(136199) Éris

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Éris (homonymie).

(136199) Éris
(136199) Eris

Description de cette image, également commentée ci-après

Éris (au centre) et Dysnomie (à gauche) vus par Hubble.

Caractéristiques orbitales
Époque 6 mars 2006 (JJ 2453800.5)[1]
Demi-grand axe (a) 10,123×109 km
(67,668 ua)
Aphélie (Q) 14,595×109 km
(97,56 ua)
Périhélie (q) 5,650×109 km
(37,77 ua)
Excentricité (e) 0,44177
Période de révolution (Prév) 203 450 j
(557 a)
Vitesse orbitale moyenne 3,437 km/s
Inclinaison (i) 44,18694°
Nœud ascendant (Ω) 35,86957°
Argument du périhélie (ω) 151,43054°
Anomalie moyenne (M0) 197,63427°
Catégorie Plutoïde (planète naine transneptunienne), objet épars
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial (Réq) (1 163 ± 6) km[2],[3],[4]
Masse (m) (1,66 ± 0,02)×1022 kg[5]
Masse volumique (ρ) 2 530 kg/m3
Gravité équatoriale à la surface (g) 0,8 m/s2
Vitesse de libération ~1,305 (-0,164/+0,114) km/s
Période de rotation (Prot) > 25,9 ± 8 h j
Magnitude absolue (M) -1,2 ± 0,01
Albédo (A) 0,96[2],[6]
Température (T) ~ 30 K
Découverte
Pré-découverte 3 septembre 1954
Découvreur Michael E. Brown, Chadwick Trujillo, David Rabinowitz[7]
Date 5 janvier 2005[7]
Nommé d'après Éris
Désignation 2003 UB313[8]

Éris, officiellement désignée par (136199) Éris (désignation internationale (136199) Eris), est probablement la plus grande planète naine connue du Système solaire — statut disputé avec Pluton[note 1] — et le neuvième ou dixième plus grand objet — pour la même raison — orbitant directement autour du Soleil.

Éris est un objet transneptunien mesurant 2 326 kilomètres de diamètre et 27 % plus massif que Pluton[2],[9],[5].

Éris est un objet épars situé dans une région de l'espace au-delà de la ceinture de Kuiper. Il possède un satellite naturel, Dysnomie. En 2007, ils étaient situés à environ 97 ua du Soleil, environ trois fois plus loin que Pluton. C'est la planète naine connue la plus éloignée du Soleil[10].

Éris fut observée en 2003 par l'équipe de Michael E. Brown du California Institute of Technology, mais ne fut pas identifiée avant le 5 janvier 2005. Elle porte le nom de la déesse grecque Éris. Sa taille, initialement estimée comme étant beaucoup plus importante que celle de Pluton[11], la fit qualifier de dixième planète du Système solaire par ses découvreurs, entre autres. Cette qualification, ainsi que la perspective de découvrir d'autres objets similaires dans le futur, a motivé l'Union astronomique internationale (UAI) à définir le terme « planète » pour la première fois de façon formelle. Selon cette définition approuvée le 24 août 2006, Éris est une planète naine aux côtés de Pluton et Cérès[12]. En juin 2008, l'UAI a décidé de classer Éris dans la catégorie des plutoïdes (classe spécifique des planètes naines transneptuniennes), comme Pluton.

Dénomination[modifier | modifier le code]

Éris est nommée d'après la déesse grecque de la discorde, Éris. Avant l'acceptation de ce nom, Éris possédait une désignation provisoire, 2003 UB313. Avant qu'Éris ne possède son nom officiel et définitif, elle reçut plusieurs noms officieux : Xéna, en rapport avec un personnage de série car le nom commence par un X, symbole romain du 10 (10e planète) et référence aux planètes X, ou Lila, que Brown avait initialement choisi en l'honneur de sa fille[13].

La désignation des astéroïdes et autres petits corps implique de donner aux corps dont l'orbite est connue avec certitude un numéro définitif. Éris possède le numéro 136199 ; sa désignation scientifique officielle complète est donc (136199) Éris[14], ou éventuellement 136199 Éris.

Historique[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

Jeu de trois photos présentant le déplacement d'Éris
Animation montrant le mouvement d'Éris, sur la gauche de l'image et légèrement au-dessus du milieu sur fond d'étoiles fixes. Les trois photographies furent prises sur une période de trois heures.

La première prise de cliché de l'astre date du 3 septembre 1954, sans que l'on sache à l'époque que c'était une planète naine[15].

Éris a été photographié lors d'observations effectuées le 21 octobre 2003 avec le télescope Oschin de 1,22 mètres du Mont Palomar, en Californie, par l'équipe de Mike Brown, Chadwick Trujillo et David Rabinowitz[3] du Caltech, qui avait déjà découvert plusieurs grands objets transneptuniens comme Quaoar[16], Orcus[17] ou Sedna[18]. Ce n'est qu'en janvier 2005 qu'Éris fut vraiment découverte, lorsque des photographies du même pan de ciel révélèrent son déplacement. Plusieurs observations ultérieures permirent de commencer à déterminer son orbite, sa distance et sa taille. L'équipe n'avait pas l'intention de divulguer sa découverte avant que d'autres observations soient effectuées, afin de préciser la taille et la masse de l'objet ; l'annonce de la découverte d'un autre objet qu'elle suivait, (136108) Hauméa, par une équipe espagnole, la força à précipiter l'annonce[10].

La découverte fut annoncée le 29 juillet 2005, le même jour que deux autres grands objets transneptuniens, Hauméa et Makémaké.

En 2005, l'équipe d'optique adaptative des télescopes Keck à Hawaii réalisa des observations des quatre plus brillants objets transneptuniens (Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris) à l'aide du nouveau système à étoile-guide laser[19]. Les observations effectuées le 10 septembre et publiées en octobre 2005 déterminèrent qu'Éris possède un satellite, nommé par la suite Dysnomie. Ces observations permirent de préciser la masse d'Éris en juin 2007[5].

Nom[modifier | modifier le code]

La déesse Éris (peinture athénienne, vers 550 av. J.-C.)

Éris est nommé d'après la déesse grecque Éris (en grec : Έρις), une personnification de la discorde[20]. Le nom fut attribué le 13 septembre 2006 à la suite d'une période inhabituellement longue pendant laquelle elle était connue par sa désignation provisoire 2003 UB313, laquelle fut automatiquement donnée par l'Union astronomique internationale suivant le protocole de désignation des objets mineurs.

Avant cette désignation définitive, deux surnoms furent utilisés pour l'objet dans les médias.

« Xena » était le nom informel utilisé par l'équipe l'ayant découverte. Il provenait de l'héroïne éponyme de la série télévisée Xena, la guerrière. L'équipe avait conservé à dessein ce surnom pour le premier objet découvert plus grand que Pluton. Selon Brown, il fut choisi car il débutait par un X (pour la planète X), il sonnait de façon mythologique et l'équipe avait fait en sorte de placer plus de divinités féminines parmi les objets transneptuniens (comme Sedna) ; de plus, la série était alors diffusée[21].

Le surnom « Lila » fut également utilisé, mais à la suite d'un malentendu sur planetlila, partie de l'URL de la page web de Brown relatant la découverte[3] ; ce nom était en fait dérivé de la fille de Brown, Lilah, qui venait de naître.

Le délai dans l'attribution du nom fut causé par l'incertitude du statut de l'objet, planète ou objet mineur ; différentes procédures de nomenclatures s'appliquent pour ces différentes classes d'objets. La décision fut reportée à après l'annonce de la définition formelle d'une planète naine, le 24 août 2006[14].

Brown avait conjecturé que Perséphone pourrait être un nom acceptable pour l'objet. Cependant, il n'était plus possible de l'utiliser après la classification de l'objet comme planète naine, car il existe déjà un astéroïde portant ce nom ((399) Perséphone)[10]. Dans la mesure où les conventions de nommage de l'UAI préconisent un nom d'une divinité liée à un mythe de création pour les objets sur des orbites stables au-delà de Neptune, l'équipe considéra également cette possibilité[3].

Les trois noms prévus au départ étaient : Érèbe (Erebus), Phanès et Ophion[22]. L'équipe proposa Éris le 6 septembre 2006 bizarrement destiné à son satellite au départ[22]. Le 13 septembre 2006, il fut accepté comme nom officiel par l'UAI[23],[3]. Le choix de cette dénomination évoque d'une part, les discussions et controverses acharnées entre scientifiques sur la remise en cause de la définition du mot « planète » du fait de la découverte d'Éris et, d'autre part, l'apparente diversité des orbites des objets épars de cette zone du Système solaire, a contrario des orbites régulières des planètes du Système solaire.

Le nom du satellite d'Éris, Dysnomie, qui provient de la déesse grecque de l'anarchie, Dysnomie, conserve cette idée. Avant son nommage, il était surnommé « Gabrielle » par ses découvreurs, d'après l'acolyte de Xena dans la série télévisée du même nom. Le clin d'œil à la série est ainsi conservé, puisqu'en anglais, l'anarchie se dit « lawlessness » et que l'actrice interprétant Xena est Lucy Lawless.

Statut[modifier | modifier le code]

Perturbation de la ceinture de Kuiper, selon le modèle de Nice, qui serait à l'origine de l'orbite excentrique d'Éris.

Éris est un plutoïde, une planète naine transneptunienne. Ses caractéristiques orbitales la classent plus spécifiquement comme un objet épars, un objet transneptunien au-delà de la ceinture de Kuiper (à environ 48 ua) dont l'orbite est fortement excentrique.

Bien que sa forte inclinaison orbitale soit inhabituelle parmi la plupart des objets de Kuiper connus, les modèles théoriques, comme le modèle de Nice, suggèrent que les objets épars qui étaient à l'origine près du bord intérieur de la ceinture de Kuiper ont été dispersés dans des orbites plus éloignées avec l'influence des planètes gazeuses du système solaire. Comme la ceinture de Kuiper interne devrait être généralement plus massive que l'externe, les astronomes s'attendaient à découvrir des objets plus grands comme Éris en haute inclinaison des orbites, qui ont traditionnellement été négligées, lors des observations[24] .

Éris étant plus grande que Pluton, elle a été décrite un temps comme la « dixième planète » du Système solaire par la NASA et certains médias[25]. En réponse à une incertitude concernant son statut et à cause du débat sur celui de planète de Pluton, l'Union astronomique internationale chargea un groupe d'astronomes de définir le terme de planète. Cette définition fut adoptée le 24 août 2006 ; Éris fut désigné « planète naine » (et Pluton classée de même)[26]. La décision fut fortement controversée ; Mike Brown, le découvreur d'Éris, a depuis approuvé ce terme[27]. L'UAI a par la suite ratifié la désignation (136199) Éris[14]. Éris est probablement la plus grande planète naine connue du Système solaire.

La nouvelle sous-catégorie des plutoïdes a été créée par l'Union astronomique internationale qui, lors d'une réunion de son comité exécutif à Oslo le 11 juin 2008[28],[29], s'est accordée sur ce terme comme désignation des planètes naines qui passent la majeure partie de leur temps au-delà de l'orbite de Neptune. Éris en fait visiblement partie.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Masse et dimensions[modifier | modifier le code]

Diamètres estimés:
Année Diamètre Source
2005 2,397 km Hubble
2007 2,600 km Spitzer
2011 2,326 km Occultation
Photomontage de vues d'artiste à l'échelle d'Éris (en haut à gauche) et autres objets transneptuniens comparés à la Terre.
Occultation d'une étoile par Éris le 6 novembre 2010

Le 6 novembre 2010, Éris a occulté une étoile de la constellation de la Baleine. Ce phénomène a été observé pendant 27 secondes depuis l'observatoire de La Silla et pendant 76 secondes depuis l'observatoire d'Alain Maury, près de San Pedro de Atacama[2],[30]. Bruno Sicardy en a déduit un rayon de 1 165 km, soit un diamètre de 2 326 km, soit un peu moins que Pluton avec 2 344 km[31].

Auparavant, le diamètre d'Éris a été évalué à 2 400 km à l'aide d'images prises par le télescope spatial Hubble[6]. La luminosité d'un objet dépend à la fois de sa taille et de son albédo. À 97 ua de distance, un objet possédant un diamètre de 3 000 km aurait un diamètre angulaire de 40 milliarcsecondes[32] ce qui est mesurable par Hubble grâce à des techniques de traitement d'image sophistiquées.

Selon Hubble, Éris n'est que 4 % plus grand que Pluton, avec un diamètre de (2 397 ± 100) km (Pluton mesure (2 306 ± 20) kilomètres de diamètre). Son albédo serait de 0,96[2], ce qui en ferait l'objet le plus brillant du Système solaire après Encelade, le satellite de Saturne. Son albédo élevé pourrait être causé par sa surface glacée, réalimentée par les fluctuations de température selon que l'orbite excentrique d'Éris l'amène plus ou moins près du Soleil[33],[6],[34].

En 2007, une série d'observations des plus gros transneptuniens par le télescope spatial Spitzer a donné à Éris un diamètre égal à 2 600 (+400 -200) km[4]. Selon ces données, l'estimation de Hubble est la plus basse possible et le diamètre d'Éris dépasserait probablement celui de Pluton de 13 %, peut-être même jusqu'à 30 %.

Des observations antérieures, fondées sur le rayonnement thermique d'Éris à la longueur d'onde de 1,2 mm, où la luminosité de l'objet ne dépend que de sa température et de sa superficie, indiquent un diamètre de 3 000 (+270 -100) km, soit un tiers plus grand que Pluton[6]. Si l'objet tourne rapidement sur lui-même, distribuant sa chaleur plus efficacement et résultant en une température de 23 à 24 K (-250 à -249 °C), le diamètre serait dans la partie haute de cette fourchette (vers 3 090 km) ; s'il tourne lentement, la surface visible serait plus chaude (environ 27 K, soit -246 °C) et son diamètre serait dans la fourchette basse (2 860 km, impliquant un albédo de 0,6 similaire à celui de Pluton, cohérent avec sa signature spectrale).

L'incohérence apparente entre les résultats du télescope Hubble (2 400 ± 100 km) et ceux de l'institut de radioastronomie millimétrique ci-dessus (3 000 ± 370 km) n'est pas expliquée. Michael Brown l'explique par une magnitude absolue légèrement inférieure à celle supposée par Bertoldi (−1,12 ± 0,01 contre −1,16 ± 0,1, soit presque 100 km de différence sur le diamètre). Selon l'institut Max-Planck de radioastronomie, le rapport entre l'albédo bolométrique (représentant l'énergie réfléchie totale et utilisée dans la méthode thermique) et l'albédo géométrique (représentant la réflexion dans une longueur d'onde visible et utilisée avec Hubble) n'est pas connue avec précision ; en elle-même, cette incertitude pourrait expliquer l'écart mesuré[6].

La nouvelle mesure, effectuée le 6 novembre 2010 suite à l'occultation d'une étoile de 16e magnitude, et réalisée à l'aide de plusieurs télescopes placés sur la ligne d'observation qui s'étirait de l'Amérique centrale à l'Afrique, attribue au planétoïde une taille comprise entre 2 320 km et 2 350 km, en faisant donc un corps plus petit que Pluton.

Bien qu'une grande incertitude règne donc sur ses dimensions, sa masse, mesurée sur la base de la rotation de sa lune Dysnomie en 15,774 jours[35],[5], est quant à elle bien mieux connue, et supérieure d'environ 27 % à celle de Pluton.

Composition interne[modifier | modifier le code]

Structure interne hypothétique d'Éris
1 - Azote gelé
2 - Glace d'eau
3 - Noyau rocheux

La composition interne d'Éris est pour l'instant inconnue mais pourrait être proche de celle de Pluton. S'il y a eu différenciation planétaire, il pourrait y avoir un noyau rocheux. Si l'on accorde à Éris une densité de 2, valeur approximative, la densité voisine de 1 des glaces détectées en surface doit être compensée par une masse rocheuse, de densité de l'ordre de 4 ou 5, en proportion égale aux glaces d'eau et d'éléments volatils (azote, méthane, oxyde de carbone). Ces roches pourraient affleurer à la surface sans être visibles car dépourvues de signatures spectrales caractéristiques, ou bien être recouvertes d'un manteau de glaces[36].

Avec une teneur en glace d'eau de l'ordre de 50 % ou plus pour la masse d'Éris, la présence en profondeur d'eau liquide sous l'effet de la haute pression est envisageable dans les couches profondes, coexistant avec de la glace sous haute pression[37].

Surface[modifier | modifier le code]

Spectre infrarouge d'Éris (en rouge) et de Pluton (en noir) mettant en évidence leurs lignes d'absorption du méthane communes.
Vue artistique de la surface d'Éris

Éris a été observée spectroscopiquement par le télescope de 8 mètres Gemini North à Hawaï le 25 janvier 2005. L'analyse infrarouge de l'objet a révélé la présence de glace de méthane, indiquant que la surface d'Éris semble être similaire à celle de Pluton. Il s'agit du troisième objet transneptunien sur lequel du méthane est détecté, après Pluton et sa lune Charon (Triton, le satellite de Neptune, semble être d'origine similaire aux objets de la ceinture de Kuiper et possède également du méthane à sa surface)[38].

Cependant, à la différence de Pluton et Triton, Éris semble être de couleur grise[10]. La couleur rougeâtre de Pluton est probablement due à des dépôts de tholin sur sa surface, assombrissant celle-ci et augmentant sa température et donc l'évaporation des dépôts de méthane. En comparaison, Éris se situe assez loin du Soleil pour que le méthane se condense sur sa surface même là où son albédo est faible. Cette condensation uniforme sur toute la surface recouvrirait les dépôts de tholin rouge[39].

Du fait de son orbite, la température de surface d'Éris varie entre 30 et 56 K (-243 °C et -217 °C)[10]. Le méthane étant très volatil, sa présence indique qu'Éris a toujours demeuré dans une région lointaine du Système solaire où la température est suffisamment froide (-243 °C) ou qu'il possède une source interne de méthane pour compenser la perte de gaz hors de son atmosphère. Ces observations contrastent avec celles d'un autre objet de la ceinture de Kuiper, Hauméa, qui possède de la glace d'eau mais pas de méthane[40].

Lors de l'occultation d'une étoile de la constellation de la baleine par Éris, des informations supplémentaires ont précisé sa composition. Son diamètre se trouve ramené à 2 326 kilomètres. En conséquence, la densité de la planète naine passe à 2,52 grammes par centimètre-cube. Ceci suggère un gros corps rocheux couvert d'un modeste manteau de glace d'une centaine de kilomètres d'épaisseur, les deux composantes comptant pour des proportions de 85 % et 15 %.

Atmosphère[modifier | modifier le code]

Atmosphère de Pluton, sensiblement identique à celle d'Éris.

De plus, avec les dernières informations, Éris apparaît extrêmement brillant. Son sol réfléchit jusqu'à 96 % de la lumière du Soleil. C'est bien davantage que les 80 % constatés avec de la neige fraîche. Au niveau de l'explication de cette réflexion importante : « Difficile de l'imaginer, répond Bruno Sicardy, enseignant-chercheur au LESIA (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot). Cet éclat pourrait s'expliquer par la jeunesse ou fraîcheur du sol gelé : il ne date pas des origines du Système solaire. Au fur et à mesure qu'Éris s'approche ou s'éloigne du Soleil sur son orbite, son atmosphère d'azote se condense en fine couche brillante d'environ un millimètre d'épaisseur. Puis, elle se volatilise de nouveau. »

Cette luminosité a donc permis de suggérer qu'Éris possède une atmosphère. Elle semble jumelle à celle de Pluton[41]. Lorsque le corps est au point le plus proche du Soleil, son atmosphère est alors maximale. À la surface, certaines régions sont très brillantes, dû aux restes de glace d'azote et des régions sombres composées d'hydrocarbures complexes relevées par la sublimation des glaces. Quand Éris s'éloigne du Soleil, l'atmosphère se condense et recouvre la surface de glace fraîche. À son point le plus éloigné, les glaces s’assombrissent sous l'effet des rayonnements UV et des composés complexes se forment. À l'approche de son périhélie suivant, les glaces commencent à se sublimer à nouveau[42].

Dans environ 250 ans, Éris sera au plus près du Soleil et située alors à 5,6 milliards de kilomètres, soit 37,77 ua. La chaleur plus importante permettra à ses gaz gelés de se sublimer pour passer directement à l'état de gaz et former une fine couche d'atmosphère à l'instar de celle de Pluton[43].

Orbite[modifier | modifier le code]

Diagrammes illustrant l'orbite d'Éris par rapport à celle de Saturne, Uranus, Neptune et Pluton (en blanc et gris).
Les distances d'Éris et de Pluton par rapport au Soleil, durant les 1000 prochaines années.

L'orbite d'Éris est fortement excentrique et l'amène à 37,78 UA du Soleil à son périhélie et à 97,56 UA à son aphélie. Elle est également très inclinée par rapport à l'écliptique (environ 45 °) ; sa période orbitale est de 557,4 a.

Éris est actuellement située à 97 UA du Soleil, presque à son aphélie et, mis à part quelques comètes à longue période, est actuellement l'objet le plus éloigné que l'on connaisse dans le Système solaire. Cependant, avec un demi-grand axe de 67,669 UA, ce n'est pas l'objet non cométaire dont le périhélie est le plus lointain, ni l'objet non cométaire possédant la révolution la plus longue, ce « privilège » restant dans l'état actuel de nos découvertes la propriété de 2000 OO67. On connait en 2007 une quarantaine d'objets transneptuniens qui sont actuellement plus proches du Soleil qu'Éris mais possèdent un demi-grand axe plus grand[44], comme Sedna, 2000 CR105 ou 1996 TL66. Éris devrait atteindre son prochain périhélie le 6 mars 2258[45].

Le périhélie d'Éris, à environ 37,8 UA, la met à l'abri de l'influence de Neptune (situé à 30 ua du Soleil). Par comparaison, Pluton et les autres plutinos suivent une orbite moins excentrique et inclinée et liée à Neptune par résonance orbitale. Du fait de cette orbite, Éris est probablement un objet épars. Ces objets auraient été formés dans la ceinture de Kuiper et éparpillés par Neptune alors que le Système solaire se formait. Bien que sa forte inclinaison soit atypique parmi les objets épars connus, les modèles suggèrent que les objets originellement situés sur le bord interne de la ceinture de Kuiper furent éparpillés sur des orbites plus inclinées que les objets de la ceinture externe[46].

Visibilité[modifier | modifier le code]

Aperçu d'Éris avec un télescope.

La magnitude apparente d'Éris est actuellement d'environ 19, ce qui la rend détectable par certains télescopes amateurs. Elle ne fut pas découverte avant 2005 à cause de sa forte inclinaison : la plupart des recherches pour les gros objets transneptuniens se concentrent sur le plan de l'écliptique, où la plupart du matériau du Système solaire est situé.

Éris se trouve actuellement dans la constellation de la Baleine. Elle se trouvait dans le Sculpteur de 1876 à 1929 et dans le Phénix d'environ 1840 à 1875. En 2036, elle entrera dans les Poissons et en 2065 dans le Bélier[47]. Après cette date, elle passera dans l'hémisphère céleste nord : en 2128 dans Persée et en 2173 dans la Girafe où elle atteindra sa déclinaison nord maximale. Du fait de son inclinaison, Éris ne traverse que quelques constellations du Zodiaque.

Satellite[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Dysnomie (lune).
Vue d'artiste d'Éris avec son satellite Dysnomie.

Éris possède au moins un satellite naturel, nommé Dysnomie (officiellement, (136199) Éris I Dysnomie), découvert le 10 septembre 2005 à l'Observatoire de Keck en Californie et annoncé le 2 octobre 2005[19]. Dysnomie a été découvert par le télescope Keck II qui avait effectué des recherches sur les quatre objets de la ceinture de Kuiper les plus brillants : Pluton, Éris, Makemake et Haumea.

Il fut d'abord désigné sous le nom provisoire de « S/2005 (2003 UB313) 1 », type de dénomination utilisée pour un satellite. Puis « 2003 UB313 » reçut le nom officieux de « Xéna », du nom d'une guerrière d'une série télévisée. Alors l'équipe décida de nommer le satellite « Gabrielle », du nom de la compagne du personnage de la série. Enfin, (136199) Éris reçut son nom définitif, et « S/2005 (2003 UB313) 1 » reçut le nom officiel de « Dysnomie » en septembre 2006, du nom d'une déesse grecque fille de la déesse Éris. Les noms concurrents étaient : Nox, Éris (finalement attribué à sa planète naine) et Boréas[48].

Les noms d'Éris, déesse de la Discorde, et Dysnomie, déesse de l'Anarchie, furent choisis car leur découverte conduisit à la déchéance de Pluton du statut de planète, ainsi qu'au débat sur la définition des corps du Système solaire. Aussi, puisque Dysnomia en anglais se traduit par lawlessness, on aperçoit un clin d'œil au surnom officieux « Xéna », personnage incarné par l'actrice Lucy Lawless.


Nom Distance Taille Désignation provisoire
Dysnomie  ? 300 km S/2005 (2003 UB313) 1

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Pluton dispute à Éris le statut de plus grosse planète naine connue étant donné les tailles très proches et les incertitudes sur les diamètres des deux objets, qui mesurent respectivement (2 306 ± 20) kilomètres et (2 326 ± 12) kilomètres.

Références[modifier | modifier le code]

  1. T. Bowel, B. Koehn, « The Asteroid Orbital Elements Database », Observatoire Lowell,‎ 2 janvier 2003 (consulté le 11 novembre 2003)
  2. a, b, c, d et e Bruno Sicardy & al., « Éris, la lointaine jumelle de Pluton Une planète naine mesurée avec précision grâce à l'occultation d'une étoile de faible luminosité », Observatoire européen austral,‎ 26 octobre 2011 (consulté le 26 octobre 2011)
  3. a, b, c, d et e M. E. Brown, « The discovery of Eris, the largest known dwarf planet », California Institute of Technology,‎ 2005 (consulté le 16 juin 2007)
  4. a et b J. Stansberry, W. Grundy, M. Brown, J. Spencer, D. Trilling, D. Cruikshank, J.-L. Margot, 2007, « Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope », 2.
  5. a, b, c et d (en) M.E. Brown, E.L. Schaller, « The Mass of Dwarf Planet Eris », Science, vol. 316, no 5831,‎ 06/2007, p. 1585 (lien DOI?, résumé)
  6. a, b, c, d et e « Comment on the recent Hubble Space Telescope size measurement of 2003 UB313 by Brown et al. », Max-Planck-Institut für Radioastronomie,‎ 13 avril 2006 (consulté le 11 novembre 2007)
  7. a et b « Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets », IAU: Minor Planet Center,‎ 1er mai 2007 (consulté le 11 novembre 2007)
  8. « Minor Planet Designations », IAU: Minor Planet Center,‎ 29 février 2004 (consulté le 11 novembre 2007)
  9. « Dwarf Planet Outweighs Pluto », space.com,‎ 2007 (consulté le 11 novembre 2007)
  10. a, b, c, d et e « The discovery of 2003 UB313 Eris, the largest known dwarf planet »,‎ 2006 (consulté le 11 novembre 2007)
  11. Les premières estimations donnaient un diamètre atteignant 3600 kilomètres, plus d'une fois et demi celui de Pluton et les trois quarts de celui de Mercure.
  12. « The IAU draft definition of "planet" and "plutons" », Union astronomique internationale,‎ 16 août 2006 (consulté le 11 novembre 2007)
  13. Espace Magazine "Un nouveau Système solaire"
  14. a, b et c « (134340) Pluto, (136199) Eris, And (136199) Eris I (Dysnomia) », Circulaire n°8747 de l'Union astronomique internationale (IUAC 8747),‎ 13 septembre 2006 (consulté le 11 novembre 2007)
  15. (en) « JPL Small-Body Database Browser: 136199 Eris (2003 UB313) »,‎ 14 octobre 2006 (consulté le 27 octobre 2013)
  16. « Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (45001)-(50000) », Minor Planet Center,‎ 25 octobre 2007 (consulté le 12 novembre 2007)
  17. « MPEC 2004-D13 : 2004 DW », Minor Planet Center,‎ 20 février 2004 (consulté le 12 novembre 2007)
  18. (en) M. E. Brown, C. Trujillo, D. Rabinowitz, « Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid », The Astrophysical Journal, vol. 617, no 1,‎ 12/2004, p. 645-649 (lien DOI?, résumé)
  19. a et b (en) M. E. Brown, et. al., « Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects », The Astrophysical Journal, vol. 639, no 1,‎ 03/2006, p. L43-L46 (lien DOI?, résumé)
  20. J. Blue, « 2003 UB 313 named Eris », USGS Astrogeology Research Program,‎ 14 septembre 2006 (consulté le 12 novembre 2007)
  21. « Xena and Gabrielle », Status, vol. 19,‎ 01/2006, p. 23 (lire en ligne)
  22. a et b ciel et espace octobre 2006
  23. « IAU0605: IAU Names Dwarf Planet Eris », International Astronomical Union News,‎ 14 septembre 2006 (consulté le 14 novembre 2006)
  24. Gomes R. S., Gallardo T., Fernández J. A., Brunini A. (2005). "On the origin of the High-Perihelion Scattered Disk: the role of the Kozai mechanism and mean motion resonances". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 91 (1–2): 109–129.
  25. « NASA-Funded Scientists Discover Tenth Planet », Jet Propulsion Laboratory,‎ 29 juillet 2005 (consulté le 12 novembre 2007)
  26. « Assemblée générale 2006 de l'UAI: Resolutions 5 et 6 », Union astronomique internationale,‎ 24 août 2006 (consulté le 24 septembre 2008)
  27. R. R. Britt, « Pluto Demoted: No Longer a Planet in Highly Controversial Definition », space.com,‎ 2006 (consulté le 12 novembre 2007)
  28. IAU Website: IAU0804
  29. « Pluto-like objects to be called 'plutoids' - space - 11 June 2008 - New Scientist Space »
  30. Pluton et Eris au coude à coude
  31. Éris rentre dans le rang, Ciel & Espace, février 2011
  32. (en) F. Bertoldi, W. Altenhoff, A. Weiss, K. M. Menten, C. Thum, « The trans-neptunian object UB313 is larger than Pluto », Nature], vol. 439, no 7076,‎ 02/2006, p. 563–564 (lien DOI?, résumé)
  33. (en) M. E. Brown, E.L. Schaller, H.G. Roe, D. L. Rabinowitz, C. A. Trujillo, « Direct Measurement of the Size of 2003 UB313 from the Hubble Space Telescope », The Astronomical Journal, vol. 643, no 2,‎ 05/2006, p. L61–L63 (lien DOI?, résumé)
  34. planetastronomy.com, « Xena : Hubble lui fait subir une cure d'amaigrissement »,‎ 25 avril 2006 (consulté le 16 juin 2007)
  35. M. Brown, « Dysnomia, the moon of Eris », CalTech,‎ 2007 (consulté le 12 novembre 2007)
  36. Doressoundiram et Lellouch 2008
  37. Christophe Sotin, Planétologie, géologie des planètes et des satellites, p. 22 et 24
  38. « Gemini Observatory Shows That "10th Planet" Has a Pluto-Like Surface », Gemini Observatory,‎ 2005 (consulté le 14 novembre 2007)
  39. (en) M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. Rabinowitz, « Discovery of a Planetary-sized Object in the Scattered Kuiper Belt », The Astrophysical Journal, vol. 635, no 1,‎ 12/2005, p. L97-L100 (lien DOI?, résumé)
  40. (en) J. Licandro, W. M. Grundy, N. Pinilla-Alonso, P. Leisy, « Visible spectroscopy of 2003 UB313: evidence for N2 ice on the surface of the largest TNO? », Astronomy and Astrophysics, vol. 458,‎ 10/2006, p. L5-L8 (lien DOI?, résumé)
  41. Éris se dévoile : une lointaine jumelle de Pluton ?
  42. Aux confins du système solaire d'Alain Doressoundiram et d'Emmanuel Lellouch: page 41
  43. National Geographic
  44. « List of Centaurs and Scattered-Disk Objects », Harvard University, Minor Planets Center,‎ 14 novembre 2007 (consulté le 14 novembre 2007)
  45. R. Johnston, « (136199) Eris and Dysnomia » (consulté le 14 novembre 2007)
  46. (en) R. S. Gomes, T. Gallardo, J. A. Fernández, A. Brunini, « On the origin of the High-Perihelion Scattered Disk: the role of the Kozai mechanism and mean motion resonances », Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, vol. 91,‎ 01/2005, p. 109–129 (lien DOI?, résumé)
  47. « Horizon Online Ephemeris System », California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory (consulté le 14 novembre 2007)
  48. Ciel et espace octobre 2006

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Sur les autres projets Wikimedia :

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • Alain Doressoundiram et Emmanuel Lellouch, Aux Confins du Système solaire,‎ 2008 [détail des éditions]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]