el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el ru de el hi de el en de el ru el el el el el el zh el el el it el it el en el el de el fr el fa el sv el ru el el fr el sv el fr el el el el ja el el el el el el el el el el el el el el en el el el el el en el el el el el el en el el el el el en el el el en el el el el en fr en da el el en en el de en el el el en el de fr el el el el el el el el el el el el
Η 90377 Σέντνα (σύμβολο: ),[2] κατά την αστρονομική ονοματοδοσία, είναι ουράνιο σώμα πέρα από την τροχιά του Ποσειδώνα.
4 Είναι η Σέντνα πλανήτης;
5.1 Θεωρίες για την καταγωγή και την προέλευση
6 Έχει φεγγάρι η Σέντνα;
Η Σέντνα έχει διάμετρο περίπου 1.000 χιλιόμετρα, όπως υπολογίστηκε με βάση παρατηρήσεις από το διαστημικό τηλεσκόπιο Χέρσελ το 2012.[3] Απέχει 13 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα από τον Ήλιο. Η απόσταση αυτή ισοδυναμεί με σχεδόν 12 ώρες φωτός ή 90 αστρονομικές μονάδες (90 φορές δηλαδή την απόσταση Γης - Ήλιου). Λόγω της μακρινής απόστασης από τον Ήλιο η θερμοκρασία στην επιφάνειά της πρέπει να κυμαίνεται στους 30 K (-243 °C). Αφότου ανακαλύφθηκε, εντοπίσθηκε και σε πολλές παλαιότερες φωτογραφίες του 2001-2003.
Η τροχιά της Σέντνα είναι ελλειπτική. Το περιήλιο βρίσκεται περίπου στις 76 AU (0,014 έτη φωτός), ενώ το αφήλιο περίπου στις 900 AU. Το φως του ήλιου κάνει δηλαδή 5 μέρες για να την φτάσει όταν βρίσκεται στο απόμακρο σημείο της τροχιάς της και 10 ώρες για το πιο κοντινό σημείο. Μια πλήρης περιφορά της Σέντνα γύρω από τον Ήλιο διαρκεί 10.720 έτη.
Η επιφάνεια της Σέντνα είναι κοκκινωπή, σχεδόν σαν αυτή του πλανήτη Άρη. Το χρώμα αυτό οφείλεται στη διάσπαση λόγω ραδιενέργειας των υλικών που βρίσκονται στην επιφάνειά της, και εκτιμάται ότι απαντάται συχνά στα σώματα που βρίσκονται σε αυτές τις περιοχές του ηλιακού συστήματος. Η επιφάνεια αντανακλά περίπου το 35% του φωτός που προσπίπτει σε αυτή, ένα ποσοστό που θεωρείται πολύ μεγάλο. Μια πιθανή εξήγηση είναι το γεγονός ότι οι πτητικές ουσίες παραμένουν στερεοποιημένες λόγω της χαμηλής θερμοκρασίας, αυξάνοντας έτσι την ανακλαστικότητα της Σέντα[3].
Η Σέντνα είναι έξω από τη Ζώνη του Κάιπερ και γι'αυτό τυπικά δεν συγκαταλέγεται στα ουράνια σώματα αυτής της Ζώνης. Η απόστασή της από τον Ήλιο είναι το ένα δέκατο αυτής του Νέφους του Όορτ. Ανήκει στα λεγόμενα αντικείμενα διασκορπισμένου Ζώνης (eng.:Scattered-disc objects), τα οποία βρίσκονται ανάμεσα στο Νέφος του Όορτ και στη ζώνη του Κάιπερ.
Αυτές οι τρεις φωτογραφίες δείχνουν την ανακάλυψη της Σέντνα. Είναι από τις 14 Νοεμβρίου 2003 και ώρα 6:32 έως 9:38 UTC.
Τη Σέντνα παρατήρησαν για πρώτη φορά στις 14 Νοεμβρίου 2003 ο Μάικλ Μπράουν στο Ινστιτούτο Τεχνολογίας της Καλιφόρνια, Τσαντ Τρουχίλο (Chad Trujillo) (Gemini-Observatory) και ο Ντέιβιντ Ραμπίνοβιτς (David Lincoln Rabinowitz, Yale University) χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Schmidt των 1,2 μ. στο Αστεροσκοπείο του Πάλομαρ. Επιπλέον επεξεργασία έγινε με το Διαστημικό τηλεσκόπιο Σπίτζερ και το Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ. Η ανακάλυψη ανακοινώθηκε στις 15 Μαρτίου 2004.
Λόγω της παγερής επιφάνειάς της, διάλεξαν για όνομα το «Σέντνα», που στη μυθολογία Ινουίτ των Εσκιμώων, είναι η θεά της θάλασσας και μένει στα βαθιά παγωμένα νερά του Ατλαντικού ωκεανού.
Είναι η Σέντνα πλανήτης;Επεξεργασία
Η Γη, η Σέντνα και άλλα 11 μεταποσειδώνια ουράνια σώματα σε σύγκριση μεγέθους.
Αρχικά υποστηρίχθηκε ότι η Σέντνα θα έπρεπε να θεωρείται ο δέκατος πλανήτης του ηλιακού συστήματος. Κατόπιν επιστημονικών συζητήσεων όμως και σύμφωνα με τον ορισμό για τους πλανήτες που ψήφισε η Διεθνής Αστρονομική Ένωση στις 24 Αυγούστου 2006, η πρόταση απορρίφθηκε. Είναι όμως υποψήφιος πλανήτης νάνος.
Καθώς είναι το πιο απομακρυσμένο μέχρι σήμερα γνωστό σώμα του ηλιακού μας συστήματος, η Σέντνα εγείρει ερωτήματα πολύ περισσότερο από άλλους αστεροειδείς. Η μεγάλη αυτή απόσταση από τον ήλιο, για παράδειγμα, δεν εξηγείται από τις σύγχρονες θεωρίες για το σχηματισμό του ηλιακού συστήματος. Ενώ οι πλανήτες υποτίθεται ότι σχηματίστηκαν από τη συνένωση και τις συγκρούσεις πλανητοειδών, αυτό δεν μπορεί να ισχύει στη Ζώνη του Κάιπερ. Επειδή εκεί το πρωτοπλανητικό υλικό ήταν πολύ πιο αραιό απ' ό,τι στις εσωτερικές περιοχές του ηλιακού συστήματος, θα χρειάζονταν εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια για δημιουργία σωμάτων, την στιγμή που η διάρκεια ζωής του πρωτοπλανητικού δίσκου είναι μικρότερη από δέκα εκατομμύρια χρόνια.
Θεωρίες για την καταγωγή και την προέλευσηΕπεξεργασία
Η τροχιά της Σέντνα
Οι επιστήμονες αρχικά υπέθεσαν ότι η Σέντνα ανήκει σε κάποιο «εσωτερικό τμήμα» του Νέφους του Όορτ, πιθανώς λόγω κάποιας απόκλισης της τροχιάς. Αιτία θα μπορούσε να ήταν η διασταύρωση της τροχιάς του ηλιακού συστήματος με αυτή κάποιου ουράνιου σώματος. Η πολύ ελλειπτική τροχιά της θα μπορούσε κατά μιαν άλλη εκδοχή να ήταν το αποτέλεσμα της επιρροής ενός άλλου σώματος στο εξώτερο ηλιακό σύστημα αν αυτό είχε το μέγεθος περίπου του πλανήτη Άρη. Για να ισχύει όμως η εικασία αυτή, το σώμα αυτό θα έπρεπε σύμφωνα με υπολογισμούς να απέχει περίπου 200 AU από τον ήλιο, πράγμα που με τις σημερινές θεωρίες είναι λιγότερο πιθανό ακόμα και από την ύπαρξη της ίδιας της Σέντνα.
Έχει φεγγάρι η Σέντνα;Επεξεργασία
Η Σέντνα. Σε αυτή την εικόνα δεν φαίνεται να έχει φεγγάρι.
Η περίοδος περιστροφής γύρω από τον άξονά της προσδιορίστηκε αρχικά στις σαράντα ημέρες. Επειδή αυτή η περίοδος θα σήμαινε πολύ μικρή γωνιακή ταχύτητα υπάρχει η υποψία ότι η Σέντνα έχει ένα φεγγάρι που την επιβραδύνει λόγω παλιρροϊκής έλξης.
Στις 14 Απριλίου 2004 η NASA δημοσίευσε καινούργιες φωτογραφίες που είχε πάρει το διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ στις οποίες δεν φαινόταν να υπάρχει κανένα συνοδεύον σώμα. Τελικά μια ομάδα επιστημόνων του Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics με αρχηγό τον Scott Gaudi έκανε προσεκτικές παρατηρήσεις μεταξύ Οκτωβρίου του 2004 και Ιανουαρίου 2005 και απέρριψε τις προηγούμενες μελέτες. Η Σέντνα περιστρέφεται με περίοδο δέκα με δεκαοχτώ ωρών, πράγμα που αποκλείει και κάθε συζήτηση περί φεγγαριού.
↑ JPL Small-Body Database Browser, ανακτήθηκε 14 Νοεμβρίου 2009
↑ U+2BF2 ⯲. David Faulks (2016) 'Eris and Sedna Symbols,' L2/16-173R, Unicode Technical Committee Document Register.
↑ 3,0 3,1 Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; Santos-Sanz, P.; Vilenius, E.; Szalai, N.; Mommert, M.; Lellouch, E. και άλλοι. (2012). «"TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and 2010 EK139». Astronomy & Astrophysics 541: L6. doi:10.1051/0004-6361/201218874. Bibcode: 2012A&A...541L...6P.
B. Scott Gaudi, Krzysztof Z. Stanek, Joel D. Hartman, Matthew J. Holman, Brian A. McLeod: On the Rotation Period of (90377) Sedna, in The Astrophysical Journal, Vol. 629, Issue 1, pp. L49-L52 (08/2005); Preprint-Veröffentlichung auf Arxiv: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503673
M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. Rabinowitz, J. Stansberry, F. Bertoldi, C. D. Koresko: A Sedna update: source, size, spectrum, surface, spin, satellite, in American Astronomical Society, DPS meeting #36 (11/2004) [1]