪ d i ə n /となる。[9] [10]
ゼナ
この天体が惑星に分類されるか小惑星に分類されるかは不確実で、これらの天体の分類にはさまざまな命名手順が適用されるため、[38]天体の命名に関する決定は、2006年8月24日のIAUの裁定まで待たなければならなかった。[39]一時期、この天体はゼナとして広く知られていた。「ゼナ」は、テレビシリーズ「ジーナ：戦士プリンセス」のタイトルキャラクターに触発されて、発見チームが内部で使用していた非公式の名前だった。発見チームは、冥王星よりも大きい最初の天体を発見したため、「ゼナ」というニックネームを取っておいたと伝えられている。ブラウンによると、
私たちがこの名前を選んだのは、X（惑星「X」）で始まっていて、神話的な響きがあるからです。そして、私たちはもっと多くの女性の神々（例えば セドナ）を登場させようと努力してきました。また、当時、このテレビ番組はまだ放送されていました。これは、私たちがどれだけ長い間探していたかを示しています！[40]
ブラウン氏はインタビューで、命名プロセスが行き詰まっていると述べた。
たまたま大学時代の友人だったニューヨークタイムズの記者[ケン・チャン] [41]が私に電話をかけてきて、「君たちが提案した名前は何だ？」と尋ねたので、「うーん、内緒だよ」と答えた。すると彼は、「君たちだけで話しているときは何て呼んでるんだ？」と言った。私の記憶では、これが私がマスコミで誰かにこのことを話した唯一の機会だったが、その後、この話はあちこちに広まってしまい、私は少し申し訳なく思ったが、その名前は気に入っている。[42]
正式名称の選択
サイエンスライターのゴバート・シリングによると、ブラウンは当初、宇宙はブラフマンのゲームの結果であるとするヒンズー教の神話の概念にちなんで、この天体を「リラ」と名付けたいと考えていたという。[33]この名前は、ブラウンの生まれたばかりの娘の名前「リラ」のように発音できる。ブラウンは、正式に承認されるまで名前を公表しないように気を配っていた。彼は1年前にセドナでそうしており、激しく批判されていた。しかし、セドナという名前に対しては、慣例違反以外の異議は出されず、セドナに代わる名前も提案されなかった。[43]
彼は発見を発表した個人ウェブページのアドレスを/~mbrown/planetlilaと記載したが、ハウメアの発見をめぐる論争の後の混乱の中で、それを変更するのを忘れた。彼は同僚の天文学者を不必要に怒らせるよりも、ウェブページは娘にちなんで名付けられたとだけ述べ、「Lila」は候補から外した。[33]
ブラウンはまた、冥王星の妻であるペルセポネがこの天体の名前としてふさわしいのではないかと推測していた。 [ 2 ]この名前はSFの惑星の名前として何度も使われており[44] 、ニューサイエンティスト誌が実施した投票で圧倒的な人気を博していた。 [45] （「ゼナ」はニックネームに過ぎないにもかかわらず4位となった）。この名前は399ペルセポネという小惑星にすでに存在していたため、この選択は不可能であった。[2]
発見チームは2006年9月6日にエリスを提案した。2006年9月13日、これはIAUによって正式名称として承認された。[46] [47]ブラウンは、この天体が長い間惑星とみなされてきたため、他の惑星と同様にギリシャ神話やローマ神話に由来する名前がふさわしいと判断した。小惑星にはギリシャ・ローマ神話の名前が大部分使われてきた。ブラウンがお気に入りの女神と表現したエリスは幸いにも名前に含まれなかった。 [42]「エリスは人々の間に争いを引き起こし、争いや不和を引き起こした」とブラウンは2006年に述べた。「そして、このエリスも同じことをしたのだ」[48]
天文学では惑星のシンボルの使用は推奨されていないが、NASAはエリスの手を使用している。⟨.svg/500px-Eris_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
⟩ (U+2BF0)、エリスを表す。[49]これはディスコルディアニズム、女神エリスに関わる宗教のシンボルである。 [50]ほとんどの占星術師はこのシンボルを使用するが、火星のシンボルに似ているが矢印が下向きのシンボルを使用する人もいる。⟨.svg/500px-Eris_arrow_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=icon}
⟩ (U+2BF1)。[50]どちらの記号もUnicodeに含まれています。[51]
分類
エリスは海王星外準惑星である。その軌道特性は、より具体的には散乱円盤天体（SDO）、または太陽系形成中に海王星との重力相互作用に続いてカイパーベルトからより遠くの異常な軌道に「散乱」されたTNOに分類される。その高い軌道傾斜は既知のSDOの中では珍しいが、理論モデルは、もともとカイパーベルトの内縁近くにあった天体が、外縁の天体よりも高い傾斜の軌道に散乱されたことを示唆している。[52]
エリスは当初冥王星よりも大きいと考えられていたため、 NASAやその発見に関するメディア報道では「10番目の惑星」と表現された。 [53]その地位に関する不確実性に対応し、また冥王星を惑星として分類すべきかどうかについての議論が続いているため、IAUは天文学者のグループに、この問題を解決するために十分に正確な惑星という用語の定義を作成するよう委託した。これは、2006年8月24日に採択されたIAUの太陽系の惑星の定義として発表された。この時点では、エリスと冥王星は両方とも準惑星に分類されており、これは新しい惑星の定義とは異なるカテゴリーであった。[54]ブラウンはその後、この分類に賛成の意を表した。[55]その後、IAUはエリスを小惑星カタログに追加し、 (136199)エリスと指定した。[39]
軌道
エリスの公転周期は559年です。[20]太陽からの最大距離（遠日点）は97.5 AUで、最も近い距離（近日点）は38 AUです。[20]近日点の時刻は、摂動のない2体解を使用して選択された時代で定義されるため、時代が近日点の日付から離れるほど、結果の精度は低くなります。近日点の時刻を正確に予測するには、数値積分が必要です。JPLホライゾンズによる数値積分によれば、エリスは1699年頃に近日点に到達し、[56] 1977年頃に遠日点に到達し、2257年12月頃に再び近日点に到達することが示されている。[11] 8つの惑星の軌道はすべて地球の軌道とほぼ同じ平面上にあるのに対し、エリスの軌道は大きく傾いており、黄道に対して約44度の角度で傾いている 。[6]発見されたとき、エリスとその衛星は、長周期彗星と宇宙探査機を除けば、太陽系で最も遠い既知の天体であった。[2] [57] 2018年に2018VG18が発見されるまで、この地位を維持した。[58]
2008年時点では、エリスよりも太陽に近い位置に約40個のTNOが知られており、その中でも特に有名なのは2006 SQ 372、2000 OO 67、セドナである。これらの天体の長半径はエリス（67.8 AU）よりも大きいが、太陽からの距離はエリスよりも近い。[ 7 ]
エリディアン軌道は離心率が高く、エリスを太陽から37.9 AU以内に近づけます。これは散乱体の典型的な近日点です。 [59]これは冥王星の軌道内ですが、海王星（約37 AU）との直接の相互作用からは安全です。[60]一方、冥王星は他の冥王星系と同様に、傾斜が少なく離心率も小さい軌道をたどり、軌道共鳴によって保護されているため、海王星の軌道を横切ることができます。[61]約800年後、エリスはしばらくの間、冥王星よりも太陽に近くなります（左のグラフを参照）。
2007年現在、エリスの見かけの等級は18.7で、アマチュア望遠鏡で検出できるほど明るい。[62] CCDを搭載した200ミリメートル（7.9インチ）の望遠鏡は、好条件であればエリスを検出することができる。[f]エリスが今まで注目されなかった理由は、その軌道傾斜が急であることだ。太陽系の外縁部の大きな天体の探索は、ほとんどの天体が見つかる黄道面に集中する傾向がある。[63]
エリスは軌道傾斜角が大きいため、伝統的な黄道帯のいくつかの星座のみを通過し、現在はくじら座にあります。1876年から1929年まではこくじん座、およそ1840年から1875年までは鳳凰座にいました。2036年には魚座に入り、2065年に牡羊座に入るまでそこに留まります。[64]その後北の空に移動し、2128年にペルセウス座に入り、 2173年には きりん座（ここで最北の赤緯に達する）に入ります。
大きさ、質量、密度
2010年11月、エリスは地球から最も遠い恒星掩蔽の対象となった。 [13]このイベントの予備データは、以前のサイズ推定に疑問を投げかけた。[13]チームは2011年10月に掩蔽の最終結果を発表し、推定直径は2326 ± 12km [12 ]
これによりエリスは面積と直径で冥王星より少し小さくなり、直径は2372 ± 4kmであるが、エリスの方が質量が大きい。また、幾何学的アルベドは0.96である。エリスの軌道が太陽に近づいたり遠ざかったりすることで温度が変動し、表面の氷が補充されるため、アルベドが高いと推測されている。[21]
エリスの質量は、はるかに高い精度で計算できる。当時のディスノミアの周期として受け入れられていた値である15.774日[23] [67]に基づくと、エリスは冥王星より27%重い。2011年の掩蔽の結果によると、エリスの密度は2.52 ± 0.07 g/cm 3 [ g]は冥王星よりもかなり密度が高く、したがって大部分が岩石物質で構成されていると考えられます。[12]
放射性崩壊による内部加熱のモデルは、エリスのマントルと核の境界に液体の水の地下海が存在する可能性があることを示唆している。 [68] 衛星ディスノミアによるエリスの潮汐加熱は、地下海の保全にさらに寄与している可能性がある。 [69]さらなる研究により、エリス、冥王星、マケマケには活発な地下海があり、活発な地熱活動を示す可能性があると結論付けられた。[70]
2015年7月、エリスは太陽を直接周回する既知の天体の中で9番目に大きいと考えられてから約10年後、ニューホライズンズミッションのクローズアップ画像により、冥王星の体積がエリスの体積よりもわずかに大きいことが判明しました。[71]エリスは現在、体積では太陽を直接周回する既知の天体の中で10番目に大きいと考えられていますが、質量では9番目に大きいままです。
地表と大気
発見チームはエリスの最初の特定に続き、 2005年1月25日にハワイの8メートルジェミニ北望遠鏡で分光観測を行った。天体からの赤外線でメタンの氷の存在が明らかになり、その表面は冥王星（当時は表面にメタンがあることが知られている唯一の天体）や海王星の衛星トリトン（同じく表面にメタンがある）に似ている可能性があることが示された。[72] 2022年には、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によるエリスの近赤外線分光法で、その表面に重水素化されたメタン氷が存在することが明らかになった。その量は、 67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星のような木星族の彗星よりも少ない。[73]エリスの重水素の存在量が比較的低いことから、メタンが原始的なものではなく、地下の地球化学プロセスによって生成された可能性があることが示唆されている。[73]エリス上には相当量の窒素氷もJWSTによって検出されており、エリスの非原始的メタンと同様の地下プロセスに由来すると推定されている。[73]エリスの窒素氷の量は、体積でメタンの3分の1と推定されている。[73]
冥王星やトリトンのやや赤みがかった多彩な表面とは異なり、エリスの表面はほぼ白く均一に見える。[2]冥王星の赤みがかった色は、表面のソリン堆積物によるものと考えられており、これらの堆積物で表面が暗くなると、アルベドが低いために温度が上昇し、メタン堆積物が蒸発する。対照的に、エリスは太陽から十分離れているため、アルベドが低い場所でもメタンが表面に凝縮する可能性がある。表面全体に均一にメタンが凝縮すると、アルベドのコントラストが低下し、赤いソリン堆積物が覆われる。[31]このメタンの昇華と凝縮のサイクルにより、エリスには冥王星に似た刃状の地形が形成される可能性がある。 [74] [73]あるいは、エリスの表面は、冥王星のスプートニク平原に似た、全球的なメタンと窒素の氷河の放射性 対流によってリフレッシュされる可能性がある。[75] [73] JWSTによる分光観測では、エリスの表面では放射分解されたメタンの副産物であるエタンの兆候が検出されなかったことから、エリスの表面は継続的に更新されているという考えが支持されている。[73]
エリスの軌道は遠方で偏心しているため、表面温度はおよそ 30 ～ 56 K (-243.2 ～ -217.2 °C、-405.7 ～ -358.9 °F) と推定されている。[2]エリスは冥王星の 3 倍も太陽から遠いにもかかわらず、十分に接近しているため、表面の氷の一部は昇華して大気を形成するほど温まる可能性がある。メタンと窒素はどちらも揮発性が高いため、それらの存在は、エリスが太陽系の遠い場所に常に存在し、メタンと窒素の氷が存続できるほど寒いか、または天体が大気から逃げるガスを補充する内部源を持っていることを示している。[74]これは、水氷は存在するがメタンはないことが明らかになった、別の発見された TNO であるハウメアの観測とは対照的である。[76]
回転
エリスは表面が均一なため、自転しても明るさの変化がほとんどなく、自転周期の測定が困難である。[77] [15]エリスの明るさの正確な長期モニタリングにより、エリスは衛星ディスノミアに潮汐固定されており、自転周期は衛星の公転周期15.78地球日と同期していることが示されている。 [15]ディスノミアもエリスに潮汐固定されており、エリス-ディスノミア系は冥王星とカロンに次いで2番目に知られている二重同期自転の例となっている。エリスの自転周期のこれまでの測定では、エリスの自転の長期的カバーが不十分だったため、数十時間から数日に及ぶ非常に不確実な値が得られていた。[77] [78] [79]エリスの軸の傾きは測定されていないが[14]、ディスノミアの軌道傾斜角と同じであると合理的に推測でき、それは黄道に対して約78度となる。[16]もしこれが事実であれば、エリスの北半球の大部分は太陽光で照らされ、2018年には半球の30％が常時照明を受けることになる。[16]
衛星
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2005年、ハワイのケック望遠鏡の補償光学チームは、新たに委託されたレーザーガイド星補償光学システムを使用して、最も明るい4つのTNO（冥王星、マケマケ、ハウメア、エリス）の観測を実施した。 [80] 9月10日に撮影された画像には、エリスの周りを周回する衛星が写っていた。エリスにすでに使用されていた「ジーナ」というニックネームに合わせて、ブラウンのチームは、テレビの戦士プリンセスの相棒にちなんで、衛星に「ガブリエル」というニックネームを付けた。エリスがIAUから正式名称を与えられたとき、衛星はエリスの娘であるギリシャの無法の女神にちなんでディスノミアと名付けられた。ブラウンは、妻の名前ダイアンに似ていることからこの名前を選んだと述べている。この名前はまた、テレビでルーシー・ローレスが演じたエリスの古い非公式名ジーナを暗に示唆しているが、このつながりは意図的ではなかった。[81]
探検
エリスは、2015年の冥王星フライバイ成功に続く延長ミッションの一環として、2020年5月にニューホライズンズ探査機によって遠くから観測されました。 [17]エリスはニューホライズンズ（112AU）から地球（96AU）からよりも遠かったのですが、カイパーベルト内の探査機のユニークな視点により、地球からは得られない高い位相角でエリスを観測することができ、エリディアン表面の光散乱特性と位相曲線の挙動を決定することができました。[17]
2010年代には、カイパーベルトを探査するための後続ミッションの研究が複数行われ、その中でエリスが候補として評価されました。[83] 2032年4月3日または2044年4月7日の打ち上げ日に基づいて、木星の重力アシストを使用したエリスへのフライバイミッションには24.66年かかると計算されました。探査機が到着したとき、エリスは太陽から92.03または90.19AUの距離にあります。[84]
参照
説明ノート
- ^ ab 平均半径から計算
- ^ ab エリス自体の質量は、システムの質量（（1.6466 ± 0.0085）× 10 22 kg）[14]およびディスノミア自体の質量（（8.2 ± 5.7）× 1019kg ）。[82]
- ^ ab 既知のパラメータに基づいて計算
- ^ ab エリスがディスノミアの軌道と同じ平面で回転する場合の軸の傾き。ディスノミアの軌道はエリスの軌道に対して78.29°傾いています。[14]
- ^ Holler et al. (2021) は、ディスノミアの軌道の北極の黄道緯度をβ = 28.41° と決定したが、これはエリスの回転北極と同様の方向を向いていると想定されている。 [14] [16] βは黄道面 からの角度オフセットであるのに対し、 黄道に対する傾斜 i はβ = +90°における黄道北極からの角度オフセットである。 黄道に対するi はβの 補角となる。したがって、β = 28.41° とすると、黄道からi = 90° – (28.41°) = 61.59°となる。
- ^ アマチュアが撮影したエリスの画像の例については、フレッド・ブルエンジェスの天文学（2005年11月2日アーカイブ、Wayback Machine）を参照。
- ^ 記載された質量を記載された体積で割って計算されます
参考文献
- ^ 「発見の状況: 番号付き小惑星」。IAU: 小惑星センター。2007年5月1日。2016年5月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月5日閲覧。
- ^ abcdefgh Brown, Mike (2006). 「2003 UB313 エリス、最大の既知の準惑星の発見」カリフォルニア工科大学、地質科学部。2011年7月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月3日閲覧。
- ^ ab "Eris". Lexico UK English Dictionary . Oxford University Press . 2020年7月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。
「エリス」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。 - ^ abc 「エリス」。Dictionary.com完全版（オンライン）. nd
- ^ ab ノア・ウェブスター (1884) 『英語実用辞典』
- ^ abcde 「JPL Small-Body Database Browser: 136199 Eris (2003 UB313)」（2019年12月14日、解決日）。2016年4月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年2月20日閲覧。
- ^ ab 「ケンタウルス族および散乱円盤天体のリスト」。小惑星センター。2011年7月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年9月10日閲覧。
- ^ Buie, Marc (2007年11月6日). 「136199の軌道適合と天体測定記録」。Deep Ecliptic Survey。2012年7月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年12月8日閲覧。
- ^ ab Morrison, David (2008). 「Ask an Astrobiologist」NASA . 2009年4月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ イアン・ダグラス (2013) Semper Human
- ^ ab 「Horizons Batch for 136199 Eris on 2257-Dec-01」（近日点はrdotが負から正に反転したときに発生します）。JPL Horizons。2022年9月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年8月27日閲覧。(JPL#84/解決日: 2023年8月22日)
- ^ abcdefg Sicardy, B.; Ortiz, JL; Assafin, M.; Jehin, E.; Maury, A.; Lellouch, E.; Gil-Hutton, R.; Braga-Ribas, F.; Colas, F.; Widemann (2011). 「恒星掩蔽による準惑星エリスの大きさ、密度、アルベド、大気限界」(PDF)。欧州惑星科学会議抄録。6 :137。Bibcode : 2011epsc.conf..137S。2011年10月18日時点のオリジナルよりアーカイブ( PDF ) 。 2011年9月14日閲覧。
- ^ abc Beatty, Kelly (2010年11月). 「以前の『10番目の惑星』は冥王星より小さいかもしれない」. NewScientist.com . Sky and Telescope. 2012年2月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年10月17日閲覧。
- ^ abcdefg Holler, Bryan J.; Grundy, William M.; Buie, Marc W.; Noll, Keith S. (2021年2月). 「The Eris/Dysnomia system I: The orbit of Dysnomia」(PDF) . Icarus . 355 : 114130. arXiv : 2009.13733 . Bibcode :2021Icar..35514130H. doi :10.1016/j.icarus.2020.114130. S2CID 221995416. 114130. 2023年2月13日時点のオリジナルより アーカイブ(PDF) . 2022年4月28日閲覧。
- ^ abc Szakáts, R.; Kiss, Cs.; Ortiz, JL; Morales, N.; Pál, A.; Müller, TG; et al. (2023). 「長期間の地上および宇宙測光から発見された準惑星 (136199) エリスの潮汐ロック回転」.天文学と天体物理学. L3 : 669. arXiv : 2211.07987 . Bibcode :2023A&A...669L...3S. doi :10.1051/0004-6361/202245234. S2CID 253522934.
- ^ abcd Holler, Bryan J.; Grundy, William; Buie, Marc W.; Noll, Keith (2018年10月). 「エリスの極方向の縮退を打破する」第50回DPS会議。アメリカ天文学会。Bibcode : 2018DPS....5050903H。509.03。
- ^ abc Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, JJ; Lauer, Tod R.; et al. (2022年4月). 「ニューホライズンズから観測された矮小惑星の多様な形状と大型KBO位相曲線」.惑星科学ジャーナル. 3 (4): 31. Bibcode :2022PSJ.....3...95V. doi : 10.3847/PSJ/ac63a6 . 95.
- ^ “Eris Facts”. Space Facts . 2023年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年5月26日閲覧。
- ^ Snodgrass, C.; Carry, B.; Dumas, C.; Hainaut, O. (2010 年 2 月). 「(136108) Haumea 族の候補メンバーの特徴」.天文学と天体物理学. 511 : A72. arXiv : 0912.3171 . Bibcode :2010A&A...511A..72S. doi :10.1051/0004-6361/200913031. S2CID 62880843.
- ^ abcde “AstDys (136199) Eris Ephemerides”. イタリア、ピサ大学数学部。2021年6月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年2月28日閲覧。
- ^ ab ME Brown ; EL Schaller; HG Roe; DL Rabinowitz ; CA Trujillo (2006). 「ハッブル宇宙望遠鏡による2003 UB313の大きさの直接測定」(PDF) . The Astrophysical Journal . 643 (2): L61–L63. arXiv : astro-ph/0604245 . Bibcode :2006ApJ...643L..61B. CiteSeerX 10.1.1.256.601 . doi :10.1086/504843. S2CID 16487075. 2008年9月10日時点のオリジナルより アーカイブ(PDF) . 2006年4月11日閲覧。
- ^ “Dwarf Planets”. Canadian Space Agency . 2020年3月12日. 2020年11月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2023年1月1日閲覧。
- ^ abc Brown, Michael E. ; Schaller, Emily L. (2007年6月15日). 「The Mass of Dwarf Planet Eris」(PDF) . Science . 316 (5831): 1585. Bibcode :2007Sci...316.1585B. doi :10.1126/science.1139415. PMID 17569855. S2CID 21468196. 2016年3月4日時点 のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2015年9月27日閲覧。
- ^ 「Dwarf Planet Outweighs Pluto」. space.com . 2007年。2007年6月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月14日閲覧。
- ^ 「冥王星の大きさは？ニューホライズンズが数十年にわたる議論に決着」www.nasa.gov 2015年。2017年7月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年7月14日閲覧。
- ^ 「 IAUの「惑星」と「プルトン」の定義草案」（プレスリリース）。IAU。2006年 8 月 16 日。2006 年 8 月 20 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8 月 16 日閲覧。
- ^ ブラウン、マイク (2010)。「エリスの影の手」。マイク・ブラウンの惑星。2010年11月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年11月7日閲覧。
- ^ Brown, Mike (2010年11月22日). 「冥王星は一体どのくらい大きいのか?」. Mike Brown's Planets. 2011年7月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年11月23日閲覧。(Franck Marchis 2010-11-08) [リンク切れ ]
- ^ 「冥王星の大きさは？ニューホライズンズが数十年にわたる議論に決着」NASA 2015年。2015年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年7月13日閲覧。
- ^ Stern, SA; Grundy, W.; et al. (2018年9月). 「ニューホライズンズ後の冥王星系」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 357–392. arXiv : 1712.05669 . Bibcode :2018ARA&A..56..357S. doi :10.1146/annurev-astro-081817-051935. S2CID 119072504. 2022年10月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年4月5日閲覧。
- ^ abcde ME Brown ; CA Trujillo ; DL Rabinowitz (2005). 「散乱カイパーベルトにおける惑星サイズの天体の発見」.天体物理学ジャーナル. 635 (1): L97–L100. arXiv : astro-ph/0508633 . Bibcode :2005ApJ...635L..97B. doi :10.1086/499336. S2CID 1761936.
- ^ Thomas H. Maugh II、John Johnson Jr. (2005年10月16日)。「His Stellar Discovery Is Eclipsed」。ロサンゼルス・タイムズ。2012年10月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年7月14日閲覧。
- ^ abc シリング、ゴバート (2008)。惑星Xの探求。シュプリンガー。p. 214。ISBN 978-0-387-77804-4。
- ^ Blue, Jennifer (2006年9月14日). 「2003 UB 313 がエリスと命名」USGS 天体地質学研究プログラム。2006年10月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月3日閲覧。
- ^ Brown, Mike. 「New Planet」. web.gps.caltech.edu . 2012年5月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年1月5日閲覧。
- ^ 「Julia Sweeney and Michael E. Brown」Hammer Conversations: KCET ポッドキャスト2007年。2008年10月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年10月1日閲覧。
- ^ エリス。チャールトン・T・ルイスとチャールズ・ショート。ペルセウス・プロジェクトのラテン語辞典。
- ^ 「国際天文学協会ホームページ」。2007年9月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月5日閲覧。
- ^ ab Green, Daniel WE (2006年9月13日). 「(134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia)」(PDF) . IAU Circular . 8747 :1. Bibcode :2006IAUC.8747....1G. 2007年2月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2012年1月12日閲覧。
- ^ 「Xena and Gabrielle」(PDF)。ステータス。2006年1月。 2012年3月14日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年5月3日閲覧。
- ^ マイク・ブラウン (2012)。『いかにして冥王星を殺したのか、そしてなぜそうなったのか』シュピーゲル＆グラウ、159 ページ。
- ^ ab Brown, Mike (2007). 「Lowell Lectures in Astronomy」WGBH . 2008年7月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年7月13日閲覧。
- ^ 「MPC 52733」(PDF)。Minor Planet Circulars。Minor Planet Center。2004年。p. 1。2011年7月25日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。2010年8月30日閲覧。
- ^ 「Planet X Marks the Spot」（PDF）TechRepublic 2006年。2008年9月10日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。 2008年7月13日閲覧。
- ^ O'Neill, Sean (2005). 「10番目の惑星にふさわしい名前トップ10」。NewScientist 。 2008年5月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年9月5日閲覧。
- ^ 「エリス発見、最も大きな既知の準惑星」カリフォルニア工科大学、地質科学部。2011年7月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月5日閲覧。
- ^ 「IAU0605: IAUが準惑星エリスに命名」。国際天文学連合ニュース。2006年9月14日。2007年1月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月5日閲覧。
- ^ サリバン、アンディ（2006年）。「Xena renamed Eris in planet shuffle」ロイター。2020年1月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月29日閲覧。
- ^ JPL/NASA (2015年4月22日). 「準惑星とは何か?」.ジェット推進研究所. 2021年12月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年9月24日閲覧。
- ^ ab Faulks, David (2016年6月12日). 「エリスとセドナのシンボル」(PDF) . unicode.org . 2017年5月8日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ 「その他の記号と矢印」(PDF) . unicode.org . Unicode. 1991–2021. 2022年8月2日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2022年8月6日閲覧。
- ^ Gomes RS; Gallardo T.; Fernández JA; Brunini A. (2005). 「高近日点散乱ディスクの起源について: Kozai 機構と平均運動共鳴の役割」.天体力学と動的天文学. 91 (1–2): 109–129. Bibcode :2005CeMDA..91..109G. doi :10.1007/s10569-004-4623-y. hdl : 11336/38379 . S2CID 18066500.
- ^ 「NASA の資金援助を受けた科学者が第 10 惑星を発見」ジェット推進研究所2005 年。2007 年 5 月 14 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5 月 3 日閲覧。
- ^ 「IAU 2006 総会: 決議 5 および 6」(PDF)。IAU。2006 年 8 月 24 日。2006 年 9 月 28 日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Robert Roy Britt (2006). 「冥王星の降格: 極めて物議を醸す定義ではもはや惑星ではない」. space.com . 2010年12月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月3日閲覧。
- ^ 「1699年7月22日のエリスの136199のホライズンバッチ」（近日点はrdotが負から正に反転したときに発生します）。JPLホライズン。2023年8月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年8月27日閲覧。(JPL#84/解決日: 2023年8月22日)
- ^ ピート、クリス。「太陽系を脱出する宇宙船」。Heavens-Above。2018年5月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月25日閲覧。
- ^ 「発見：これまで観測された太陽系最遠天体」。カーネギーサイエンス。2018年12月17日。2018年12月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年12月18日閲覧。
観測された太陽系天体の中で2番目に遠いのはエリスで、約96AUにある。
- ^ Trujillo, Chadwick A.; Jewitt, David C .; Luu, Jane X. (2000 年 2 月 1 日). 「散乱カイパーベルトの人口」(PDF) . The Astrophysical Journal . 529 (2): L103–L106. arXiv : astro-ph/9912428 . Bibcode :2000ApJ...529L.103T. CiteSeerX 10.1.1.338.2682 . doi :10.1086/312467. PMID 10622765. S2CID 8240136. 2007 年 8 月 12 日時点の オリジナル(PDF)からアーカイブ。2008年7 月 2 日閲覧。
- ^ リカウカ、パトリック・ソフィア;向井正（2007年7月） 「太陽系外縁天体の動的分類: それらの起源、進化、相互関係を探る」。イカロス。189 (1): 213–232。Bibcode :2007Icar..189..213L。土井：10.1016/j.icarus.2007.01.001。 2020年1月29日のオリジナルからアーカイブ。2020 年1 月 29 日に取得。
- ^ Jewitt, David . 「The Plutinos」. UCLA . 2007年4月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月29日閲覧。
- ^ H.-W.Lin; Y.-L.Wu; W.-H.Ip (2007). 「Lulin Observatoryによる準惑星(136199)エリスとその他の大型TNOの観測」. Advances in Space Research . 40 (2): 238–243. Bibcode :2007AdSpR..40..238L. doi :10.1016/j.asr.2007.06.009. 2020年1月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月29日閲覧。
- ^ 「さようなら冥王星」ホライゾン。 2006年6月22日。BBC。
- ^ “Horizons Eris”. JPL Horizons . 2007年3月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年9月13日閲覧。
- ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、冥王星よりわずかに大きい『第10惑星』を発見」NASA、2006年4月11日。2008年8月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年8月29日閲覧。
- ^ John Stansberry、Will Grundy、Mike Brown、John Spencer、David Trilling、Dale Cruikshank、Jean-Luc Margot (2007)。カイパーベルトとケンタウルス天体の物理的特性：スピッツァー宇宙望遠鏡による制約。arXiv ：astro-ph/0702538。Bibcode：2008ssbn.book..161S。
- ^ Brown, Mike (2007). 「Dysnomia, the moon of Eris」. Caltech . 2012年7月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月14日閲覧。
- ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006年11月). 「中型外惑星衛星および大型太陽系外縁天体の地下海と深部内部」. Icarus . 185 (1): 258–273. Bibcode :2006Icar..185..258H. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.005. 2015年8月31日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2017年12月2日閲覧。
- ^ Saxena, Prabal; Renaud, Joe P.; Henning, Wade G.; Jutzi, Martin; Hurford, Terry (2018年3月). 「大型TNOに対する潮汐加熱の関連性」. Icarus . 302 : 245–260. arXiv : 1706.04682 . Bibcode :2018Icar..302..245S. doi :10.1016/j.icarus.2017.11.023. S2CID 119008573.
- ^ サウスウェスト研究所（2024年2月20日）。「天文学者、準惑星エリスおよびマケマケの驚くべき活動を発見」
- ^ 「ニューホライズンズ探査機、冥王星は私たちが考えていたよりも大きく（そして氷が多い）ことを発見」NBCニュース。2015年7月13日。2015年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年7月13日閲覧。
- ^ 「ジェミニ天文台、第10惑星が冥王星のような表面を持つことを明らかに」ジェミニ天文台。2005年。2007年3月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月3日閲覧。
- ^ abcdefg Grundy, WM; Wong, I.; Glein, CR; Protopapa, S.; Holler, BJ; Cook, JC; et al. (2023年6月). JWST NIRSpec Spectrum of Eris: Methane, Deuterated Methane, and Nitrogen (PDF) . Asteroids, Comets, Meteors Conference 2023. Lunar and Planetary Institute. 2023年5月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2023年5月23日閲覧。
- ^ ab Hofgartner, Jason D.; Buratti, Bonnie J.; Hayne, Paul O.; Young, Leslie A. (2019年12月). 「局所的、衝突的、昇華大気領域における揮発性物質輸送によるKBOエリスの継続的な再表面化」Icarus . 334 : 52–61. arXiv : 1811.02677 . Bibcode :2019Icar..334...52H. doi :10.1016/j.icarus.2018.10.028. S2CID 119453960.
- ^ Grundy, William M.; Umurhan, Orkan M. (2017年10月).マケマケとエリスはスプートニク惑星か?。第49回DPS会議。アメリカ天文学会。Bibcode : 2017DPS....4920202G。202.02。
- ^ J. Licandro; WM Grundy; N. Pinilla-Alonso; P. Leisy (2006). 「2003 UB313 の可視分光法: 最大の TNO の表面にある N2 氷の証拠」(PDF) .天文学と天体物理学. 458 (1): L5–L8. arXiv : astro-ph/0608044 . Bibcode :2006A&A...458L...5L. doi :10.1051/0004-6361:20066028. S2CID 31587702. 2008 年 11 月 21 日時点のオリジナルからアーカイブ(PDF) . 2006 年11 月 14 日閲覧。
- ^ ab Duffard, R.; Ortiz, JL; Santos-Sanz, P.; Mora, A.; Gutiérrez, PJ; Morales, N.; Guirado, D. (2008年3月). 「準惑星(136199)エリスの光度変化の研究」(PDF) . Astronomy & Astrophysics . 479 (3): 877–881. Bibcode :2008A&A...479..877D. doi : 10.1051/0004-6361:20078619 . S2CID 54930853. 2022年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2022年4月27日閲覧。
- ^ Roe, Henry G.; Pike, Rosemary E.; Brown, Michael E. (2008年12月). 「エリスの回転の暫定的検出」. Icarus . 198 (2): 459–464. arXiv : 0808.4130 . Bibcode :2008Icar..198..459R. doi :10.1016/j.icarus.2008.08.001. S2CID 16069419.
- ^ Holler, BJ; Benecchi, SD; Mommert, M.; Bauer, J. (2020年10月). The Not-Quite-Synchronous Rotation Periods of Eris and Dysnomia. 52nd DPS Meeting. Vol. 52. American Astronomical Society. Bibcode :2020DPS....5230706H. 307.06. 2022年1月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年4月27日閲覧。
- ^ ab Brown, ME ; Van Dam, MA; Bouchez, AH; Le Mignant, D.; Campbell, RD; Chin, JCY; Conrad, A.; Hartman, SK; Johansson, EM; Lafon, RE; Rabinowitz, DL Rabinowitz; Stomski, PJ Jr.; Summers, DM; Trujillo, CA; Wizinowich, PL (2006). 「最大のカイパーベルト天体の衛星」(PDF) . The Astrophysical Journal . 639 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Bibcode :2006ApJ...639L..43B. doi :10.1086/501524. S2CID 2578831。2013年11月3日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。2011年10月19日閲覧。
- ^ Tytell, David (2006). 「All Hail Eris and Dysnomia」. Sky and Telescope . 2014年12月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年1月5日閲覧。
- ^ abc Brown, Michael E.; Butler, Bryan J. (2023年10月1日). 「ALMAで測定した準惑星衛星の質量と密度」.惑星科学ジャーナル. 4 (10): 193. arXiv : 2307.04848 . Bibcode :2023PSJ.....4..193B. doi : 10.3847/PSJ/ace52a .
- ^ 「SwRIチーム、冥王星探査ミッションの研究で画期的な成果を達成」。アストロバイオロジーマガジン。2018年10月25日。2018年10月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年10月27日閲覧。
{{cite news}}: CS1 メンテナンス: 不適切 URL (リンク) - ^ マクグラナハン、R.;セーガン、B.ダブ、G.タロス、A. JE、ライン。エメリー、JP (2011)。 「太陽系外縁天体へのミッションの機会に関する調査」。英国惑星間協会の雑誌。64 : 296–303。Bibcode :2011JBIS...64..296M。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、136199 エリスに関連するメディアがあります。
- マイケル・ブラウンのエリスとディスノミアに関するウェブページ
- MPC データベースエントリ (136199) Eris
- NASA JPL による 3D 軌道可視化
- 2003 UB313の軌道シミュレーション
- ディスノミアの発見に関するケック天文台のページ
- AstDyS-2、小惑星ダイナミックサイトのエリス（準惑星）
- エフェメリス ·観測予測 ·軌道情報 ·固有要素 ·観測情報
- JPL 小天体データベースのエリス