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鬩神星

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鬩神星 ⯰
鬩神星（中央）及鬩衛一（中央偏左），以哈勃太空望遠鏡拍攝
鬩神星（中央）及鬩衛一（中央偏左）
哈勃太空望遠鏡
發現
發現者米高·布朗
乍德·特魯希略
大衛·拉比諾維茨[1]
發現日期2005年1月5日[2][g]
編號
MPC編號136199 Eris
命名依據厄里斯
其它名稱2003 UB313[3]
小行星分類矮行星
海王星外天體
類冥矮行星
黃道離散天體[4][5]
形容詞Eridian
軌道參數[3]
曆元 2006年3月6日
（JD 2453800.5）[6]
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204,199 d
559.07 yr
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°
已知衛星鬩衛一
物理特徵
平均半徑1300+200
−100 km (2007)[7]
初次測量： ≤1170 (2010)[8]
表面積(1.70±0.02)×107 km2
質量(1.67±0.02)×1022 kg[9]
0.002 地球質量
平均密度2.25–2.5 g/cm3[10]
表面重力~0.8 m/s2
恆星週期14.56 ± 0.10 d[3]
反照率0.86 ± 0.07
表面溫度 最低 平均 最高
（近似值） 30 K 42.5 K 55 K
光譜類型B-V=0.78, V-R=0.45[11]
視星等18.7[12]
絕對星等(H)−1.19 ± 0.3[3]
角直徑40 毫弧秒[13]

鬩神星[14]（小行星序號：136199 Eris，符號：⯰[15]）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[16]，比冥王星重約27%（但冥王星的體積更大一些[17]），質量約為地球質量的0.27%。它由米高·布朗、乍德·特魯希略和大衛·拉比諾維茨在2005年1月5日，從一堆於2003年10月21日拍攝的相片中發現，並在2005年7月29日與2003 EL61一起公佈，當時它的暫時編號為2003 UB313，名字暫稱為齊娜（Xena，美國電視劇《齊娜武士公主》的女主角）。

鬩神星於2005年7月位於距離太陽97個天文單位遠的位置，而它的軌道極為傾斜，公轉週期為557年。它被分類為黃道離散天體（偏離地球軌道平面的星體）。在2006年8月之「第26屆國際天文學大會」上，把2003 UB313劃入矮行星之列，賦與小行星編號136199號，並以希臘神話中的鬩神厄里斯（Ἒρις）命名。

因為鬩神星看起來比冥王星要大，所以一開始它的發現者[18]和NASA(美國國家太空總署) 把其稱之為太陽系的第十大行星。但隨着其他類似大小天體的陸續發現，符合行星定義的太陽系天體數量驟增，促使國際天文聯合會第一次重新進行行星定義。根據2006年8月24日的IAU的行星定義 ，鬩神星是一個同冥王星、穀神星、妊神星、鳥神星一樣的矮行星。[19]

2010年11月6日，對鬩神星掩星的初步結果顯示，其直徑約2326公里，誤差±12公里[20]，只和冥王星相當 。[21]從標準差來評估，現在還很難確定鬩神星和冥王星哪個更大。[22]估計兩者固體直徑都在2330公里左右。[23]

發現

鬩神星由米高·E·布朗、查德·處基羅[2]和戴維·拉比諾維茨利用2003年10月21日的照片在2005年1月5日分析發現的。這個發現在7月29日發佈，同一天還發佈了鳥神星，2天後發佈了妊神星。[24]發現鬩神星的團隊，在以往幾年已有系統地找尋大型太陽系外圍天體。他們曾發現了另外數個海王星外天體，包括創神星、亡神星和小行星90377。

2003年10月21日，他們在美國加里福尼亞州帕洛瑪天文台的48英寸塞繆爾·奧斯欽望遠鏡作例行觀察。由於鬩神星移動緩慢，小組的圖像自動分析軟件沒有發現該星體。當時為了降低假陽性的比例，軟件把移動低於1.5弧秒/小時的物體排除在外。賽德娜發現的時候其移動是1.75弧秒/小時。受此啟發，研究小組用更低一點的角度移動限制，再次分析了以前的數據，並人工排查。2005年1月，再次分析的數據才揭示了鬩神星在背景星空下的緩慢移動。

透過動畫顯示出鬩神星的運動軌跡，也有助於其發現。箭頭所指的即為鬩神星，這動畫前後橫跨三個小時。
海王星外天體分佈。

該團體原計劃推遲公佈他們的發現，直至後續的觀察能更準確決定它的大小和質量。但他們顯然受到了西班牙其他小組搶先發表的巨大壓力，而不得不提前公佈這一重大發現。[2]

2005年10月，更深入的觀測發現，鬩神星有一個衛星，之後被命名為迪絲諾美亞。觀測迪絲諾美亞的軌道使得科學家能夠測定鬩神星的質量。2007年6月，觀測結果顯示鬩神星的質量大約是 (1.66 ± 0.02)×1022kg，比冥王星重27%。

命名

根據小行星的命名常規，此星體的臨時命名2003 UB313。發現者有權決定它的名字，只要獲國際天文聯盟認可。在發現者的網站中，此小行星使用了「Lila」這名字（取名自美國加州理工學院天文學家布朗的女兒 Lilah）。該發現後來在 [1] （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館） 指這是「一個感情用事的父親在大清早對網站的命名」。

因為它的體積比冥王星大，它曾經會被考慮成為太陽系的第十行星。但由於現時已發現多個與冥王星大小相若的天體，冥王星作為行星的看法再次受到考驗，以至於最終與冥王星一起被劃歸為矮行星，2006年9月7日被國際小行星中心正式編號為小行星136199號，並以希臘神話中的不和女神厄里斯命名為「Eris」。

中文命名

發現之初，中文的名稱頗為紛亂，有採用音譯者，亦有意譯者，莫衷一是。2007年6月16日，在揚州召開的天文學名詞審定委員會工作會議上，名詞委委員、臺灣代表和特約代表共21人，鑑於發現矮行星 Eris 影響太陽系的行星分類與定義，經過大家充分的意見表達與溝通後，以兩階段投票表決的形式敲定了中文採用意譯，譯名為「鬩神星」；同時將其衛星Dysnomia定名為「鬩衛一」。[25]

《華西都市報》曾報導該星早在六十多年前就被劉子華用《易經》推測出，稱為「木王星」，引起風潮，但實際上是偽科學報導。[26]

2003年10月21日拍攝的鬩神星影像，由美國加里福尼亞州帕洛瑪天文台的48英寸塞繆爾·奧斯欽望遠鏡攝得。這三張連續相片總計約花費90分鐘分別攝得，其中相片中圈起並有稍微移動的即為距離太陽系有一定距離的鬩神星。這些連續相片攝得時，科學家仍尚未意識到鬩神星的存在，直到2005年1月8日才注意到這顆矮行星。

大小

藝術家依據拉西拉天文台的觀測資料所繪製的鬩神星與鬩衛一想像圖

太陽系內星體的光度，同時取決於它的大小和它的反照率（反射光線的量）。如能找出它與太陽的距離及它的反照率，它的半徑就能透過它的視星等找出來，反照率較高意味着半徑較小。現時，鬩神星的反照率仍未找出，所以它的確實大小仍有待確定。但是，天文學家已計算出，即使它的反照率達到1.0（最高），它計算出來的大小仍會有冥王星那樣大。然而，該小行星的反照率肯定不會到1（大部分凱伯帶星體都很暗），所以我們能認定它的大小應會較冥王星大一些。人們現時猜測它的反光度應會與冥王星接近，大約0.6左右，估計它的直徑約為2,900公里。

史匹哲太空望遠鏡可推斷該天體的大小上限，但因為某種技術上的錯誤，使它未能作出首度對鬩神星的觀測。在問題解決後，它於2005年8月23日至8月25日成功作出觀測，並推斷其直徑約為2,700公里，比冥王星的2,274公里大20%。雖然這些數據在日後或會改動，但布朗已斷定2003 UB313比冥王星大，並打賭如果它真的比冥王星小，他會把望遠鏡吃掉。

為了更準確量度2003 UB313的半徑，發現者小組動用了哈勃望遠鏡作出觀測。一顆直徑3,000公里的天體在97 AU的距離外，其角度大小會是0.04角秒，哈勃望遠鏡有能力直接觀測得到。雖然接近它的能力極限，但憑藉不少影像處理技術，他們仍可計算出準確數字。在之前，他們也曾使用同樣的方法，直接量度出小行星「創神星」的半徑。

2006年2月號的《自然》雜誌，刊出了馬克斯·普朗克學會的毫米波段射電天文學（Max Planck Institute for Radio Astronomy at Millimeter wavelengths，簡稱IRAM）小組在1.2毫米電磁波下對鬩神星的間接測量數據，該小組公佈2003 UB313的直徑為3,000千米。但哈勃望遠鏡於2005年12月9-10日直接測量的 結果 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館） 顯示其直徑僅有2384±96公里左右。

表面和大氣層

與冥王星做對比的鬩神星的紅外光譜，有顯著的相似點。箭頭表示甲烷的吸收譜線。
鬩神星和鬩衛一的想像圖。鬩神星是主天體，鬩衛一是上方的小灰點。左上方發光的物體是太陽。

在確定本小行星的發現之後，科學家利用光譜儀對鬩神星進行詳細觀測。他們於2005年1月25日動用了位於夏威夷的8米口徑北雙子望遠鏡進行觀測，並從光譜儀的紅外線資料發現小行星表面有甲烷冰。這意味着鬩神星的表面與冥王星很相似。這是除了冥王星外，第二個含有甲烷的海王星外天體天體。另一方面，海衛一的表面也擁有甲烷，使人們認為它也與海王星外天體有關。由於甲烷的高揮發性，這表明鬩神星經常都處於太陽系的遠處，使它的甲烷冰不會因為來自太陽的輻射熱而揮發。[27]

由於鬩神星的遙遠的偏心軌道，估計表面溫度在-243到-217°C之間（30到56K）[2]不像冥王星和海衛一一樣略帶紅色，鬩神星呈現出灰色。[2]冥王星的微紅色是由表面沉積的托林所反映出來的。這些沉積物使得表面更加灰暗，更低的反射率會導致較高的溫度並使甲烷蒸發。與此相反，鬩神星離太陽足夠遠，即使表面反射率較低也能夠使甲烷能夠在其表面凝結。這些在行星表面凝結的甲烷能夠更加降低反射率並覆蓋任何紅色的托林。[28]

即使鬩神至太陽的距離比冥王星要遠三倍，它也有至太陽足夠近的時候，表面溫度升高至部分的冰都開始升華。甲烷是極易揮發的，其存在說明要麼鬩神星一直處於遠離太陽系的位置從而保持甲烷冰的存在，要麼就是星體內有一個甲烷的內部來源來補充從大氣中逃脫的氣體。這和另一個新發現的海王星外天體，妊神星表面不同。妊神星表面覆蓋的是水而不是甲烷。[29]

衛星

藝術家筆下的鬩神星與鬩衛一
主條目：鬩衛一

2005年間，夏威夷凱克望遠鏡的調適光學小組使用了新的激光導引星調適光學系統，對四顆最亮的凱伯帶天體進行觀測，分別為冥王星、鳥神星、妊神星及鬩神星。[30]當時鬩神星被臨時命名為「齊娜」。在9月10日的觀測結果中，他們發現有一顆衛星繞着「齊娜」運行。布朗的研究小組使用「加百利」作為這個衛星的暱稱，因為加百利是電視劇《齊娜武士公主》中齊娜的密友。當IAU給予鬩神星正式名字的時候，這個衛星被命名為迪絲諾美亞（Δυσνομία），即希臘神話中鬩神厄里斯之女，而中文譯名則為鬩衛一。

參看

參考文獻

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外部連結

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