Eris on kääpiöplaneetta ja transneptunialainen kohde (TNO). Se on aurinkokunnan tunnetuista kääpiöplaneetoista massaltaan suurin ja halkaisijaltaan toistaiseksi toiseksi suurin, ja se sijaitsee Kuiperin vyöhykkeellä, kauempana kuin Pluto. Eristä käytetään myös termiä plutoidi, koska IAU määritteli transneptunuksenkaltaiset kääpiöplaneetat tällä nimellä. Eris kiertää Aurinkoa noin 557–558 maanvuoden välein; sen rata on elliptinen ja kallistunut noin 44° verran ekliptiseen tasoon nähden. Eriksellä on yksi kuu, nimeltään Dysnomia.
Löytö ja nimeäminen
Eris löydettiin kuvista, jotka ottivat astronomit Michael E. Brown, Chad Trujillo ja David Rabinowitz; löydön ilmoitus tehtiin julkisuuteen vuonna 2005, vaikka ristiriitoja ajoituksesta liittyi kuva-arkistoihin. Alkuperäinen väliaikainen luokitus oli 2003 UB313 ja se sai lempinimen "Xena". Vuonna 2006 Kansainvälinen tähtitieteellinen union (IAU) vahvisti nimen Eris, joka viittaa kreikkalaiseen eris-jumalattareen, ja kuun nimeksi vahvistettiin Dysnomia.
Rata ja liike
Erisin suurin etäisyys Auringosta (afelium) on noin 97–98 AU ja pienin etäisyys (perihelion) noin 38 AU, joten se liikkuu hyvin soikealla radalla, jonka eksentrisyys on suuri (~0,44). Radan kallistuma ekliptiseen nähden on noin 44°, mikä erottaa sen huomattavasti planeettojen lähes tasomaisista radoista. Tällainen rata vie Erisin hyvin kauas aurinkokunnan ulkopuolelle suurimman osan sen kiertoaikaa.
Fyysiset ominaisuudet
Eris on erittäin kirkas kappale; sen pinta on peittynyt jäätyneeseen metaaniin, mikä antaa sille korkean albedon (heijastuskyvyn). Hallitsevat arvionnit halkaisijasta ovat noin 2 300–2 400 kilometriä, eli halkaisijaltaan Eris on hyvin lähellä Plutoa. Kuitenkin Eris on massaltaan Plutoa raskaampi — se on tällä hetkellä tunnetuista kääpiöplaneetoista massaltaan suurin, mikä viittaa runsaampaan kiviseen koostumukseen. Tiheysarviot (~2,5 g/cm3 suuruusluokkaa) tukevat ajatusta sekoituksesta kivestä ja jäästä.
Pinnan olosuhteet ovat äärimmäisen kylmiä; etäisyyden ja heijastavan pinnan vuoksi lämpötilat ovat hyvin matalia, ja mahdollinen kaasukehä voisi muodostua vain, kun Eris on lähellä perihelia — suurimman osan ajasta mahdollinen ilmakehä on todennäköisesti tiivistynyt tai romahtanut jään muotoon.
Dysnomia — Erisin kuu
Dysnomia löydettiin pian Erisin jälkeen ja sen nimi viittaa Erisin mytologiseen tyttäreen. Dysnomian liikearvioiden mukaan kiertoaika Erisin ympäri on noin 15,8 vuorokautta. Kuu on huomattavasti pienempi kuin Eris; sen tarkka koko ja koostumus ovat epävarmoja, mutta se on todennäköisesti muutamien satojen kilometrien luokkaa tai suurempi riippuen pinnan heijastuskyvystä. Dysnomian havaitseminen mahdollisti myös Erisin massan tarkan määrittämisen, koska kuun liike vaikuttaa Erisin gravitaatioon.
Merkitys ja vaikutus planeettaluokitukseen
Erisin löytäminen herätti laajaa keskustelua siitä, mitä tarkoittaa sana "planeetta". Löydön myötä IAU kokosi määritelmän uudelleen vuonna 2006, jolloin syntyi kategoria "kääpiöplaneetta" ja samalla Eris luokiteltiin kääpiöplaneetaksi. Eris on tärkeä kohde aurinkokunnan ulkopuolisten kappaleiden tutkimuksessa, koska sen ominaisuudet auttavat ymmärtämään Kuiperin vyöhykkeen kehitystä, pienten kappaleiden koostumusta ja ulkosyntyisten kappaleiden dynamiikkaa.
