Planetka, která by mohla mít oceán - Eris

Existuje na jedné z transneptunických trpasličích planet skrytý oceán? Eris je sice velikostí podobná Plutu, má ale nejspíš úplně jinou minulost. (délka blogu 5 min.)

Průzkum vnější sluneční soustavy je komplikovaný. Dnes sice známe spoustu objektů, které se nacházejí za oběžnou dráhou Pluta, přesto o nich víme jen velmi málo. A to se jistě ještě nějakou dobu nezmění. NASA sice naplánovala a provedla působivou misi New Horizons, která se věnovala trpasličí planetě Plutu - další mise se ale v dohledné době neplánují. 

Eris

Druhým nejtěžším transneptunickým objektem je (136199) Eris (staré označení 2003 UB 313). Je o něco menší než Pluto a má velmi světlý povrch, kterému dominuje led, který se skládá převážně z dusíku a metanu. Kolem Eris krouží poměrně malý měsíc Dysnomia. Ten vznikl v minulosti pravděpodobně díky dopadu nějakého velkého tělesa na povrch Eris. Při pohledu dalekohledem dnes vypadá Eris jako hladký, téměř kulový svět bez velkých rozdílů v jasnosti povrchu.

Trpasličí planeta Eris je sice téměř stejně velká jako Pluto – má ale výrazně vyšší hmotnost. To znamená, že musí mít také jiné vnitřní složení než Pluto. Oběh kolem Slunce jí trvá zhruba 557 roků, což je více než dvakrát déle než u Pluta. Eris byla objevena v roce 2005 a spolu s dalšími podobnými objevy se stala její existence jedním z důvodů, proč ztratilo Pluto status planety - seznam planet Sluneční soustavy by se jinak musel rozšířit o spoustu dalších názvů. 

Slapové vztahy

Zajímavým detailem je fakt, že podobně jako Pluto a Charon se i Eris nachází v tzv. slapovém uzamčení se svým měsícem Dysnomia. Přitom je ale Dysnomia daleko menší než Plutův měsíc Charon. I naše vlastní planeta má měsíc, který se nachází ve vázané rotaci se Zemí. Dokonce ale ani tak velký objekt jako Měsíc nevyvolal u Země vázanou rotaci. 

Z toho vědci vyvodili, že Eris musí mít daleko zajímavější vnitřní život než Pluto - jinak by k podobnému vztahu s jejím měsícem nemohlo dojít. 

Dvojitá vázaná rotace

… je situace, kdy je jedna strana astronomického tělesa vždy přivrácená k druhému a stejně tak se chová i druhé těleso. Často se jedná o chování, které vykazují dvě tělesa, která mají srovnatelnou hmotnost - například planetky a jejich měsíce. 

Otázkou samozřejmě zůstává čím je Eris tak zvláštní, že u ní mohlo (navzdory velkému rozdílu velikostí mezi oběma zúčastněnými tělesy) dojít k dvojnásobně vázané rotaci? Rozluštěním hádanky by mohla být například nezvykle vysoká hustota Dysnomie. Ta by z ní udělala neobvykle těžký objekt - čímž by se vysvětlovalo vzájemné gravitační působení. Nedávný průzkum Dysnomie pomocí Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (teleskop, který znáte jako ALMA) ale takovou možnost vyloučila. 

Dysnomia obíhá kolem Eris zhruba ve stejné výšce, v jaké obíhají kolem Země geostacionární satelity. Poloosa její oběžné dráhy byla vypočítána na 37 273 km. Rotace jí trvá stejně dlouho jako jeden oběh kolem Eris, tedy 378,86 hodiny. Poloměr Eris se odhaduje na 1163 ± 6 km zatímco poloměr Dysnomie bude nejspíše jen 350 ± 58 km. 

Eris by měla mít hustotu kolem 2500 ± 39 kg/m3. Hustota Dysnomie by naopak měla být daleko nižší - kolem 700 ± 500 kg/m3.

Pohnutá minulost planetky Eris

Jak přesně vznikl systém Eris-Dysnomia vědci zatím samozřejmě nevědí. Za nejpřesvědčivější se dnes považuje hypotéza o nárazu velkého tělesa do Eris. Přitom se mohla na její oběžnou dráhu vymrštit část materiálu, který později vytvořil měsíc. Stejně jako u systému Pluto-Charon byla obě tělesa zpočátku pravděpodobně mnohem blíže u sebe. Po čase ale příliv a odliv, způsobený slapovými silami (vzájemným gravitačním působením), přenesl moment hybnosti na měsíc, čímž zvýšil jeho vzdálenost od planetky. Podobným způsobem se dnes vzdaluje Měsíc od Země. 

U Eris se předpokládá objemová hustota 2500 kg/m3, zatímco u Dysnomie je to jen 700 ± 500 kg/m3. To znamená, že Eris se skládá především z horniny. Připomeňme si, že hustota křemene je kolem 2650 kg/m3. Pokud by hornina měla takovou hustotu, jakou pozorujeme u Eris, neměla by se tu prakticky nacházet žádný led. 

Pokud by tu ale existovalo kamenné a kovové jádro o hustotě 3 500 kg/m3, srovnatelné například s Jupiterovým měsícem Io, muselo by se tu nacházet přibližně 15 % povrchového ledu. Eris by ale také mohla mít například ledovou skořápku s tloušťkou 120 km. To by mohlo nastat v případě, že se hustota její horniny pohybuje kolem 3100 kg/m3. 

Právě takový model by vysvětloval vlastnosti, které vědci u Eris pozorují. Led je totiž méně tuhý než kamenná hornina a má nižší viskozitu - daleko lépe se tedy poddává přílivu a odlivu, což přispívá k vytvoření vázané rotace.  

Eris měla pravděpodobně pohnutou minulost. Musela se kdysi částečně roztavit a dodnes by měla mít teplé jádro. Pod svým ledovým povrchem by mohla dodnes hostit tekutou vodu - oceán, který by byl od Slunce vzdálený rekordních 90 astronomických jednotek (vzdáleností Země-Slunce). 

Tvárná ledová krusta by také vysvětlovala světelnou křivku Eris - ta v průběhu rotace planetky nevykazuje žádné větší změny jasnosti. 

Vědci nyní chtějí Eris dále zkoumat velkými a výkonnými dalekohledy, zatím totiž není naplánovaná další mise ke vzdáleným částem Sluneční soustavy. Doufají, že se jim podaří rozluštit povrchové složení planetky a nalézt třeba také sloučeniny, které se v tamních podmínkách rychle rozkládají - a mohly by tedy nasvědčovat čerstvému výronu materiálu z podpovrchového oceánu. Vzdálená planetka tedy skrývá ještě nejedno tajemství… 

Zdroje: https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adl2949, https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adi9201