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鬩神星

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鬩神星（小行星序號：136199 Eris）是現已知太陽系中第二大的矮行星，在所有直接圍繞太陽運行的天體中質量排名第九。它估測直徑約為2326±12公里。 [1] 
在2010年對鬩神星恆星掩星的觀測顯示，其直徑為2326±12千米（1445±7英里）， [2]  略微小於冥王星。 [3-4]  2015年7月，冥王星被新視野號測量為2377±4千米（1477±2英里）。 [5-6]  鬩神星的質量是地球的0.27％，是冥王星質量的127％。 [7-8] 
鬩神星是外海王星天體（TNO），也是高偏心率的離散盤天體（SDO），有一顆較大的衞星鬩衞一（Dysnomia），2016年2月，它與太陽的距離為96.3天文單位（144.1億千米）， [9]  約為冥王星的三倍。除了一些長週期彗星，直到2018年12月17日發現2018 VG18（Farout）後，鬩神星和鬩衞一是太陽系中最遙遠的已知自然天體。 [9] 
中文名
鬩神星
外文名
Eris
別    名
齊娜（Xena）
(136199) Eris
2003 UB313 [10] 
分    類
矮行星、離散盤天體、類冥天體
發現者
邁克爾·E·布朗
查德·特魯希略
大衞·拉比諾維茨
發現時間
2005年1月5日 [11] 
質    量
1.6466✕1022 kg(±0.0085) [12] 
平均密度
2.43 g/m³(±0.05) [12] 
直    徑
2326 km(±12) [2]  [13] 
表面温度
約 42.5 K
逃逸速度
1.38 km/s(±0.01)
反照率
0.96 [2] 
視星等
18.7 等 [9] 
絕對星等
-1.17 等
自轉週期
14.56 天( ±0.10) [14] 
半長軸
67.864 天文單位 [10] 
離心率
0.43607 [10] 
公轉週期
559.07 年 [10] 
平近點角
205.989 度 [10] 
軌道傾角
44.040 度 [10] 
升交點經度
35.951 度 [10] 

目錄

  1. 1 發現歷史
  2. 2 軌道參數
  3. 3 背景參數
  4. 4 物理特徵
  5. 5 天文應用

鬩神星發現歷史

鬩神星是由加州理工學院的邁克爾·E·布朗（MikeE. Brown），夏威夷雙子座天文台的查德·特魯希略（Chad Trujillo）和耶魯大學的大衞·拉比諾維茨（David Rabinowitz）組成的團隊， [11]  在2005年1月5日從2003年10月21日拍攝的圖像中發現的。 [15]  鬩神星的發現是他們在2005年7月29日宣佈的，同一天宣佈發現的還有鳥神星（Makemake），兩天前他們還宣佈發現了妊神星（Haumea）， [16]  部分原因是後來發生的有關妊神星發現者的爭議。該搜索團隊多年來一直在系統地尋找太陽系外圍的大型天體，並主導了其他幾個大型外海王星天體的發現，包括創神星（50000 Quaoar），亡神星（90482 Orcus）和塞德娜（90377 Sedna）。 [17] 
2003年10月21日，該團隊使用位於加利福尼亞帕洛瑪天文台的1.2米塞繆爾·奧斯欽·施密特望遠鏡進行了例行觀測，但由於當時鬩神星在天空中的移動非常緩慢，因此並未發現鬩神星的圖像。原因是圖像自動搜索軟件排除了所有移動速度低於每小時1.5角秒的天體，以減少返回的假陽性誤報數。 [15]  當2003年塞德娜（Sedna）被發現時，它以每小時1.75角秒的速度運動，受此啓發該團隊研究小組使用更低的角度移動限制，再次分析了以前的數據，並用肉眼進行人工排查。2005年1月，重新分析發現了在背景星空下緩慢移動的鬩神星。 [15] 
後續進行的觀察可以初步確定鬩神星軌道，從而可以估算天體的距離。 [15]  該團隊原計劃推遲公佈對明亮的天體鬩神星和鳥神星的發現，直至後續的觀察能更準確決定它的大小和質量。但7月27日來自西班牙的另外一個團隊向小行星中心公佈了妊神星的發現，由此帶來的發現爭議產生了巨大壓力，該團隊不得不提前在7月29日宣佈鬩神星和鳥神星的發現。 [11] 
鬩神星的影像最早可以追溯到1954年9月3日。 [10]  2005年10月，更深入的觀測發現，鬩神星擁有一顆衞星，之後被命名為鬩衞一（Dysnomia）。通過對鬩衞一軌道的觀測，科學家可以確定鬩神星的質量，2007年6月，他們計算出的鬩神星質量為（1.66±0.02）×1022千克， [7]  比冥王星重27％±2％。
箭頭所指處為發現鬩神星時，其在照片上的運動軌跡 箭頭所指處為發現鬩神星時，其在照片上的運動軌跡

鬩神星軌道參數

鬩神星軌道參數
遠日點
97.56 AU
14.60×109 km
近日點
37.77 AU
5.65×109 km
半長軸
67.67 AU
10.12×109 km
離心率
0.441 77
軌道週期
203,600 日
557 年
平均軌道速度
3.436 km/s
平近點角
197.634 27°
軌道傾角
44.187°
升交點黃經
35.869 6°
近日點參數
151.430 5°
已知衞星
鬩衞一 [2] 

鬩神星背景參數

平均半徑
1300+200
−100 km (2007) [18] 
初次測量： ≤1170 (2010) [19] 
表面積
(1.70±0.02)×107 km2
質量
(1.67±0.02)×1022 kg [20] 
0.002 地球質量
平均密度
2.25–2.5 g/cm3 [19] 
表面重力
~0.8 m/s2
恆星週期
25.9 ± 8 hr [21] 
反照率
0.86 ± 0.07
表面温度最低平均最高（近似值）30 K42.5 K55 K
光譜類型
B-V=0.78, V-R=0.45
視星等
18.7
絕對星等(H)
−1.19 ± 0.3
角直徑
40 毫弧秒 [20] 

鬩神星物理特徵

鬩神星是海王星軌道外部的矮行星（類冥天體）。 [22]  它的軌道特性可以更具體地歸類為一個離散盤天體（SDO），或者是在太陽系形成過程中與海王星的引力相互作用後從柯伊伯帶“散射”到更遙遠且更罕見軌道的外海王星天體。儘管在已知的離散盤天體中它的高軌道傾角是罕見的，但理論模型表明，最初位於柯伊伯帶內邊緣附近的物體會比外邊緣天體以更高的傾角分散到軌道中。 [23] 
由於最初認為鬩神星比冥王星大，因此美國國家航空航天局（NASA）以及媒體發現鬩神星時將其描述為“第十顆行星”。 [24]  為了應對其地位的不確定性，加上是否應該將冥王星歸類為行星的爭論不斷，國際天文學聯合會委派了一組天文學家對行星這個術語進行了足夠精確的定義，以決定這一問題。2006年8月24日，國際天文學聯合會通過了“太陽系行星的定義”，鬩神星和冥王星都被歸類為矮行星，這一類別不同於新定義的行星。 [25]  此後，布朗表示支持這種分類。 [26]  隨後，國際天文學聯合會將鬩神星添加到小行星星表中，將其編號為(136199)Eris。 [27] 
外海王星天體示意圖，鬩神星屬於其中的離散盤天體 外海王星天體示意圖，鬩神星屬於其中的離散盤天體
  • 軌道特徵
鬩神星的公轉軌道週期為559年。 [2]  它與太陽的最大距離（遠日點）可能為97.65AU，最接近太陽的距離（近日點）為37.91AU。 [2]  它在1698年 [28]  到1699年 [29]  之間到達近日點，在1977年 [29]  到達遠日點，並在2256年 [29]  至2258年 [30]  之間返回近日點。八顆行星的軌道都與地球大致處於同一平面，與此不同，鬩神星的軌道高度傾斜，相對於黃道的傾角約44度。 [10]  在被發現時，除了長週期彗星和空間探測器外，鬩神星及其衞星是太陽系中最遙遠的已知天體。 [11]  [31]  直到2018年發現2018 VG18為止，它保持的這項紀錄才被打破。 [32] 
鬩神星公轉軌道示意圖，具有高傾角和高偏心率 鬩神星公轉軌道示意圖，具有高傾角和高偏心率
截至2008年，大約有40個已知的外海王星天體，最著名的是2006 SQ372，2000 OO67（小行星87269）和塞德娜（Sedna），即使它們的軌道半長軸大於鬩神星（67.8AU），當前也比鬩神星更靠近太陽。 [33] 
800年後，鬩神星將比冥王星更靠近太陽 800年後，鬩神星將比冥王星更靠近太陽
鬩神星的公轉軌道偏心率很高，使鬩神星到達太陽的37.9AU以內，這是被散射物體的典型近日點。 [34]  這個距離在冥王星的軌道之內，但仍然可以避免與海王星直接相互作用（約37天文單位）。 [35]  另一方面，冥王星與其他類冥天體一樣，沿着較小的傾斜度和偏心率的軌道，在軌道共振的保護下，可以穿越海王星的軌道。 [36]  大約800年後，鬩神星將比冥王星更靠近太陽。
2007年，鬩神星的視星等為18.7，亮度足以被某些業餘望遠鏡觀測到。 [37]  裝備有CCD的200毫米（7.9英寸）望遠鏡可以在有利的條件下探測到鬩神星。直到最近才發現鬩神星的原因是其陡峭的軌道傾角，以往對太陽系外圍大型天體的搜索往往集中在黃道面上，在那裏發現了其中大多數天體。
由於其軌道高度傾斜，鬩神星僅穿過傳統黃道星座中的少數幾個。最近位於鯨魚座中。1876年到1929年在玉夫座，1840年到1875年在鳳凰座。到2036年它將進入雙魚座（黃道星座），並在那裏呆到2065年，然後進入白羊座（黃道星座）。 [29]  然後它將移動到北部天空，在2128年進入英仙座，並在2173年進入鹿豹座（赤緯將到達最北）。
鬩神星在天球上的運動軌跡非常緩慢 鬩神星在天球上的運動軌跡非常緩慢
2010年11月，鬩神星造成為了迄今為止距離地球最遙遠的恆星掩星之一。 [13]  該事件的初步數據令人懷疑先前的規模估算。 [13]  發現團隊宣佈了掩星的最終結果，鬩神星直徑估計為2326±12km。 [2] 
2010年11月，多個天文台對鬩神星掩恆星觀測的示意圖 2010年11月，多個天文台對鬩神星掩恆星觀測的示意圖
這個結果使鬩神星的面積和直徑比冥王星略小，後者的直徑和直徑為2372±4km，儘管鬩神星質量更大。這也使鬩神星的反照率達到0.96，在太陽系中高於除土衞二之外的任何其他大型天體的反照率。 [2]  據推測，高反照率是由於隨着鬩神星的偏心軌道使它離太陽忽遠忽近，温度波動導致地表冰被不斷補充。 [38] 
鬩神星的質量可以更精確地計算。根據鬩衞一（Dysnomia）公認的15.774天 [7]  [39]  自轉週期，計算出鬩神星比冥王星大27％。根據2011年的掩星結果，鬩神星的密度為2.52±0.07g/cm3，遠比冥王星高，鬩神星因此只能主要由岩石物質構成。 [2]  通過放射性衰變造成內部加熱的模型表明，鬩神星可能在地幔-核心邊界處有液態水的內部海洋。 [40] 
2015年7月，在鬩神星被視作直接繞太陽公轉的已知第九大天體將近十年之後，新視野號（New Horizons）任務的近距離成像更準確地確定了冥王星的體積略大於鬩神星，而不是先前認為的略小於鬩神星。 [41]  當前，鬩神星是直接繞太陽公轉的已知第十大天體，但按質量計仍然是第九大天體。
  • 表面和大氣
2005年1月25日，通過坐落在夏威夷的8米雙子座北望遠鏡對鬩神星的光譜觀察，發現團隊進行了初步識別。從該天體反射的紅外光顯示出甲烷冰的存在，表明該表面可能與冥王星相似，在當時已知的外海王星天體中，僅有冥王星表面擁有甲烷，此外海衞一表面也擁有甲烷。 [42] 
由於鬩神星遙遠且偏心的軌道，其表面温度估計在30至56K（−243.2至−217.2°C）之間變化。 [11] 
與略帶紅色的冥王星和海衞一不同，鬩神星看上去幾乎是白色的。 [11]  冥王星的顏色偏紅是由於表面上有託林（tholins）沉積物所致，當這些沉積物使表面變暗時，較低的反照率會導致較高的温度，使甲烷沉積物的蒸發。相反，鬩神星距離太陽足夠遠，即使在反照率較低的地方，甲烷也可以凝結在其表面上。甲烷在表面上的均勻凝結會降低反照率的反差，並會掩蓋所有紅色的託林沉積物。 [15] 
即使鬩神星離太陽的距離是冥王星的三倍，它也有離太陽足夠近的時候，以至於地表可能會升温到足以使部分冰物質昇華。因為甲烷是高度揮發性物質，所以它的存在表明鬩神星一直在太陽系的遙遠區域，那裏的温度足以使甲烷冰持續存在，或者天體內部有甲烷來補充從大氣中逃脱的甲烷蒸氣。這與另一個被發現的外海王星天體妊神星的觀察結果相反，後者發現存在水冰而不是甲烷。 [43] 
鬩神星紅外光譜圖（紅色）與冥王星（黑色）對比 鬩神星紅外光譜圖（紅色）與冥王星（黑色）對比

鬩神星天文應用

2005年，夏威夷凱克望遠鏡的自適應光學團隊使用新裝備的激光導星自適應光學系統，對四個最亮的外海王星天體（冥王星、鳥神星，妊神星和鬩神星）進行了觀測。 [44]  9月10日拍攝的照片顯示，在鬩神星附近的軌道上存在一顆衞星。為了與鬩神星最早使用“齊娜”（Xena）的暱稱保持一致，布朗的團隊將衞星取名為“加百利”（Gabrielle，“齊娜”的密友）。當鬩神星被國際天文學聯合會正式命名時，鬩衞一就以厄里斯的女兒希臘違法女神迪絲諾美亞（Dysnomia，希臘文Δυσνομια）命名。布朗説他之所以選擇這個名字，是因為與妻子的名字黛安（Diane）相似。使用違法女神（Lawlessness）的名字還暗合了電視連續劇中戰士公主“齊娜”的扮演者露西·勞勒斯（Lucy Lawless）的姓氏。 [45] 
在2010年代，新視野號成功的飛掠冥王星之後，有多個項目對後續探索柯伊伯帶的任務開展了研究，包括對其中的候選天體鬩神星進行了評估。 [46]  經計算如果在2032年4月3日或2044年4月7日發射探測器，使用木星引力加速對鬩神星進行飛掠的探測任務可能需要24.66年。當探測器到達時，鬩神星距離太陽將為92.03或90.19天文單位。 [18] 
藝術家想象中的鬩神星與鬩衞一 藝術家想象中的鬩神星與鬩衞一
參考資料
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