Ceres (dvergplanet)

Ceres ble oppdaget 1. januar 1801 av Giuseppe Piazzi og var da den første asteroiden som ble identifisert – selv om den ble klassifisert som en planet på den tiden. Den er oppkalt etter Ceres, den romerske gudinnen for fruktbarhet, jordbruk og moderlig kjærlighet.

Overflaten på Ceres er sannsynligvis en blanding av vannis og ulike hydratmineraler som karbonater og leire. Den har tilsynelatende en differensiert kjerne av stein og en isete mantel. Det er også mulig at det finnes et hav av flytende vann under overflaten. Fra jorden går den tilsynelatende størrelsesklassen fra 6,7 til 9,3, og selv på det mest lyssterke er den for svak til kunne ses med det blotte øye – med unntak av ved ekstremt mørk nattehimmel. Den ubemannede romsonden Dawn, som ble skutt opp av NASA 27. september 2007, nådde Ceres i mars 2015, og gikk i bane rundt dvergplaneten fra 6. mars. Romsonden gikk i bane rundt asteroiden 4 Vesta fra juli 2011 til september 2012, før den satte kursen mot Ceres.

 Navn 
Giuseppe Piazzi foreslo opprinnelig å kalle det nyoppdagede himmellegemet for Cerere Ferdinandea. Navnet Cerere henspillet på Ceres, den romerske gudinnen for fruktbarhet, jordbruk, korn (latin: cereale) og morskjærlighet. Ferdinandea henspillet på Kong Ferdinand III (1751–1825), som var konge av de to Sicilier – bestående av kongedømmet Sicilia og kongedømmet Napoli. Delnavnet Ferdinandea ble ikke godtatt av andre nasjoner som et internasjonalt navn, og Piazzi endte derfor til slutt med å bare kalle himmellegemet for Ceres.

Ceres ble også kalt Hera for en kort periode i Tyskland. I Hellas går den under navnet Demeter () etter den greske guden som tilsvarer den romerske Cerēs; på norsk er det navnet brukt for asteroiden 1108 Demeter.

Adjektivformen av navnet er cererisk, som er avledet fra den latinske genitivet Cerēris. Det gamle astronomiske symbolet for Ceres er en sigd (), tilsvarende Venus' symbol , men med et gap i den øvre sirkel. Det fantes også en alternativ variant (10px|Cee variant symbol of Ceres) med påvirkning av den initielle «C», men denne ble senere erstattet av den nummererte skiven ①.

Grunnstoffet cerium, som ble oppdaget i 1803, ble oppkalt etter asteroiden. Samme år ble også et annet grunnstoff oppdaget og oppkalt etter Ceres, men oppdageren endret senere navnet til palladium – etter den andre asteroiden 2 Pallas – siden cerium alt var oppkalt etter Ceres.

 Oppdagelse 
Idéen om en uoppdaget planet mellom banene til Mars og Jupiter ble foreslått av Johann Elert Bode i 1772, men Johannes Kepler hadde også i 1596 bemerket seg gapet mellom Mars og Jupiter. Bodes betraktninger var basert på Titius–Bodes lov – en diskreditert hypotese som først ble foreslått av Johann Daniel Titius i 1766 – da han observerte at det var et regulært mønster i den store halvaksen til de kjente planetene, bare avveket av gapet mellom Mars og Jupiter.

Mønsteret antydet at den manglende planeten burde ha hatt en store halvakse nær 2,8 AE. Da William Herschel oppdaget Uranus (1781) nær den anslåtte avstanden for det neste legemet utenfor Saturn, økte troen på Titius-Bodes lov, og i 1800 ble det sendt ut forespørsel til tjuefire erfarne astronomer om de sammen kunne begynne et systematisk søk etter den forventede planeten. Gruppen ble ledet av Franz Xaver von Zach, redaktør for Monatliche Correspondenz. Selv om de ikke fant Ceres, oppdaget de imidlertid flere store asteroider i ettertid.


En av astronomene som ble valgt ut til dette søket var Giuseppe Piazzi ved akademiet i Palermo på Sicilia. Før han mottok invitasjonen om å bli med i gruppen oppdaget han Ceres 1. januar 1801. Han lette opprinnelig etter «den 87. [stjernen] i Mr la Cailles stjernekatalog for Dyrekretsen», men fant at «det var innledet av en annen». I stedet for en stjerne hadde Piazzi oppdaget et stjernelignende objekt som beveget seg, og han trodde først at det var en komet.

Piazzi observerte Ceres totalt 24 ganger – siste gang 11. februar 1801 da observasjonene ble avbrutt på grunn av sykdom. Han annonserte oppdagelsen 24. januar 1801 i brev som han sendte til kun to andre astronomer – landsmannen Barnaba Oriani i Milano og Bode i Berlin. Han rapporterte den som en komet, men «siden bevegelsen er så sakte og ganske ensartet, har det slått meg flere ganger at det kan være noe bedre enn en komet». I april sendte Piazzi de komplette observasjonene til Oriani, Bode og Jérôme Lalande i Paris. Informasjonen ble senere publisert i septemberutgaven av Monatliche Correspondenz.

På dette tidspunktet hadde den tilsynelatende posisjonen til Ceres endret seg – hovedsakelig på grunn av jordens banebevegelse – og den var nå for nær solens gjenskinn til at andre astronomer kunne bekrefte Piazzis observasjoner. Mot slutten av året skulle Ceres igjen ha blitt mulig å se, men etter så lang tid var det vanskelig å forutse den nøyaktige posisjonen. For å finne igjen Ceres utviklet Carl Friedrich Gauss, som da var 24 år gammel, en effektiv metode for å fastsette baner. Og i løpet av et par uker fastslo han banen til Ceres og sendte resultatene til von Zach. 31. desember 1801 fant von Zach og Heinrich Olbers Ceres nær den forutsagte posisjonen.

De tidlige observatørene var bare i stand til å beregne Ceres' størrelse innenfor én størrelsesklasse. Herschel underestimerte størrelsen til 260 km i 1802, mens Johann Hieronymus Schröter overestimerte den til  km i 1811.

 Status 
Klassifiseringen av Ceres har endret seg flere ganger, og den har vært gjenstand for noe uenighet. Johann Elert Bode trodde Ceres var den «manglende planeten» han hadde foreslått at eksisterte mellom Mars og Jupiter, et sted rundt 419 millioner km (2,8 AE fra solen. Ceres ble tildelt et planetarisk symbol og forble listet som en planet i astronomiske bøker og tabeller – sammen med 2 Pallas, 3 Juno og 4 Vesta – i ca. femti år.

Etter hvert som andre objekter ble oppdaget i samme området ble det innsett at Ceres representerte den første av en klasse med mange like legemer. I 1802 innførte William Herschel begrepet asteroider («stjernelignende») for slike legemer, og han skrev at «de ligner små stjerne så mye at de knapt kan skilles fra dem, selv med svært gode teleskoper». Siden Ceres var det første av denne typen legemer som ble oppdaget, ble den gitt den offisielle betegnelsen 1 Ceres i det moderne systemet for asteroidenavn.

I 2006 pågikk det en debatt rundt Pluto og hva som utgjør en 'planet', og i denne forbindelse ble også Ceres vurdert omklassifisert til en planet. Et forslag til en planetdefinisjon i forkant av Den internasjonale astronomiske unions generalforsamling gikk ut på at en planet var «et himmellegeme som (a) ar tilstrekkelig masse til at dens egengravitasjon overkommer det rigide legemets krefter slik at det antar en hydrostatisk likevekt (nær kuleformet), og (b) er i en bane rundt en stjerne og samtidig ikke er en stjerne eller en satellitt til en planet». Hadde denne resolusjonen blitt akseptert ville Ceres ha blitt den femte planeten fra solen.

Denne definisjonen ble ikke akseptert, og i stedet ble en alternativ definisjon tatt i bruk fra 24. august 2006 med et tilleggskrav om at en «planet» må ha «ryddet nabolaget rundt sin bane». Etter denne definisjonen er ikke Ceres en planet fordi den ikke dominerer banen sin som den deler med tusenvis av andre asteroider i asteroidebeltet. Den utgjør også bare en tredjedel av den totale massen. I stedet er den nå klassifiert som en dvergplanet.

Det legges noen ganger til grunn at Ceres har blitt omklassifisert som en dvergplanet, og at den derfor ikke lengre anses som en asteroide. For eksempel snakkes det av og til om «Pallas, den største asteroiden, og Ceres, dvergplaneten tidligere klassifisert som en asteroide». En «spørsmål-og-svar-seksjon» hos IAU fastslår imidlertid at «Ceres er (eller nå kan vi si den var) den største asteroiden», selv om det da snakkes om «andre asteroider» som krysser Ceres bane og ellers impliserer at Ceres fortsatt er en av asteroidene. Minor Planet Center bemerker at slike legemer kan ha flere betegnelser.

Avgjørelsen fra 2006 om å klassifisere Ceres som en dvergplanet sier ingenting om den er en asteroide eller ikke – faktisk har IAU aldri definert ordet 'asteroide' i det hele siden de foretrakk begrepet 'småplanet' frem til 2006 og 'smålegemer i solsystemet' og 'dvergplanet' etter 2006. Lang (2011) kommenterer, «[IAU har] lagt til en ny betegnelse for Ceres hvor den klassifiseres som en dvergplanet. [...] Ved [dens] definisjon, Eris, Haumea, Makemake og Pluto, så vel som den største asteroiden 1 Ceres, er alle dvergplaneter», og beskriver det andre steder som «dvergplanet-asteroiden 1 Ceres». NASA fortsetter å referere til Ceres som en asteroide, og sier i en presseuttalelse fra 2011 at «Dawn vil gå i bane rundt to av de største asteroidene i hovedbeltet», og dette gjør også flere ulike akademiske lærebøker.

 Fysiske egenskaper 
Ceres er det største objektet i asteroidebeltet mellom Mars og Jupiter. Massen er fastsatt ut ifra analyser av påvirkningen Ceres utøver på mindre asteroider, men resultatene varierer noe mellom forskerne. Gjennomsnittet for de tre mest presise verdiene er per 2008 9,4 kg. Med denne massen utgjør Ceres ca. en tredjedel av den estimerte massen på totalt 3,0 ± 0,2 kg i asteroidebeltet, noe som tilsvarer ca. 4 % av massen til månen. Massen til Ceres er tilsrekkelig høy til at den har en nesten sfærisk form i hydrostatisk likevekt. I motsetning er andre store asteroider som 2 Pallas, 3 Juno og spesielt 10 Hygiea kjent for å være noe uregelmessige i formen.

 Indre struktur 
Ceres' flattrykthet er uforenlig med et udifferensiert legeme, noe som indikerer at det består av en steinete kjerne omgitt av en iskald mantel. Den 100 km tykke mantelen (23–28 % av Ceres masse; 50 % av volumet) inneholder anslagsvis 200 millioner kubikkilometer med vann – noe som er mer ferskvann enn på jorden. Dette resultatet støttes av observasjoner utført av Keck-teleskopet i 2002 og evolusjonær modellering. Også overflateegenskapene og historien (slik som avstanden fra solen) peker mot tilstedeværelsen av volatile materialer i Ceres' indre.

Alternativt kan formen og dimensjonene til Ceres kunne forklares av et indre som er porøst og enten delvis differensiert eller fullstendig udifferensiert. Tilstedeværelsen av et lag av bergarter over is ville vært gravitasjonelt ustabilt. Hvis noe av bergartene sank ned i et lag med differensiert is ville saltavleiringer blitt dannet. Slike avleiringer har ikke blitt oppdaget. Derimot er det mulig at Ceres ikke inneholder et stort isskall, men i stedet ble dannet fra en asteroide med en vannholdig komponent. Henfallet av radioaktive isotoper kan kanskje ha vært utilstrekkelig i forhold til differensiering.

 Overflate 
Sammensetningen av overflaten ligner på C-type-asteroider, men noen avvik finnes. De utbredte formasjonene i det cereriske IR-spekteret kommer fra hydratmineraler, som indikerer tilstedeværelsen av betydelige megnder vann i det indre. Andre mulige overflatebestanddeler inkluderer jernrike leirer (kronstedtitt) og karbonatmineraler (dolomitt og jernspat) som er vanlige mineraler i karbonholdige kontriddmeteoritter. Spektralegenskapene til karbonater og leire er uvanlige i spektre av andre C-type-asteroider. Enkelte ganger klassifiseres Ceres også som en G-type-asteroide.

Overflaten er relativ varm. Maksimaltemperaturen når solen står rett over ble ut fra målinger estimert til å være 235 K (ca. –38 °C) den 5. mai 1991.


Bare noen få overflateformasjoner har blitt entydig oppdaget. Høyoppløselige ultrafiolette bilder tatt av Hubble-teleskopet i 1995 viste en mørk flekk på overflaten. Denne fikk tilnavnet «Piazzi» etter oppdageren. Man trodde først dette var et krater, men senere nær-infrarøde bilder med høyere oppløsning viste flere lyse og mørke formasjoner som beveget seg med dvergplanetens rotasjon.

To mørke formasjoner hadde sirkulære former, og er antageligvis kratre; et av dem har en lys sentralregion, mens et annet ble identifisert som «Piazzi»-formasjonen. Nyere bilder fra Hubble-teleskopet fra 2003 og 2004 (i synlig lys) viste 11 gjenkjennbare overflateformasjoner med ukjent opphav. En av disse formasjonene «Piazzi»-formasjonen observert tidligere.

Disse siste observasjonene fastslo også at nordpolen peker i retning av rektascensjon  (291°) og deklinasjon +59° i stjernebildet Dragen, og at aksehelningen bare er ca. 3°.

 Atmosfære 
Det finnes indikasjoner på en svak atmosfære og frossent vann på overflaten. Vannis på overflaten er ustabil ved avstander mindre enn 5 AE fra solen, så den forventes å sublimere hvis den utsettes direkte for solstråling. Vannis kan migrere fra dype lag i Ceres og opp til overflaten, men den vil forsvinne etter svært kort tid. Som et resultat er det vanskelig å oppdage fordamping av vann. Vann som fordampet fra polområdene ble muligens observert tidlige på 1990-tallet, men dette har ikke blitt entydig bevist.

Det kan være mulig å oppdage vann som fordamper fra området rundt et ferskt nedslagskrater eller fra sprekker i lagene under overflaten. Ultrafiolette observasjoner av IUE-sonden oppdaget statistisk betydelige mengder hydroksidioner nær den cereriske nordpolen, og som er et produkt av vanndampdisosiasjon fra ultrafiolett solstråling.

 Potensial for utenomjordisk liv 
Selv om det ikke har blitt diskutert like mye om potensialet for utenomjordisk liv på Ceres som på Mars og Europa, har den potensielle tilstedeværelsen av vannis ført til spekulasjoner om at liv kan eksistere der, og at beviser for dette kan finnes i utkastet materiale som har kommet fra Ceres til jorden.

 Bane 
Ceres følger en bane mellom Mars og Jupiter, innenfor asteroidebeltet, med en periode som tilsvarer 4,6 år på jorden. Banen har en moderat inklinasjon – i = 10,6° sammenlignet med 7° for Merkur og 17° for Pluto – og har også en moderat eksentrisitet – e = 0,09 sammenlignet med 0,09 for Mars.

Figuren illustrerer Ceres' bane (blå) sammenlignet med flere planeters (hvite og grå). De delene av banene som ligger under ekliptikken vises med mørkere farger og det oransje plusstegnet er solens beliggenhet. Figuren oppe til venstre er fra en polar synsvinkel som viser beliggenheten til Ceres i gapet mellom Mars og Jupiter. Det oppe til høyre er et nærbilde som viser beliggenhetene til Mars' og Ceres' perihelium (q) og aphelium (Q). Mars' perihelium ligger på den motsatte siden av solen i forhold til Ceres og flere av de store hovedbelteasteroidene, inkludert 2 Pallas og 10 Hygiea. Den nederste figuren er sett fra siden og viser inklinasjonen til Ceres' bane sammenlignet med Mars' og Jupiters baner.

Tidligere ble Ceres ansett å være et medlem av en asteroidefamilie. Disse grupperingene av asteroider deler lignende baneegenskaper, noe som kan indikere et felles opphav gjennom en asteroidekollisjon en eller annen gang i fortiden. Ceres ble funnet å ha spektralegenskaper som var annerledes enn de øvrige medlemmene av familien, og denne grupperingen kalles nå Gefion-familien – oppkalt etter det nest laveste nummererte familiemedlemmet 1272 Gefion. Ceres ser ut til bare å være en inntrenger i sin egen familie og har tilfeldige lignende baneelementer, men ikke noe felles opphav.

Rotasjonsperioden til Ceres (en cererisk dag) er 9 t og 4 min.

Ceres er i en nær 1:1 gjennomsnittlig baneresonans med Pallas (baneperiodene avviker med 0,3 %). En sann resonans mellom disse to ville imidlertid være usannsynlig; på grunn av de små massene relativt til de store separasjonene, er slike forhold mellom asteroider svært sjeldne.

 Planetpassasjer fra Ceres 
Både Merkur, Venus, jorden og Mars kan tilsynelatende krysse solen, eller passere den, sett fra et utkikkspunkt på Ceres. De mest vanlige passasjene er Merkurs som vanligvis skjer med få års mellomrom – senest i 2006 og 2010. Tilsvarende tidspunkt er 1953 og 2051 for Venus, 1814 og 2081 for jorden og 767 og 2684 for Mars.

 Opprinnelse og utvikling 
Ceres er sannsynligvis en overlevende protoplanet (planetembryo) som ble dannet i asteroidebeltet for 4,57 milliarder år siden. Mens størstedelen av protoplanetene i det indre solssystemet (inkludert alle legemer på størrelse fra månen til Mars) slo seg sammen og dannet terrestriske planeter eller ble slynget ut av solsystemet av Jupiter, antas det at Ceres overlevde relativt intakt. En annen teori foreslår at Ceres ble dannet i Kuiperbeltet og at den senere forflyttet seg til asteroidebeltet. En annen mulig protoplanet, Vesta, er mindre enn halvparten så stor som Ceres; den gjennomgikk et kraftig nedslag like etter at den hadde blitt fast og mistet ~1 % av massen.

Den geologiske utviklingen til Ceres var avhengig av varmekildene som var tilgjengelig under og etter dannelsen: friksjon fra akkresjon av planetesimaler og nedbrytning av ulike radionuklide – muligens inkludert kortlevde grunnstoff som 26Al. Det antas at det har vært tilstrekkelig av disse til at Ceres ble differensiert til en steinete kjerne og en isete mantel like etter dannelsen. Denne prosessen kan ha forårsaket en fornyelse av overflaten som følge av at vulkanisme og tektonikk slettet gamle geologiske formasjoner. På grunn av den lille størrelsen ville Ceres ha kjølnet tidlig i sin eksistens, slik at alle geologiske overflatefornyende prosesser ville ha opphørt. Alt av is på overflaten ville gradvis ha sublimert og eterlatt ulike hydratmineraler som leire og karbonater.

I dag ser Ceres ut til å være geologisk inaktiv, med en overflate preget av kratre. Tilstedeværelsen av betydelige mengder vannis i sammensetningen øker muligheten for at Ceres har eller har hatt et lag av flytende vann i det indre. Dette hypotetiske laget kalles ofte et hav. Dersom et slikt lag av flytende vann eksisterer, antas det at det ligger mellom den steinete kjernen og ismantelen slik det også er teoretisert at det gjør på Europa. Eksistensen av et hav er mer sannsynlig dersom løsninger (salter), ammoniakk, svovelsyre eller andre kjølevæsker er oppløst i vannet.

 Observasjoner 
Når Ceres har en opposisjon nær perihelium kan den nå en tilsynelatende størrelsesklasse på +6,7. Dette anses generelt å være for svakt til å kunne ses med det blotte øye, men under eksepsjonelt gode forhold og med et svært godt syn, kan en person være i stand til å se dvergplaneten. Ceres vil være på sitt lyseste (+6,73) 18. desember 2012. De eneste av de øvrige asteroidene som kan nå en tilsvarende størrelsesklasse er 4 Vesta, og, under sjeldne opposisjoner nær perihelium, 2 Pallas og 7 Iris. Under en konjunksjon har Ceres en størrelsesklasse på ca. +9,3, noe som tilsvarer de svakeste objektene som er synlige med kikkerter med forstørrelse på 10×50. Den kan dermed ses med kikkerter så lenge den er over horisonten på en helt mørk himmel.

Noen notable observasjonsmilepeler for Ceres inkluderer:
 Ceres' okkultasjon av en stjerne ble observert i Mexico, Florida og rundt Karibia 13. november 1984.
 Ultrafiolette Hubble-bilder med en oppløsning på 50 km tatt 25. juni 1995.
 Infrarøde bilder med 30 km oppløsning tatt av Keck-teleskopet i 2002 ved bruk av adaptiv optikk.
 Bilder i synlig lys med 30 km oppløsning (de beste til dato) tatt ved bruk av Hubble-teleskopet i 2003 og 2004.

 Utforskning 

Romfartøyet Dawn ankom Ceres i 2015, som ble første gang et romfartøy gikk inn i bane rundt en dvergplanet. Romfartøyet gjorde observasjoner fram til 2018, da det gikk tomt for drivstoff.

Romsonden Dawn som ble skutt opp av NASA i 2007, og som gikk i bane rundt asteroiden 4 Vesta fra 15. juli 2011 til 5. september 2012, er ventet å nå frem til Ceres i 2015 – fem måneder før New Horizons ventes å nå frem tl Pluto. Dawn vil dermed bli det første oppdraget som studerer en dvergplanet på nært hold.

Dawn skal etter planen gå i bane rundt Ceres i en høyde av  km. Romsonden vil redusere høyden til  km etter ca. fem måneder før den går ned til 700 km etter ytterligere fem måneder. Instrumentene på romsonden inkluderer et kamera, et visuelt og infrarødt spektrometer og en gammastrålings- og nøytrondetektor. Disse instrumentene vil brukes til å utforske dvergplanetens form og sammensetning.

 Noter 

 Referanser 
Litteraturhenvisninger
A'Hearn (1992), s. 54–60
Barucci (2002), s. 202
Carry (2007), s. 1–23
Castillo-Rogez (2007), s. 
Cellino (2002), s. 633–643 (tabell på s. 636)
Christou (2000–04), s. L71–L74
Cunningham (2001)
de Pater (2010)
Foderà (2002), s. 17–24
Forbes (1971), s. 195–199
Gould (1852), s. 80
Hogg (1948), s. 241–246
Hoskin (1999), s. 160–161
Space Telescope Science Institute (2009), s. 66
Hughes (1994), s. 331 og 335
Kaasalainen (2002), s. 369–395
Kelley (1996), s. 
Kovačević (2007), s. 117–123
Kovačević (2011), s. 
Lang (2011), s. 372 og 442
Mann (2009)
Martinez (1994), s. 298
McCoord (2005), s. E05009
McKinnon (2008), s. 464
Millis (1987), s. 507–518
Parker (2002), s. 549–557
Petit (2001), s. 338–347
Pitjeva (2004), s. 230–241
Pitjeva (2005), s. 176
Rüpke (2011), s. 90–
Simpson (1979), s. 883
Thomas (1997), s. 
Zolotov (2009), s. 183–193

Øvrige referanser

Efemerider


  — Horizons kan brukses for å finne gjeldende efemeride

 Litteratur 
Artikler


















  – 



  – 








Bøker
















 Eksterne lenker 



  Movie of one Ceres rotation (processed Hubble images)
  How Gauss determined the orbit of Ceres  fra keplersdiscovery.com
  A simulation of the orbit of Ceres
  An up-to-date summary of knowledge about Ceres, plus an Earth-Ceres size comparison (the Planetary Society) 

Kategori:Dvergplaneter
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet
Kategori:Himmellegemer oppdaget i 1801
Kategori:Asteroider gitt navn fra romersk mytologi