阋卫一

鬩衛一—迪絲諾美亞（Dysnomia），正式名稱（136199）厄里斯 I 迪絲諾美亞（(136199) Eris I Dysnomia），是太陽系第二大矮行星鬩神星的一顆衛星。它是被美國天文學家米高·布朗於2005年發現，其時這衛星的暫名為S/2005 (2003 UB313) 1。2006年9月，這顆天體被國際天文學聯合會正式以希臘神話中不和女神厄里斯的其中一位女兒的名字命名為迪絲諾美亞（英语：Dysnomia (deity)）（違法女神）。 2005年間，夏威夷凱克望遠鏡調適光學小組使用了新置的激光導星調適光學系統對四顆最亮的柯伊伯带天體進行觀測，分別為冥王星、2005 FY9、2003 EL61及2003 UB313（厄里斯）。在9月10日的觀測結果中，他們發現有一顆衛星繞著2003 UB313運行，便把它編為“S/2005 (2003 UB313) 1”。因為當時2003 UB313的昵稱為“齊娜”（Xena，一套美國電視劇《戰士公主西娜》的女主角），所以這顆衛星亦隨即被暱稱為“加百利”（Gabrielle，劇中女主角西娜的助手）。 鬩衛一比鬩神星暗4.43數量級 ，而估計其直徑約為350和490公里，比鬩神星小八倍。米高·布朗之前錯誤地計算出鬩衛一比鬩神星暗500倍，且錯誤估計其直徑在100和250公里範圍以內。鬩衛一的K頻帶（英语：K band）比鬩神星暗60倍，而其V頻帶（英语：V band）則比鬩神星暗480倍。這個非常不同的，且相當偏紅的頻譜意味著阋卫一的表面相當黑暗。假設它的反照率比鬩神星的低5倍，它的直徑將​​會是7005685000000000000♠685±50 km。 結合凱克和哈勃的觀測，阋卫一和其公轉參數能被用來確定鬩神星的質量。它的公轉週期為15.785 899 ± 000 050 d。這些數據顯示鬩衛一有著一個圓形的軌道，其軌道半徑為7007372730000000000♠37273±64 km。透過運用這些數據，科學家得出鬩神星的質量是冥王星的1.27倍。 只憑一次的觀測難以確定鬩神星的質量，但鬩衛一的公轉週期仍被估算為約15日。只要能夠確認到這顆衛星的公轉週期以及其軌道之半主軸（現在估計值為37,000千米），整個系統的質量就能被計算出來。 天文學家現在知道在四個最亮的柯伊伯带天體中，四個都有衛星；而柯伊伯带天體當中其他較暗的成員只有約十之分一有衛星。其中一個解釋是在過去大型柯伊伯带天體（直徑以千千米計）經常互相碰撞，以致大量物質被拋出，這些物質最後慢慢結合成為一顆衛星。這跟月球（地球的衛星）形成的其中一個理論大碰撞说中的機制十分相似。 發現者米高·布朗選擇以迪絲諾美亞（Dysnomia）來命名這顆衛星有數個原因。首先，在希臘神話中迪絲諾美亞（古希臘語：Δυσνομία，拉丁转写Dysnomía）是厄里斯的女兒。另外，Dysmonía的意思是沒有法律，這跟在《戰士公主西娜》劇中飾演女主角的女演員名為“Lucy Lawless”語帶雙關。布朗亦參考了冥衛一發現者詹姆士·克里斯蒂以“Charon”命名冥衛一以紀念他的妻子Charlene的做法。布朗的妻子名為黛安（Diane），跟Dysnomia的首個音節相同，都是[dɪ]。因此，布朗指出名稱的讀法為「/daɪsˈnoʊmiə/」。 dis-NOH-mee-ə或dys-NOH-mee-ə。前者是正常的發音，後者則是布朗指出的標準發音。 根據米高·布朗指出，它較鬩神星暗500倍。 鬩衛一被發現比鬩神星暗7000443000000000000♠4.43±0.05數量級。鬩神星的絕對星等為−1.19，而阋卫一的絕對星等則是3.2 Brown, M. E.; et al.. Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects (PDF). Astrophysical Journal Letters. 2006, 639 (1): L43 [2011-10-19]. Bibcode:2006ApJ...639L..43B. arXiv:astro-ph/0510029 . doi:10.1086/501524. （原始内容存档 (PDF)于2018-09-28）.  引文使用过时参数coauthors (帮助) Brown, M. E.; Schaller, E. L. The Mass of Dwarf Planet Eris. Science. 2007, 316 (5831): 1585. Bibcode:2007Sci...316.1585B. PMID 17569855. doi:10.1126/science.1139415.  Santos-Sanz, P.; et al.. "TNOs are Cool": A Survey of the Transneptunian Region IV. Size/albedo characterization of 15 scattered disk and detached objects observed with Herschel Space Observatory-PACS. 2012. arXiv:1202.1481  [astro-ph.EP].  引文使用过时参数coauthors (帮助) Johnston, W. R. (136199) Eris and Dysnomia. Johnston's Archive. 2008-12-30 [2012-04-12]. （原始内容存档于2018-10-22）.  Brown, M. E. Dysnomia, the moon of Eris. Caltech. 2007-06-14 [2011-07-03]. （原始内容存档于2013-12-26）.  Green, D. W. E. S/2005 (2003 UB313) 1. IAU Circular. 2005-10-04, 8610 [2012-01-12]. （原始内容存档于2018-11-04）.  Green, D. W. E. (134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia). IAU Circular. 2006-09-13, 8747 [2012-01-12]. （原始内容存档 (PDF)于2007-02-05）.  Zabarenko, D. Planet Xena has moon called Gabrielle. Australian Broadcasting Corporation. 2005-10-03 [2008-03-09]. （原始内容存档于2017-04-08）.  Ingham, R. 'Tenth planet' Xena bigger than Pluto. Australian Broadcasting Corporation. 2006-02-02 [2008-03-09]. （原始内容存档于2016-06-03）.  Sicardy, B.; et al.. A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation (PDF). Nature. 2011, 478 (7370): 493–496 [2013-11-02]. Bibcode:2011Natur.478..493S. PMID 22031441. doi:10.1038/nature10550. （原始内容存档 (PDF)于2013-11-04）.  引文使用过时参数coauthors (帮助) 米高·布朗; et al. 最大柯伊伯带天體的衛星（Satellites of the largest Kuiper belt objects） (PDF). Astrophys.J. 2006, 639 (L43) [2006-09-14]. arXiv:astro-ph/0510029 . （原始内容存档 (PDF)于2019-07-13）.  引文使用过时参数coauthors (帮助) Tidal Evolution of Dysnomia, Satellite of the Dwarf Planet Eris By Richard Greenberga,* and Rory Barnesa (PDF). [2013-11-02]. （原始内容存档 (PDF)于2013-11-03）.  Tytell, D. All Hail Eris and Dysnomia. Sky & Telescope. 2006-09-14 [2006-12-30]. （原始内容存档于2006-10-19）.  米高·布朗有關迪絲諾美亞名字的解釋. [2006-09-15]. （原始内容存档于2006-10-19）.  Julia Sweeney and Michael E. Brown. Hammer Conversations: KCET podcast. 42 min 12 sec. 2007 [2008-06-28]. （原始内容存档于2008-06-26）.