El planeta enano Eris es diferente de Plutón

Eris, el planeta enano más masivo y el segundo más grande conocido en nuestro sistema solar después de Plutón, puede haber pasado por una fase cálida poco después de su formación, durante la cual se derritió en gran medida. Francis Nimmo y Michael E. Brown de la Universidad de California en Santa Cruz y el Instituto de Tecnología de California obtuvieron esta información del comportamiento rotacional del planeta enano. Presentan sus resultados en la revista “Science Advances”.

Debido a la gran distancia entre Eris y el Sol (en promedio, es más del doble de la distancia entre el Sol y el planeta más externo Neptuno), ni siquiera los telescopios más potentes muestran ningún detalle de este cuerpo celeste, por lo que hasta ahora se sabe poco. al respecto. . El planeta enano tarda unos 557 años en orbitar alrededor del Sol, más del doble que el planeta enano Plutón, descubierto en 1930. Eris fue descubierto en 2005 y, entre otros cuerpos celestes, fue la razón por la que Plutón pasó a ser degradado del noveno lugar. planeta a planeta enano.

Sin embargo, Nimmo y Brown añaden ahora algunos aspectos al estado actual de los conocimientos. Eris tiene un diámetro de 2.326 kilómetros, lo que lo hace sólo unos pocos kilómetros más pequeño que Plutón, que mide 2.372 kilómetros. Sin embargo, su masa es aproximadamente un tercio mayor que la de Plutón. Examinando la curva de luz, es decir, la variación del brillo en el tiempo, se puede obtener un período de rotación de 378,9 horas o 15,8 días. Además, alrededor de Eris orbita una luna, Dysnomia, de unos 700 kilómetros de ancho, descubierta en 2005. Resulta que Eris y Dysnomia están en rotación mutua, es decir, siempre están enfrentadas en el mismo lado, como en el caso de Plutón y su luna Caronte. En promedio, Eris y Dysnomia están separadas por 37.300 kilómetros, lo que representa aproximadamente una décima parte de la distancia entre la Tierra y la Luna. Tardan el mismo tiempo en girar alrededor de su propio eje que en girar entre sí.

Sin embargo, sorprende que el sistema de Eris presente rotación de doble enlace, ya que Dysnomia tiene sólo alrededor del 1% de la masa del cuerpo original y, por lo tanto, sólo puede ejercer pequeñas fuerzas de marea sobre Eris. Nimmo y Brown deducen de las simulaciones que Eris probablemente se derritió en gran medida poco después de su formación hace 4.500 millones de años debido a la desintegración de elementos radiactivos de vida corta como el aluminio-26. El componente rocoso, con una densidad mucho mayor que la del agua, se hundió hacia el centro y formó allí un núcleo de roca. Este estaba rodeado por una gruesa capa de agua con una costra de hielo; la camisa de agua ahora está congelada.

El agua tiene una baja viscosidad, lo que facilita que el calor sea transportado hacia el exterior mediante corrientes convectivas. Esto también permite disipar más fácilmente el calor generado por la fricción mutua de las mareas, de modo que poco a poco ambos cuerpos celestes giraban cada vez más lentamente hasta que finalmente se encontraban siempre mirando hacia el mismo lado. Además, la conservación del momento angular aseguró que Dysnomia se alejara cada vez más de Eris debido a las fuerzas de marea. Desde que el sistema finalmente logró la rotación en forma de mancuerna hace más de cuatro mil millones de años, ha permanecido en equilibrio dinámico y estable durante muchos miles de millones de años por venir.