Eris

Eris là hành tinh lùn nặng nhất được biết đến, và là thiên thể đã chấm dứt 76 năm giữ vị thế hành tinh thứ chín của Sao Diêm Vương. Quay quanh Mặt Trời rất xa bên ngoài Sao Hải Vương trong một khu vực gọi là đĩa phân tán, nó chứa khối lượng nhiều hơn khoảng 27% so với Sao Diêm Vương trong một thiên thể có đường kính 2.326 km — nhỏ hơn một chút về chiều rộng so với Sao Diêm Vương, nhưng nặng hơn đáng kể, và đủ đặc (khoảng 2,4 g/cm³) để phần lớn là đá bên dưới lớp vỏ băng. Khi lần đầu được phát hiện, các nhà thiên văn nhận ra họ đã tìm thấy hoặc là một hành tinh thứ mười, hoặc là một lý do thuyết phục để ngừng gọi Sao Diêm Vương là một hành tinh. Cộng đồng khoa học đã chọn con đường thứ hai.

Đó là lý do vì sao thiên thể này mang tên nữ thần bất hòa và xung đột của Hy Lạp: nó buộc phải xem xét lại ý nghĩa thực sự của từ 'hành tinh'. Ngày nay Eris neo giữ rìa ngoài của Hệ Mặt Trời đã được lập danh mục, một quả cầu đông cứng, sáng như gương, xa xôi đến mức trong phần lớn quỹ đạo 558 năm của nó, bầu khí quyển mỏng của nó nằm đóng băng trên mặt đất dưới dạng tuyết.

Một phát hiện đã vẽ lại bản đồ

Eris được tìm thấy trong các hình ảnh chụp vào ngày 21 tháng 10 năm 2003 bằng kính thiên văn Schmidt Samuel Oschin 1,2 mét tại Đài quan sát Palomar, nhưng nó đã lọt qua cuộc tìm kiếm tự động vào thời điểm đó — thiên thể này di chuyển trên bầu trời chậm đến mức phần mềm đã loại bỏ nó. Một phân tích lại với các tham số được điều chỉnh đã đánh dấu nó vào ngày 5 tháng 1 năm 2005, và nhóm của Mike Brown (Caltech), Chad Trujillo (Đài quan sát Gemini), và David Rabinowitz (Yale) đã công bố nó trong năm đó với biệt danh không chính thức 'Xena'.

Vì Eris có vẻ lớn hơn Sao Diêm Vương và rõ ràng là cùng loại thiên thể, sự xuất hiện của nó khiến định nghĩa về 'hành tinh' trở nên không thể đứng vững như trước. Vào tháng 8 năm 2006, Liên minh Thiên văn Quốc tế đã vạch ra một ranh giới mới, tạo ra danh mục 'hành tinh lùn' và đưa cả Sao Diêm Vương lẫn Eris vào đó. Tháng sau, thiên thể này nhận được tên gọi chính thức, Eris — một cái tên phù hợp cho thế giới đã gieo rắc nhiều xáo trộn đến vậy.

Ngoài kia trong đĩa phân tán

Eris không theo những quỹ đạo gần tròn, gần phẳng của các hành tinh lớn. Quỹ đạo của nó nghiêng dốc — nghiêng khoảng 44° so với mặt phẳng của Hệ Mặt Trời — và bị kéo giãn mạnh, đưa nó từ khoảng 38 AU ở điểm gần nhất đến gần 97 AU ở điểm xa nhất tính từ Mặt Trời. Điều đó đặt nó vào đĩa phân tán, một quần thể các thiên thể băng được cho là đã bị văng ra ngoài trên các quỹ đạo nghiêng, lệch tâm bởi các cuộc chạm trán hấp dẫn với Sao Hải Vương từ giai đoạn đầu lịch sử Hệ Mặt Trời.

Một vòng quỹ đạo trọn vẹn mất khoảng 558 năm Trái Đất. Eris hiện đang ở gần đầu xa của vòng lặp đó, gần 96 AU — nằm trong số các thiên thể đã lập danh mục xa xôi nhất trong Hệ Mặt Trời, vượt xa khoảng cách trung bình khoảng 40 AU của Sao Diêm Vương. Nó sẽ không đạt tới điểm cận nhật tiếp theo cho đến giữa thế kỷ 23.

Lớp sương giá sáng nhất trong Hệ Mặt Trời

Eris phản chiếu ánh sáng cực kỳ mạnh. Suất phản chiếu hình học của nó vào khoảng 0,96, nghĩa là bề mặt của nó hắt lại khoảng 96% ánh sáng mặt trời chiếu tới — khiến nó trở thành bề mặt sáng thứ hai được biết đến trong Hệ Mặt Trời, chỉ sau mặt trăng Enceladus của Sao Thổ, và sáng hơn nhiều so với Sao Diêm Vương. Lý do là một lớp băng mới gồm chủ yếu nitơ đông cứng pha lẫn mêtan.

Lớp áo đó gắn liền với khoảng cách rất xa của Eris. Khi hành tinh lùn này tiến gần Mặt Trời hơn, một bầu khí quyển mỏng manh gồm nitơ và mêtan có thể thăng hoa khỏi bề mặt; khi nó lùi trở lại về phía viễn nhật và nhiệt độ hạ xuống giữa khoảng −243°C và −217°C, bầu khí quyển đó đóng băng và lắng xuống thành một lớp tuyết sáng, tinh khiết. Chu kỳ này liên tục tái tạo bề mặt Eris, đó là lý do vì sao nó trông đồng đều và sạch sẽ đến vậy.

Dysnomia và một phép cân chính xác

Eris có một mặt trăng đã biết, Dysnomia, được phát hiện năm 2005 và được đặt tên theo con gái của Eris, tinh thần của sự vô luật pháp. Với đường kính khoảng 600 km, nó quay quanh Eris mỗi 15,8 ngày ở khoảng cách khoảng 37.000 km. Cặp đôi này dường như bị khóa thủy triều lẫn nhau, luôn hướng cùng một mặt về phía nhau khi chúng quay quanh nhau.

Dysnomia không chỉ là một điều kỳ lạ — nó là một chiếc cân vũ trụ. Bằng cách theo dõi quỹ đạo của mặt trăng này, các nhà thiên văn đã sử dụng các định luật Kepler để cân trực tiếp hệ Eris, đưa ra khối lượng khoảng 1,66 × 10²² kg cho chính Eris. Phép đo đó là điều đã xác nhận Eris nặng hơn Sao Diêm Vương khoảng một phần tư, giải quyết câu hỏi thiên thể nào nặng hơn ngay cả sau khi dữ liệu che khuất sao cho thấy Sao Diêm Vương rộng hơn một chút.

Lớn đến mức nào, chính xác

Việc xác định kích thước của Eris đòi hỏi một sự sắp thẳng hàng hiếm gặp. Vào tháng 11 năm 2010, hành tinh lùn này đi ngang qua trước một ngôi sao nền mờ nhạt — một hiện tượng che khuất sao — và việc định thời gian chính xác lúc ngôi sao biến mất và xuất hiện lại từ nhiều địa điểm đã cho ra đường kính khoảng 2.326 km, với bán kính gần 1.163 km. Kết quả đó là một bất ngờ nhỏ: nó khiến Eris có chiều rộng hơi nhỏ hơn Sao Diêm Vương thay vì lớn hơn, lật đổ giả định ban đầu vốn từng góp phần lật đổ vị thế hành tinh của Sao Diêm Vương ngay từ đầu.

Kết hợp với khối lượng tính từ Dysnomia, kích thước từ hiện tượng che khuất sao cho Eris mật độ khoảng 2,4 g/cm³ — cao hơn Sao Diêm Vương — ngụ ý một lõi đá đáng kể được bao bọc trong một lớp áo băng. Về mặt này, Eris và Sao Diêm Vương là những người anh em họ gần gũi: tương đồng về quy mô, cả hai đều giàu đá và băng dễ bay hơi, cả hai đều được định hình bởi cái lạnh sâu thẳm của vùng ngoài Hệ Mặt Trời.

Quan sát Eris

Eris là mục tiêu dành cho những người nghiệp dư kiên nhẫn, trang bị tốt hơn là một thiên thể quan sát bằng mắt thường hay kính thiên văn thông thường. Ở khoảng cấp sao 18,7, nó mờ hơn khoảng 100 lần so với ngưỡng có thể thoáng thấy bằng mắt và đòi hỏi một kính thiên văn lớn tại nhà kết hợp với một máy ảnh CCD hoặc CMOS nhạy sáng, cùng bầu trời tối và bản đồ chính xác, để ghi lại nó như một điểm mờ đơn lẻ dịch chuyển gần như không thể nhận thấy so với các vì sao từ đêm này sang đêm khác.

Chưa từng có tàu vũ trụ nào ghé thăm Eris, và cũng không có kế hoạch nào; tất cả những gì chúng ta biết đến từ các kính thiên văn trên mặt đất và trong không gian, hiện tượng che khuất sao năm 2010, và việc ghi chép cẩn thận quỹ đạo của Dysnomia. Đối với hầu hết người quan sát, Eris được khám phá tốt nhất không phải qua thị kính mà qua dữ liệu — một lời nhắc nhở về việc còn bao nhiêu phần của Hệ Mặt Trời nằm ở rìa mờ nhạt, đóng băng của những gì chúng ta có thể vươn tới.