Eris, catalogado como el objeto transneptuniano (136199) Eris, es un planeta enano del sistema solar que orbita más allá de Neptuno, dentro del disco disperso. Descubierto en enero de 2005 por el equipo de Michael E. Brown en el Observatorio Palomar, su identificación desafió la clasificación planetaria vigente, lo que llevó a la Unión Astronómica Internacional (UAI) a redefinir el concepto de planeta en 2006. Con una masa un 27% superior a la de Plutón, Eris se posiciona como el planeta enano más masivo conocido. Su tamaño y su composición han sido objeto de numerosos estudios desde su descubrimiento, lo que ha permitido refinar nuestro entendimiento sobre los objetos del cinturón de Kuiper y más allá.
Estructura de Eris
Los estudios espectroscópicos han confirmado que la superficie de Eris está cubierta principalmente por hielo de metano, lo que sugiere condiciones extremadamente frías que permiten su estabilidad. Este metano congelado se asemeja al observado en Plutón, lo que sugiere una evolución similar. Además, la detección de nitrógeno en su superficie indica una química compleja y posibles procesos geológicos pasados.
Estudios recientes también han sugerido la posible presencia de otros hidrocarburos, como el etano, que se forman a partir de la irradiación ultravioleta del metano en la superficie. Este proceso puede alterar la composición de la superficie con el tiempo, generando una química rica y variada que contribuye a su alta reflectividad. Modelos termodinámicos sugieren que Eris podría haber experimentado periodos de sublimación y deposición de volátiles en su historia, lo que afectaría su estructura superficial.
Órbita y Rotación
Eris sigue una órbita excéntrica e inclinada, con una excentricidad de 0.44 y una inclinación de 44 grados con respecto a la eclíptica. Su periodo orbital es de aproximadamente 557 años terrestres, con un perihelio de 38.2 UA y un afelio de 97.6 UA. Estas variaciones en la distancia al Sol podrían afectar la actividad de su superficie en escalas de tiempo geológicas, alterando la estabilidad de ciertos volátiles y provocando cambios en su albedo.
Posición de Eris el 30 de julio de 2005
Observaciones fotométricas han demostrado que Eris está en rotación sincrónica con Disnomia, es decir, su periodo de rotación coincide con el orbital del satélite (15.8 días). La baja variabilidad en su curva de luz sugiere una superficie homogénea en cuanto a reflectividad, sin diferencias significativas en composición superficial. Sin embargo, estudios recientes han sugerido que podría haber heterogeneidades menores en su distribución de materiales superficiales, lo que implica que su historia geológica podría haber sido más activa de lo esperado.
Satélite: Disnomia
Disnomia, el único satélite conocido de Eris, fue identificado en 2005 mediante observaciones con el telescopio Keck en Hawái. Su diámetro estimado es de aproximadamente 700 km y su órbita tiene un radio medio de 37,400 km, con un periodo orbital de 15.77 días. Estudios espectroscópicos de su superficie sugieren que podría estar compuesto principalmente de hielo de agua, lo que lo diferencia de Eris en cuanto a su composición.
La interacción gravitatoria con Eris ha permitido establecer restricciones sobre la masa y densidad de ambos cuerpos. Modelos de evolución tidal sugieren que Disnomia debe tener una densidad significativamente alta y una masa entre el 1% y el 3% de la de Eris. Su origen es incierto, aunque podría haber resultado de una colisión catastrófica en el pasado. Estudios adicionales de su espectro podrían proporcionar información clave sobre su origen y relación con Eris.
Investigaciones Recientes y Descubrimientos Relevantes
Estudios recientes han detectado variaciones en el color J-H de Eris, lo que sugiere heterogeneidades superficiales a pesar de su alto albedo. Estas diferencias pueden estar asociadas con variaciones en la distribución de granos de metano helado o con la presencia de otros compuestos en la superficie. Observaciones futuras en el infrarrojo podrían revelar más detalles sobre la composición de estas regiones.
Además, la disipación tidal en el sistema Eris-Disnomia ha proporcionado nuevos datos sobre la estructura interna de Eris. Se ha inferido que su capa de hielo podría experimentar convección, lo que indicaría una estructura más dinámica de lo previamente estimado. Este hallazgo contribuye a la comprensión de la evolución térmica y geológica de los objetos transneptunianos.
Eris presenta un albedo superior a 0.96, lo que lo convierte en uno de los objetos más reflectantes del sistema solar, solo superado por Encelado, luna de Saturno. Su elevada reflectividad sugiere una superficie joven con procesos que la renuevan o eliminan contaminantes oscuros, probablemente mediante sublimación y redeposición de materiales volátiles. Investigaciones en curso están explorando la posibilidad de interacciones atmosféricas tenues en Eris cuando se encuentra cerca del perihelio.
Fuentes consultadas
Brown, M. E., & Schaller, E. L. (2007). The Mass of Dwarf Planet Eris. Science, 316(5831), 1585-1587. https://doi.org/10.1126/science.1139415
Ortiz, J. L., Duffard, R., Santos-Sanz, P., Morales, N., & Thirouin, A. (2012). Albedo and Atmospheric Constraints of 136199 Eris from a Stellar Occultation. Nature, 491(7425), 566-569. https://doi.org/10.1038/nature11597
Sicardy, B., et al. (2011). A Pluto-like Radius and a High Albedo for the Dwarf Planet Eris from an Occultation. Nature, 478(7370), 493-496. https://doi.org/10.1038/nature10550