NOWO ODKRYTE CIAŁA W UKŁADZIE SŁONECZNYM

astro
nomia
stronomowie badaj¹cy najbli¿sze s¹siedztwo Ziemi ostatnio
obserwuj¹ wiele nowych cia³
nale¿¹cych do Uk³adu S³onecznego.
W niektórych kategoriach wzrost
ten jest tak szybki, ¿e czasem brak
czasu, aby zapoznaæ siê dok³adnie
ze wszystkimi odkryciami. To ostatnie dotyczy planetoid. Iloœæ znanych planetoid siêga ju¿ setek tysiêcy. Trzeba czegoœ wiêcej ni¿
tylko faktu odkrycia, by poœwiêciæ
nowej planetoidzie kilka minut
uwagi. Niewiele lepiej jest z ksiê¿ycami planet olbrzymów. Wprawdzie
tu odkrycia id¹ zaledwie w dziesi¹tki, ale i tak jedynie sami odkrywcy wiedz¹, czy na dany dzieñ
znanych jest ich N, czy mo¿e ju¿
N+1. Tym samym straci³y wszelki
sens, pojawiaj¹ce siê od czasu do
czasu w ró¿nych konkursach, pytania typu „ile ksiê¿yców ma...”*.
A
Czy Ziemia zderzy się z planetoidą?
Chyba interesuje to nie tylko astronomów!
TEKST
ŚREDNIO
TRUDNY
Ze wzglêdów praktycznych
interesuj¹ astronomów cia³a, które
mog¹ zderzyæ siê z Ziemi¹, czyli
planetoidy przechodz¹ce bardzo
blisko naszej planety lub cia³a wyj¹tkowo du¿e. Tym razem zajmiemy
siê w³aœnie tymi wyj¹tkowo du¿ymi
cia³ami. Od pewnego czasu takich
odkryæ nie brakuje. Poniewa¿ odkrycie ka¿dego takiego du¿ego cia³a fascynuje dziennikarzy, to wiadomoœci o „nowych planetach” do
mediów dostaj¹ siê czêsto. Wydaje
siê wiêc wskazane trochê te wiadomoœci uzupe³niæ i skomentowaæ.
!!!
PRAWDZIWY
UK£AD S£ONECZNY
Na pocz¹tku pewne wiadomoœci ogólne o Uk³adzie S³onecznym. Sk³ada siê on z jednej gwiazdy**, oczywiœcie S³oñca, czterech
planet grupy Ziemi (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars), czterech planet
grupy Jowisza (Jowisz, Saturn,
Uran i Neptun), pewnej iloœci ksiê¿yców i cia³ drobnych (planetoid
i komet). Te ostatnie spotyka siê
niemal wszêdzie w Uk³adzie S³onecznym, a czêœæ z nich ma orbity
bardzo nachylone do p³aszczyzny
ekliptyki. Jednak wiêkszoœæ tych
cia³ nie oddala siê zbytnio od ekliptyki i jest skupiona w trzech wyraŸnie wyodrêbnionych grupach.
Najlepiej znane to planetoidy
z g³ównego pasa. Ich orbity le¿¹
miêdzy orbitami Marsa i Jowisza
i tym samym g³ówny pas planetoid
oddziela od siebie œwiat planet
grupy Ziemi, uwa¿any czêsto za
„wnêtrze” Uk³adu S³onecznego,
od planet olbrzymów (planety
grupy Jowisza) uwa¿anych za
„zewnêtrzn¹” czêœæ Uk³adu.
NOWO ODKRYTE CIAŁA
W UKŁADZIE SŁONECZNYM
ASTROSERWIS – LISTOPAD
S³oñce:
dzieñ godzina
do 22
1
22
1
23
3
29
16
M ŁODY TECHNIK
Ksiê¿yc:
dzieñ godzina
5
6:53
12
15:27
19
6:50
28
5:07
w gwiazdozbiorze Wagi w znaku Skorpiona
w gwiazdozbiorze Wagi w znaku Strzelca
w gwiazdozbiorze Skorpiona w znaku Strzelca
w gwiazdozbiorze Wê¿ownika w znaku Strzelca
ostatnia kwadra
nów
pierwsza kwadra
pe³nia
Ponadto:
5 bliska koniunkcja Wenus z Jowiszem: przed œwitem 0,5°,
17 maksimum aktywnoœci roju meteorów Leonidy, godz. 8:30,
21 Merkury w maksymalnej elongacji wschodniej, 22° od S³oñca.
Wszystkie momenty podano w czasie urzêdowym
48
Jerzy Kuczyński
Drug¹ grup¹ cia³ drobnych
jest pas Kuipera. Pojêcie to wprowadzi³ w 1951 roku Gerard P. Kuiper
w celu wyjaœnienia problemu powstawania komet. Do 1992 pozostawa³ tworem teoretycznym. Wówczas odkryto pierwsze cia³o nale¿¹ce do niego. Pas Kuipera, który mianowany zosta³ miejscem powstawania komet krótkookresowych, tworz¹ cia³a znajduj¹ce siê na orbitach
zbli¿onych do ko³owych i znajduj¹cych siê w odleg³oœci 30 i wiêcej jednostek astronomicznych od S³oñca.
Dalej, w odleg³oœci od kilkuset do oko³o 10000 jednostek astronomicznych od S³oñca, rozci¹ga siê
wewnêtrzny ob³ok Oorta. Jeszcze
dalej, do odleg³oœci rzêdu 200 tysiêcy AU, czyli oko³o trzech lat œwietlnych, le¿y zewnêtrzny ob³ok Oorta.
Oczywiœcie ob³ok Oorta to w du¿ej
mierze obiekt teoretyczny, którego
istnienie i w³asnoœci s¹ wynikiem
10/2004
CO
I
JAK
ODKRYTO
S¹ to cia³a o bardzo ciemnej
powierzchni maj¹cej albedo czêsto
mniejsze od 10%. Znalezienie ich
nie jest ³atwe, nawet gdy znajduj¹
siê w pasie Kuipera, a wiêc w odleg³oœci kilkudziesiêciu AU. Maj¹c
œrednicê kilkuset kilometrów, cia³a
te maj¹ jasnoœæ oscyluj¹c¹ w okolicach dwudziestej wielkoœci gwiazdowej. Poszukuje siê ich, porównuj¹c zdjêcia tego samego kawa³ka nieba, zrobione w pewnym odstêpie czasu. Gwiazdy na obu zdjê-
URAN
NEPTUN
SATURN
JOWISZ
ZIEMIA
spekulacji i rachunków opartych na
niezbyt szerokiej bazie obserwacyjnej. Z tych rachunków wynika m. in.,
¿e ob³ok siêga dalej od S³oñca w kierunku centrum Galaktyki, a w kierunku prostopad³ym jest nieco mniej
rozleg³y. Im dalej od S³oñca, tym pasy s¹ szersze i w koñcu zewnêtrzny
ob³ok jest ju¿ w pe³ni sferyczny.
Cia³a drobne tworz¹ce pas Kuipera
i ob³ok Oorta s¹ bardzo liczne.
Ocenia siê, ¿e jest ich kilkaset miliardów. Pewn¹ ich iloœæ ju¿ odkryto. S¹ to cia³a raczej du¿e i znajduj¹
siê bli¿ej S³oñca. Gdyby nie to, ich
odkrycie by³oby niemo¿liwe.
PAS KUIPERA
ZEWNÊTRZNY
OB£OK OORTA
1AU
10AU
100AU
1,000AU
10,000AU
100,000AU
PAS PLANETOID
WEWNÊTRZNY
OB£OK OORTA
Niektóre ciała Układu Słonecznego
ciach zajmuj¹ tê sam¹ pozycjê, ale
planetoidy w czasie dziel¹cym zrobienie zdjêæ nieco siê przesun¹.
Aby odkryæ planetoidê, wystarczy
wiêc porównaæ zdjêcia i zaj¹æ siê
jedynie tymi cia³ami, które zmieni³y
po³o¿enie.
Pomaga w tym nawet specjalne urz¹dzenie, komparator
b³yskowy, do znajdowania takich
poruszaj¹cych siê cia³. Ogl¹da siê
jednoczeœnie oba zdjêcia na³o¿one
na siebie, przemiennie podœwietlaj¹c raz jedno, a raz drugie zdjêcie.
Cia³o, które siê porusza, jest widoczne na ka¿dym zdjêciu w innym
miejscu i widzimy je jako „skacz¹-
M ŁODY TECHNIK
Wielkości kilku ciał na tle mapy Europy.
Porównanie wielkości nowo odkrytych ciał peryferii Układu Słonecznego.
ce”. Prawda, ¿e proste? Do czasu,
gdy przyjdzie siê tym naprawdê zaj¹æ. W praktyce oba zdjêcia nie s¹
identyczne, a „skacz¹” tysi¹ce
obiektów, które wczeœniej zosta³y
ju¿ odkryte. Tym samym problem
nie polega na zobaczeniu cia³a
zmieniaj¹cego po³o¿enie, a zidentyfikowaniu tych, które ju¿ s¹ „w rejestrze”. W praktyce oznacza³o to benedyktyñsk¹ pracê, z rzadka tylko
nagradzan¹ odkryciem. Obecnie
znaczn¹ czêœæ tej pracy przej¹³
komputer. Ale nawet z jego wykorzystaniem rzecz nie jest ³atwa. Nie
jest ³atwa, ale i nie taka trudna.
St¹d i odkrycia liczne i s³awa odkrywcy... niewielka.
Wiosn¹ 2004 znano ju¿ oko³o 800 cia³ znajduj¹cych siê na bliskich peryferiach Uk³adu S³onecznego, których œrednica przekracza
100 kilometrów. Z tym pomiarem
œrednicy te¿ jest pewien problem.
Najproœciej mo¿na to zrobiæ, zak³adaj¹c albedo. Znaj¹c odleg³oœæ od
S³oñca (z prêdkoœci przesuwania
siê po niebie) i jasnoœæ widmow¹,
mo¿na okreœliæ z prostych relacji
geometrycznych powierzchniê odbijaj¹c¹ œwiat³o, a tym samym
i œrednicê. Ale jako siê rzek³o, pod
warunkiem, ¿e za³o¿ymy albedo.
Jest wiêc jasne, ¿e w ten sposób
okreœlone rozmiary bêd¹ obarczone
znaczn¹ niepewnoœci¹. Na szczêœcie jest kilka sposobów na poprawienie tej niepewnoœci. Mo¿na
okreœliæ jasnoœæ w kilku barwach
i na tej podstawie coœ wydedukowaæ. Najlepiej, je¿eli mechanizm
œwiecenia w tych barwach jest ró¿ny, wtedy znaj¹c te mechanizmy,
mo¿na ca³kiem precyzyjnie okreœliæ
œrednicê. Z takim przypadkiem mamy do czynienia w sytuacji, gdy w
œwietle widzialnym obserwujemy
œwiat³o odbite, a w podczerwieni
49
10/2004
A
v
Cialo
ciê¿kie
Prêdkoœæ po zderzeniu
Prêdkoœæ przed zderzeniem
v
B
Cialo
ciê¿kie
v
V
-V
Prêdkoœæ po zderzeniu
Prêdkoœæ przed zderzeniem
v
-V
C
V
MINI QUIZ MT
10/2004
CZYTAM, WIÊC WIEM
M ŁODY TECHNIK
50
mamy emisjê ciepln¹ wynikaj¹c¹
z temperatury, do jakiej cia³o jest
nagrzane. Znowu pojawia siê pewien problem - obiekty z pasa Kuipera s¹ „nagrzane” raczej s³abo
i rejestracja tych cia³ w podczerwieni, nawet w przypadku obiektów o œrednicach rzêdu tysi¹ca kilometrów, mo¿e byæ utrudniona.
Czasami jednak siê udaje
i wtedy mamy pewnoœæ, ¿e odkryte
zosta³y cia³a o naprawdê imponuj¹cych rozmiarach. Pierwsze z tych
cia³ to Varuna (nazwa pisana czasem przez Polaków przez W) o rozmiarach oko³o 900 kilometrów. Jego
(czy jej - je¿eli planetoida to ona,
ale Varuna to indyjski bóg nieba;
swoj¹ drog¹, jak na tak wa¿nego
boga to... planetoida niewielka) prowizoryczne oznaczenie 2000 WR 106
Aphelium jest to:
a) punkt na orbicie najdalej
oddalony od S³oñca
Schemat zderzenia grawitacyjnego
Warto zrozumieć mechanizm przekazywania energii
w wyniku zderzeń grawitacyjnych. Najłatwiej to zrobić,
rozważając zderzenie ciał o bardzo dużym stosunku
mas, tak by jedno móc uznać za bezmasowe, czyli niewpływające na ruch tego masywniejszego.
Na rysunku A widzimy zderzenie grawitacyjne w układzie współrzędnych związanym z ciałem masywnym.
Gdy ciało ciężkie nie porusza się, ciało lekkie ma oczyr
wiście tę samą wartość prędkości |v|w dużej odległości
przed zderzeniem i daleko po zderzeniu. Nieco inaczej
wygląda to w układzie, w którym ciało ciężkie porusza
się (rys. B). Przechodząc do tego układu, dodajemy do
wszystkich prędkości wektor przeciwny dor prędkości
ciała ciężkiego, oznaczony na rysunku – V . Łatwo zar
uważyć,
że w zależności od kątów między wektorami v
r
i V prędkość ciała lekkiego po zderzeniu jest mniejsza
lub większa niż przed zderzeniem. Oczywiście oznacza
to, że lekkie ciało albo przyhamowało ciało ciężkie, albo
go przyspieszyło (założenie polegające na przyjęciu, że
ciało lekkie jest bezmasowe, o tyle uprościło rozważania, że nie musieliśmy się zastanawiać, jak zmienił się
stan ruchu ciała ciężkiego).
Na rysunku C) widzimy tor obu ciał w przypadku, w którym ciało ciężkie się porusza, a układem odniesienia
jest Słońce. W praktyce ciała lekkie to planetoidy i komety, ciała ciężkie - planety, a układ współrzędnych,
w którym planeta się porusza, to układ spoczynkowy
Słońca. Autor gorąco namawia Czytelnika na rozwiązanie problemu: w jakich sytuacjach następuje przyspieszenie, a w jakim hamowanie, kiedy przyspieszenie jest
największe oraz które planety Układu Słonecznego mogą wyrzucić planetoidę poza Układ Słoneczny (w tych
ostatnich przypadkach trzeba wziąć pod uwagę masę
i promień planety).
mówi, ¿e cia³o zosta³o odkryte pod
koniec roku 2000.
Warto mo¿e zauwa¿yæ, ¿e
schemat nadawania oznaczeñ nowo odkrywanym cia³om z peryferii
Uk³adu S³onecznego przewiduje, ¿e
pierwsza liczba to rok odkrycia,
a nastêpuj¹ca po niej litera oznacza po³ówkê miesi¹ca, w którym
cia³o zosta³o odkryte. I tak A to
pierwsza po³owa stycznia B - druga
po³owa itd. W przypadku Varuny
odkrycie nast¹pi³o 28 listopada. Varuna porusza siê po prawie ko³owej
orbicie w œredniej odleg³oœci 45,8
jednostek astronomicznych od S³oñca. Jest wiêc „klasycznym” obiektem Uk³adu S³onecznego. Nieco
wiêksze rozmiary - 1065 kilometrów
- ma odkryty pó³ roku póŸniej Ixion
(2001KX76). To cia³o porusza siê
jednak po orbicie zbli¿onej do Plutona i pozostaje w rezonansie 3:2
z Neptunem (dwa obiegi
wokó³ S³oñca na trzy
b) nazwa nowo odkrytej planetoidy
c) cia³o o bardzo ciemnej powierzchni
obiegi Neptuna). Cia³a o tej charakterystyce nazywa siê zwykle plutinami. Zbli¿one do Varuny rozmiary
ma 2002AW197 - podaje siê œrednicê 890 kilometrów. W przypadku takiej dok³adnoœci warto jednak zauwa¿yæ, ¿e wynika ona z pewnych
obliczeñ i jest po prostu „wartoœci¹
najbardziej prawdopodobn¹”, obarczon¹ jednak znacznym b³êdem.
Tym samym lepiej przyj¹æ w zaokr¹gleniu 900 dla 2002AW197 i Varuny oraz „nieco ponad tysi¹c” dla
Ixiona. Wracaj¹c do 2002AW197,
trzeba stwierdziæ, ¿e to cia³o innej
ni¿ dotychczas wspomniane klasy.
Orbita ma spory, choæ mniejszy ni¿
w przypadku Plutona, mimoœród
wynosz¹cy 0,13 i znaczne, bo przesz³o 24-stopniowe nachylenie do
ekliptyki. Prawdopodobnie mamy
do czynienia z cia³em, które w swej
historii prze¿y³o „bliskie spotkanie”
z innym masywnym cia³em. W wyniku tego spotkania 2002AW197 zosta³ przerzucony na obecn¹ orbitê.
Budowa Układu Słonecznego nie jest tak dobrze znana
jakby wynikało to z podręczników szkolnych
SEDNA - ESKIMOSKA
BOGINI MORZA
Orbita powoduje, ¿e nale¿y je zakwalifikowaæ jako plutino. Tym samym widaæ wyraŸnie, ¿e sam Pluton to co najwy¿ej najwiêksze z poœród wielu, trochê mu ustêpuj¹cych
rozmiarami, cia³. Tym samym powstaje pytanie: jak d³ugo jeszcze
bêdziemy go uwa¿aæ za planetê?***. Ano... zobaczymy. Warto
jednak odnotowaæ, ¿e czêœæ astronomów uwa¿a za planetê cia³o
o masie co najmniej równej masie
pozosta³ych cia³ na zbli¿onej orbicie. Tego kryterium Pluton oczywiœcie nie spe³nia. !
* Zanim jednak ta prawda dotrze do autorów pytań zadawanych w wielu konkursach, zapewne niejeden Bałtyk Wisła zdąży jeszcze zapełnić wodą.
** Od czasu do czasu pojawia się hipoteza, że Słońce ma znacznie mniejszego, lżejszego i chłodniejszego towarzysza gwiazdowego. Ta hipotetyczna
gwiazda ma nawet ustaloną nazwę Nemezis. Ponieważ jednak obserwacyjne dane mające świadczyć o jej istnieniu są co najmniej wątpliwe, nie jest
rozsądne wymienianie jej wśród elementów Układu Słonecznego.
*** I dlatego wymieniając planety Układu
Słonecznego Plutona wśród nich nie
wymieniono.
51
10/2004
LEKSYKON
Asteroida (gr. asteroeidés - gwiaździsty), planetoida (planeta + gr. eídos postać) ciało niebieskie o średnicy do 1000 km lub niewiele wiecej, obiegające Słońce, zwłaszcza między orbitami Marsa i Jowisza.
AU – jednostka astronomiczna (skrót j.a. po angielsku AU) jest to jednostka odległości, używana w astronomii, a równa średniej odległości Ziemi od Słońca. Wynosi 149 597 871 km.
Albedo – inaczej białość. Jest to stosunek ilości promieniowania odbitego do padającego.
W astronomii, liczba wskazująca jaka część padającego na ciało niebieskie światła jest odbijana. Planety Układu Słonecznego mają albedo od 0.06 - Merkury do 0,73 - Wenus. Albedo
Ziemi wynosi 0.39.
Wielkość gwiazdowa – pozaukładowa jednostka miary stosowana do oznaczania jasności
gwiazd i ciał niebieskich. Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo, oznaczenie: m,
lub po prostu: mag.
Magnitudo jest pozaukładową jednostką miary natężenia światła, które w dzisiejszych czasach w fizyce wyraża się zazwyczaj w luksach.
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez Ptolemeusza w jego „Almageście”, ale
prawdopodobnie wynalezione przez Hipparcha, który wszystkie gwiazdy sklasyfikował pod
względem jasności na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały jasność 1, najsłabsze widocznym
gołym okiem 6. Była to skala odwrócona, tzn. im jaśniejsza gwiazda tym niższa wielkość
gwiazdowa była jej przypisana. W połowie XIX wieku rozszerzono ją o wielkości początkowo
7m, potem 8m, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołych okiem.
Mimośród (inaczej ekscentryczność), oznaczana symbolem e, to wielkość fizyczna charakteryzująca eliptyczny kształt orbity ciała obiegającego drugie ciało pod wpływem siły grawitacji
Ekliptyka – koło wielkie wyznaczające na sferze niebieskiej pozorny ruch Słońca na tle gwiazd
w cyklu rocznym podczas obserwacji z Ziemi. Ruch ten wywołany jest pochyleniem osi obrotu
Ziemi wobec płaszczyzny orbity Ziemi i odzwierciedla roczny ruch Ziemi wokół Słońca.
Peryhelium – punkt na orbicie ciała niebieskiego krążącego wokół słońca, znajdujący się
w miejscu największego zbliżenia tego ciała do słońca. Peryhelium posiadają orbity okołosłoneczne takich ciał, jak: asteroida, planeta, czy kometa.Przeciwieństwem peryhelium jest
aphelium, natomiast w odniesieniu do orbity okołoziemskiej stosuje się określenia odpowiednio: perygeum i apogeum.
M ŁODY TECHNIK
Nastêpny wielki obiekt odkryty w pasie Kuipera to Quaoar
nosz¹cy oznaczenie 2002LM60.
Obiekt jest na zbli¿onej do ko³owej
orbicie, o wielkiej pó³osi prawie 43
AU i ma rozmiary oko³o 1250 kilometrów. Nachylenie orbity wynosz¹ce 80 powoduje, ¿e jest to „regularny” klasyczny kuzyn s³onecznej rodziny. I jak widaæ niema³y. Pomiary rozmiarów wynikaj¹
z porównania jasnoœci wizualnej
i w podczerwieni, a tym samym
s¹ wiarygodne. Na wiosnê 2004 obwieszczono, ze sporym ha³asem,
odkrycie najwiêkszego z dotychczas znanych cia³ peryferii Uk³adu S³onecznego. Cia³o nazwano
Sedna i jest to nazwa jeszcze niezatwierdzona. Nic jednak nie wskazuje, by nazwa ta zatwierdzona nie
zosta³a, gdy¿ zwykle Unia Astronomiczna idzie w tym wzglêdzie odkrywcom na rêkê, pod warunkiem
¿e nazwa jest zgodna z kluczem.
W tym przypadku kluczem s¹ imiona bogów ró¿nych ludów, a Sedna
to eskimoska bogini morza. Prowizoryczne oznaczenie Sedny to 2003
VB12, a wiêc cia³o odkryte jeszcze
w listopadzie roku 2003.
Tu warto zwróciæ uwagê na
to, ¿e bardzo trudno jest odró¿niæ
wœród wielu „migaj¹cych” punktów na zdjêciu ten odpowiadaj¹cy
jeszcze nieznanemu cia³u. Za to
wzglêdnie ³atwo jest znaleŸæ to
nowe cia³o, maj¹c ju¿ pewne dane
o jego orbicie. Do tego wystarcz¹
trzy zdjêcia uzyskane w odstêpie
kilku dni, do tej pory przechowywane w archiwach.
W przypadku Sedny uda³o
siê tego dokonaæ na zdjêciach a¿
z 1990 roku. Im starsze zdjêcie, tym
cenniejsze, bo oznacza obserwacjê
d³u¿szego fragmentu orbity. Warto
wiêc szukaæ. Jednak wymaga to
czasu. A w przypadku Sedny by³o
to bardzo wa¿ne. Orbita bowiem
jest bardzo egzotyczna. W chwili
obecnej Sedna jest oko³o 90 AU od
S³oñca i wzglêdnie blisko peryhelium ocenianego na 76±7 AU. W
aphelium oddala siê jednak od
S³oñca na 900 AU. To ju¿ odleg³oœæ
siêgaj¹ca ob³oku Oorta. Jest to
wiêc naprawdê odleg³e cia³o o okresie obiegu wokó³ S³oñca ponad
10000 lat. Rozmiary Sedny nie s¹
precyzyjnie znane. Nie uda³o siê zaobserwowaæ jej w podczerwieni,
co oznacza, ¿e raczej nie mo¿e przekraczaæ 1800 kilometrów. Z drugiej
strony, oszacowania w œwietle widzialnym wskazuj¹, ¿e raczej nie
mo¿e byæ mniejsza ni¿ 1250 kilometrów. Jest to wiêc du¿e i odleg³e
cia³o, a wyd³u¿ona orbita wskazuje
na jakieœ zderzenie (grawitacyjne,
a wiêc bez kontaktu). Inn¹ ciekaw¹
w³asnoœci¹ Sedny jest doœæ du¿e albedo mog¹ce wynosiæ od 20 do 25
procent. Mimo du¿ej odleg³oœci od
S³oñca ma jasnoœæ 20,5 magnitudo.
Uda³o siê równie¿ okreœliæ okres obrotu wokó³ osi, wynosz¹cy oko³o 40
dni. To sugeruje, ¿e Sedna mo¿e
miêæ ksiê¿yc. Nie by³oby to niczym
dziwnym - ca³kiem sporo cia³ z
krañców Uk³adu S³onecznego okazuje siê uk³adami zwi¹zanymi grawitacyjnie. Sedna okaza³a siê,
wœród omawianych tu cia³, zdecydowanie najwiêksz¹ „gwiazd¹
medialn¹”. Jednak to oczywiœcie
nie koniec odkryæ.
17 lutego 2004 odkryto 2004 DW.
Nie znamy jeszcze jego rozmiarów
ani nie zaproponowano jego nazwy,
jednak cia³o wydaje siê interesuj¹ce. Wstêpna ocena rozmiarów wynosi 1600 kilometrów, a byæ mo¿e
cia³o przekracza rozmiarami Sednê.