UNIVERSIDADE DA MADEIRA

GRUPO DE ASTRONOMIA


Sextas Astrónomicas


Sexta-feira Astronómica - 8

Data: 27-10-2007

Assunto: O planeta anão Eris e a sua massa

A oitava Sexta Astronómica decorreu na noite de 27 para 28 de Outubro de 2007. Pela primeira vez a Sexta teve lugar num Sábado por questões de disponibilidade do pessoal. De notar também que esta Sexta Astronómica ocorre depois de uma interrupção de quase cinco meses (a última tinha sido a 1 de Junho de 2007). De facto durante os meses de Verão nunca conseguimos atingir um minimo de três participantes.

O encontro do pessoal ocorreu como de costume por volta das 20h no pátio da UMa junto ao bar dos alunos. Quando eu (Laurindo) cheguei, por volta das 20h05 já lá estavam o Pedro e o Ilídio. Aguardamos algum tempo pelo Orlando o qual acabou por não comparecer. Aproveitamos para falar sobre o cometa Holmes o qual recentemente sofreu um outburst passando de magnitude 17 para magnitude 2 (perfeitamente visível a olho nu). Passados 20 minutos seguimos então para a pizzaria do costume. O céu apresentava uma barra de nebulosidade a Norte junto às montanhas.

O tema proposto para discussão (em stand by desde Julho) era “O Planeta Anão Eris e a sua massa”. Este objecto atraiu as atenções em Junho 2007 quando foi publicado um artigo na Science que dava conta de que a sua massa era cerca de 27% vezes superior à de Plutão.

Eris (inicialmente designado por 2003 UB 313) foi descoberto a 5 de Janeiro de 2005 por uma equipa liderada por Mike Brown a partir de imagens feitas a 21 de Outubro de 2003. A descoberta não ocorreu logo em 2003 pois o software utilizado na análise das imagens obtidas excluia objectos com velocidades inferiores a 1.5 segundos de arco por hora. A descoberta de Sedna a deslocar-se contra o fundo de estrelas a 1.75 segundos de arco por hora, levou a equipa de Mike Brown a analisar de novo todos os dados com um limite inferior para o movimento angular. Foi assim que descobriram Eris.

Eris é um objecto trans-neptuniano (TNO), nativo de uma região que se estende para além da cintura de Kuiper, designada por Scatered Disc (SD). Por isso é também um SDO (scattered disk object) para além, claro está, de ser um planeta anão.

 

Figura 1 :  Foto tirada pelo HST do planeta anão Eris (centro) e da sua Lua Dysnomia (à esquerda do centro) (NASA).

Alguns dados sobre Eris:

Nomes anteriores (ordem inversa): Xena, Lila, 2003 UB 313
Período : 556.7 anos
Distância actual : aprox. 97 UA
Afélio : 97.56 UA
Periélio: 37.78 UA
Localização : Actualmente está em Cetus de onde sairá para Pisces em 2036.
Temperatura : entre 55K e 30K
Albedo : 0.86
magnitude aparente actual : 19
Satélites : 1 (Dysnomia)

Existem referências à observação de Eris a nível amador recorrendo a um telescópio de 20cm de abertura (ver e.g. http://www.moonglow.net/ccd/pictures/pc/index.html#tnos). No nosso entender tal não parece possível nem em condições de observação excepcionais; possivelmente, houve um tratamento de imagem sabendo o que se procurava e exactamente onde procurar (ou seja, com uma boa dose de "arte". De facto, a curva típica (não teórica – que ainda é mais restritiva) da magnitude limite em função da abertura de um telescópio (em polegadas) coloca o de 20cm (~8 polegadas) abaixo das 15 mag (Figura 2). Tendo Eris 19 mag, não parece fácil descer 50 vezes em brilho a não ser com “truques”.

Figura 2 : A magnitude limite em função da abertura ( Sky & Telescope, Feb 2007, p.78).

O satélite natural de Eris, designado por Dysnomia, foi descoberto a 10 de Setembro de 2005. Trata-se de um objecto cerca de 60 vezes menos brilhante do que Eris e cujo diâmetro não deve exceder 150km. O período orbital do sistema foi avaliado em 15.774 dias e a distância entre os dois corpos ronda os 37 350km. Estes dados conferem ao sistema uma massa cerca de 1.27 vezes a de Plutão.

Quanto ao diâmetro, o valor obtido para Eris é superior ao diâmetro de Plutão. No entanto, as barras de incerteza intersectam-se e assim, no limite, e por muito irónico que seja, Eris ainda pode ser mais pequeno que Plutão.

Eris: Diâmetro = 2400 km; Incerteza = 100km (Brown et al. 2006)

Plutão: Diâmetro = 2306 km; Incerteza = 20km (Buie et al. 2006)

Para terminar a discussão analisámos um documento retirado do site pessoal de Mike Brown onde ele apresenta uma lista de 46 planetas anões muito mais vasta do que a actualmente aceite pela IAU com apenas 3 elementos (Ceres, Plutão e Eris).

O argumento de Brown reside no facto de não ser actualmente possível determinar na maioria dos casos se um objecto pertencente à cintura de Kuiper é esférico ou não. Baseado em objectos conhecidos considera 400km como um diâmetro razoável acima do qual se pode considerar que o objecto em questão é provavelmente esférico. Assim considera todos os objectos da cintura de Kuiper com diâmetros superiores a 400km planetas anões.

Figura 3 - Esquema do sistema solar incluindo os diversos planetas anões apontados por Mike Brown do Caltech (http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/).

Findo o jantar, por volta das 22h constatamos que a nebulosiodade observada ao início da noite estava agora um pouco mais alta. No entanto, o céu do lado Sul continuava praticamente limpo. O nosso principal objectivo em termos de observação para esta noite era o de tentar apanhar o cometa Holmes. Assim, fomos até ao Laboratório de Astronomia e Instrumentação onde procuramos obter cartas celestes com a localização do cometa. Acabamos por constatar que este se encontrava algures entre as estrelas Capella (alfa Aur) e Mirfak (alfa Per) com magnitude aparente à volta de 1.8.

Figura 4 - Localização do cometa Holmes em Outubro de 2007 (Sky & Telescope).

Optamos, então, por subir para o Terraço da UMa levando inicialmente o ASDOT. Apesar das vagas sucessivas de nuvens vindas de Norte ainda conseguimos vislumbrar a olho nu o cometa. Não tivemos nunca, no entanto, oportunidade de apontar o telescópio pois a nebulosidade avançava muito rapidamente tapando ou o cometa ou os nossos pontos de referência, ou toda a região.

Optámos, então, por tentar captar algumas imagens de Urano e Neptuno e, se possível, também dos satélites mais luminosos de Urano (obviamente para serem vistos em processamento de dados). Esta tarefa seria muito complicada com o ASDOT pois teríamos de seguir objectos que estão no limiar do visível a olho nu, numa noite com Lua Cheia, alguma nebulosidade e com um telescópio sem motor. Assim fomos buscar o Meade.

Entretanto as nuvens avançavam. Acabamos por alinhar o Meade recorrendo a Vega e Altair (não estavam acessíveis muitas mais estrelas brilhantes para o alinhamento). Uma vez alinhado apontamos o telescópio para Urano surgindo este no centro da ocular como um pequeno círculo azul desfocado. Tentamos focar o melhor possível, embora fosse evidente que o seeing estava mau. Apontámos também para Neptuno que surgiu como um pequeno disco azul mas muito mais difícil de focar.

Voltamos a Urano e fizemos algumas exposições com a CCD. Repetimos o mesmo para Neptuno. O trabalho sobre os satélites de Urano poderá resultar num bom ensaio para a observação de Plutão.


 

Figura 5 - Na imagem da esquerda temos  Neptuno (1 seg exposição) e na imagem da direita Urano (0.12 seg exposição).

Apontamos também para o asteróide Pallas (magnitude 9.6). Uma vez introduzidas as coordenadas no telescópio apanhamos no campo de visão da ocular três potenciais candidatos a Pallas. Procuramos obter imagens CCD de cada um deles (tivemos de construir o mosaico da Figura 6) e fizemos também um esboço para nos ajudar posteriormente na identificação de Pallas (Figura 7) recorrendo a cartas estelares mais pormenorizadas.

Figura 6 - Pallas (mosaico de duas exposições de 4 segundos cada – uma rodada de 2º para compensar a rotação de campo) e duas estrelas do Aquário. As magnitudes aparentes estão assinaladas para os três objectos.

Figura 7 - Esboço do aspecto visual do campo do telescópio (ocular de 40mm – campo de cerca de 0.5º) – teve-se em atenção o factor de “espelho” (imagem invertida na vertical e horizontal) devido à utilização de um espelho diagonal na boca do Meade.

Com o intuito de registar as condições do seeing, procurámos uma região com estrelas pouco brilhantes. Optamos por uma região entre Tarazed (gama -Aql) e Altair (alfa -Aql) onde existem estrelas com magnitudes aparentes a rondar a grandeza 8. Fizemos algumas exposições (Figura 8).

Figura 8 - Três estrelas de grandeza ~8 mag perto de gama-Aql (exposição de 2 seg). O seeing anda à volta de 6” nesta exposição. No entanto, claramente houve bons momentos durante a noite (~2”) – ver imagem de Urano (Figura 5), por exemplo.

Um pouco antes das 02h00 começamos a arrumar o material. A temperatura do ar rondava os 19ºC e a humidade andava perto dos 50%. No registo de saída do LAI indicamos 02h00 o que curiosamente coincide com a hora de acerto da hora de Inverno (ou seja, passou para as 1h00 nesse momento)!

Laurindo Sobrinho
Pedro Augusto


Referências:

http://en.wikipedia.org/wiki/Eris_(dwarf_planet)
http://en.wikipedia.org/wiki/Dysnomia_(moon)
http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/ (Mike Brown)
Brown M. E. et al. 2006, Direct measurement of the size of 2003 UB313 from the HST, ApJ, L61.
Buie M. W. et al. 2006, Orbits and photometry of Pluto’s satellites: Charon, S/2005 P1 and S/2005 P2, astro-ph/0512491 v2
Brown M. E. & Schaller E. L, 2007, The mass of dwarf planet Eris, Science, 316, 1585.

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