ALTARE
ALTARE
LA COSTELLAZIONE
L’Altare (in latino Ara, sigla Ara) è una piccola costellazione australe visibile con difficoltà solo dalle regioni meridionali dell’Italia.
Le coordinate del punto centrale sono: 17h 00min di Ascensione Retta (AR) e -55° di declinazione (delta).
LE STELLE
Non ci sono stelle di particolare interesse per l’astrofilo.
GLI OGGETTI CELESTI
Non ci sono oggetti celesti di particolare interesse per l’astrofilo.
L’asterismo della costellazione dell’Altare
L’Altare visto da Hevelius
IL MITO
Il nome originario deriva dal nome dell’Altare dedicato al Centauro Chirone, la creatura terrestre più saggia.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 11
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
11 – LA LUNA
La Luna è l’unico satellite della Terra. È un corpo celeste roccioso con un diametro di circa 3.500 km.
Orbita intorno al nostro pianeta seguendo una traiettoria ellittica e mostra sempre la stessa faccia in virtù del suo moto di rotazione sincrono: fa un giro su se stessa nello stesso tempo che impiega per effettuare un’orbita completa.
La minima distanza dalla Terra (perigeo) è di 356.000 km, mentre la massima distanza (apogeo) è di 406.000 km. La distanza media è 384.400 km.
La Luna ha origini incerte. Sono state formulate varie ipotesi per la sua genesi, tra cui:
1 – accrescimento dalla nube protoplanetaria,
2 – distacco dalla Terra,
3 – corpo esterno catturato dalla gravità terrestre,
4 – collisione di un corpo celeste con la Terra.
ACCRESCIMENTO
Il sistema solare ha avuto origine da una nube protoplanetaria che aveva al suo centro il nostro Sole, una stella residua della fine di un’altra stella che aveva terminato il suo ciclo vitale.
Il materiale espulso si era riunito in un disco roteante intorno all’astro centrale superstite.
Col tempo i pezzi più grandi hanno attratto pezzi più piccoli dando vita alla formazione dei protopianeti.
Attraverso scontri ed aggregazioni successive si sono formati gli attuali pianeti ed i relativi satelliti.
La forma tonda è dovuta all’azione gravitazionale che comprime il materiale aggregato e ne fa innalzare la temperatura sino a far fondere il suo nocciolo.
Le attività telluriche e vulcaniche, insieme al campo gravitazionale, ne hanno modellato la forma.
La Luna potrebbe essere nata in questo modo.
La Terra, posta nelle vicinanze, l’avrebbe poi catturata gravitazionalmente per farne un suo satellite (vedi fig 11.1).
Fig. 11.1 – La nascita del sistema solare, e della Luna in particolare, per accrescimento da una nube protoplanetaria.
DISTACCO
L’ipotesi del distacco dal nostro pianeta non è molto plausibile: la densità superficiale è troppo diversa anche se la composizione chimica della parte superficiale dei due corpi ha fatto pensare a questa possibilità.
Questa ipotesi prevede che, all’epoca della fase di protopianeta, la Terra avesse una velocità di rotazione elevata: circa 1 giro in 4 ore. L’alta forza centrifuga, unita alla plasticità della crosta terrestre, avrebbe permesso l’espulsione di una grossa parte del nostro pianeta, che sarebbe rimasto in orbita intorno ad esso (vedi fig 11.2).
Fig 11.2 – Il distacco di una parte della Terra per effetto centrifugo avrebbe dato origine alla Luna.
CATTURA
Una terza ipotesi, sull’origine della Luna dalla nube protoplanetaria, prevede che essa si sia formata altrove rispetto alla Terra, ma, transitando nelle vicinanze del nostro pianeta, sia stata catturata dal suo campo gravitazionale, rimanendo intrappolata e diventandone il suo satellite.
Tale ipotesi è di difficile accettazione, perché esiste una legge dinamica (limite di Roche) secondo cui un corpo proveniente dall’esterno, se si avvicina ad un pianeta al disotto di una distanza pari a circa due volte e mezzo il raggio del pianeta maggiore (la Terra in questo caso), viene letteralmente sbriciolato dalla forza gravitazionale del pianeta principale.
Una verifica a tale previsione teorica si è avuta nel 1994 con la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitata su Giove: nelle vicinanze del pianeta la cometa si è frantumata in 21 pezzi.
Per le sue dimensioni la Luna, se fosse arrivata da lontano, sarebbe dovuta entrare nel limite di Roche per essere catturata dalla gravità terrestre per cui non sarebbe sopravvissuta allo sconquasso gravitazionale (vedi fig 11.3).
COLLISIONE
L’ipotesi della collisione prevede che un grande corpo celeste, delle dimensioni del pianeta Marte, si sia scontrato con il nostro pianeta.
A seguito di tale scontro, sarebbe stato espulso del materiale nello spazio che, rimasto in orbita intorno alla Terra, si sarebbe successivamente riaggregato sino a formare la Luna.
È l’ipotesi più accreditata sulla formazione del nostro satellite (vedi fig 11.4).
Fig 11.4 – Formazione della Luna per collisione della Terra con un grande corpo celeste.
MESE LUNARE SIDEREO E SINODICO
Il mese sidereo della Luna si riferisce al periodo di tempo che impiega la Luna a compiere un giro completo intorno alla Terra (=360°), avendo come riferimento una stella fissa; esso dura 27 giorni e 7 ore circa.
Il mese sinodico è invece il tempo necessario alla Luna per fare un giro intorno alla Terra e trovarsi, alla fine di questo giro, nella stessa posizione di partenza sia rispetto alla Terra che rispetto al Sole; esso vale 29 giorni e 12 ore circa (vedi fig 11.5).
Fig.11.5 – Mese sidereo e mese sinodico lunare.
FORMA DELL’ORBITA LUNARE
La Luna orbita intorno alla Terra ad una distanza media di circa 384.000 km.
La Terra non è ferma nello spazio, ma si muove intorno al Sole sull’eclittica e nel periodo di tempo che la Luna impiega a fare un giro completo intorno al nostro pianeta, la Terra si sposta di circa 30° sull’eclittica.
Se allarghiamo la visuale alla curva dell’orbita della Terra, vediamo che la traiettoria della Luna rispetto al Sole si discosta poco dall’eclittica. Lo scostamento appare come un leggero ondeggiamento perché la dimensione dei più o meno 384.000 km è un’inezia rispetto alla distanza media di 150 milioni di km che separano la Terra dal Sole.
La combinazione del movimento di rotazione della Luna intorno alla Terra e lo spostamento contemporaneo della Terra lungo la sua orbita, fa sì che la traiettoria seguita dal nostro satellite sia sempre una curva concava verso il Sole e mai convessa.
La figura che segue cerca di rappresentare questa particolarità ma per le distanze in gioco la scala del disegno non è in grado di rappresentare il tutto in modo visibile, sia la Terra che la Luna sarebbero dei puntini insignificanti, perciò si è volutamente esagerata la rappresentazione solo per illustrare meglio la caratteristica (vedi fig 11.6).
Fig 11.6 – Il moto del sistema Terra-Luna sull’eclittica.
FASI LUNARI
L’orbita della Luna giace su un piano che forma un angolo di 5° rispetto al piano dell’eclittica.
Durante un giro completo, il nostro satellite si trova in diverse posizioni relative al Sole: sia la Luna che la Terra hanno sempre metà globo illuminato, mentre la Terra però alterna la notte ed il giorno sull’intero globo in 24 ore, grazie alla sua rotazione, la Luna compie lo stesso ciclo in 29,5 giorni.
Nel frattempo, mostra ad un osservatore sulla Terra una conformazione della parte illuminata variabile ogni giorno (vedi fig 11.7).
Fig 11.7 – Le fasi lunari.
L’inizio del ciclo è fissato con la fase di Luna Nuova, ossia quando la Luna si trova tra noi ed il Sole, esattamente sulla congiungente (chiaramente un po’ sotto o un po’ sopra, altrimenti si avrebbe una eclisse di Sole). Sorge insieme al Sole.
La Luna di Primo Quarto si ha quando si vede metà superficie lunare illuminata, cioè il terminatore (la linea di demarcazione fra la parte al buio e la parte illuminata) è esattamente a metà; (vale il detto mnemonico: gobba a ponente luna crescente).
In questa fase sorge a mezzogiorno, è al meridiano al tramonto del Sole e tramonta a mezzanotte (alla nostra latitudine).
La Luna Piena è quando ne vediamo illuminata tutta la superficie.
Si trova fisicamente sulla congiungente Sole-Terra, dalla parte esterna della Terra.
Sorge al tramonto del Sole, è al meridiano a mezzanotte e tramonta al sorgere de Sole.
Ultimo Quarto quando è illuminata la metà orientale (anche qui vale il detto mnemonico: gobba a levante luna calante). Terminatore ancora al centro; sorge a mezzanotte, è al meridiano al sorgere del Sole e tramonta a mezzogiorno.
La Luna è visibile ad occhio nudo interamente illuminata per due o tre giorni, e non solo il giorno di Luna Piena, perché l’occhio umano non percepisce facilmente la riduzione della superficie illuminata.
L’intero ciclo delle fasi lunari dura 29,5 giorni, perciò tra una fase e l’altra intercorrono poco più di sette giorni.
La Luna ha una velocità angolare di circa 360° in 27,7 giorni, per cui ogni giorno (24 ore) si muove in cielo di circa 13°; ciò significa che ogni giorno la troveremo in cielo spostata verso est di 13° rispetto alla posizione che aveva il giorno prima alla stessa ora.
Possiamo anche affermare che la Luna percorre ogni ora una distanza angolare pari a circa il suo diametro apparente (30’).
LA SUPERFICIE
La Luna ha forma sferica e non possiede un’atmosfera. La sua superficie si presenta molto varia e ben distinguibile nei particolari all’osservazione telescopica.
Essa presenta una grande varietà di crateri e zone pianeggianti.
I crateri sono per la maggior parte causati da impatti di corpi esterni vaganti per il sistema solare: comete, meteoriti o piccoli asteroidi.
Qualcuno, più antico, ha avuto origini vulcaniche ma questi risalgono all’epoca della formazione quando la sua superficie era rotta da eventi tellurici di consolidamento della forma.
Le zone che appaiono di colore uniforme, e che sono per lo più pianeggianti, vengono dette mari, anche se non vi è assolutamente né acqua né alcun altro liquido.
I crateri hanno dimensioni varie che possono raggiungere e superare i 200 km di diametro ed i 6.000 metri di altitudine.
L’OSSERVAZIONE LUNARE
L’alta luminosità superficiale della Luna ne permette l’osservazione anche da siti non particolarmente bui, come quelli cittadini.
Le notti migliori sono quelle in assenza di vento e poca turbolenza atmosferica.
Quest’ultimo fattore viene indicato con la Scala di Antoniadi che consiste in una serie di cinque valori assegnati al “seeing”, ossia ai livelli di turbolenza dell’atmosfera che limita la corretta visione dei particolari superficiali.
La Scala di Antoniadi è così strutturata:
Seeing I – Eccezionale. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche nei particolari più minuti.
Seeing II – Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati a brevi momenti di leggero tremolio.
Seeing III – Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
Seeing IV – Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
Seeing V – Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo
approssimativo.
Nonostante la Luna ci mostri sempre la stessa faccia, una osservazione continuativa permette la visione di oltre metà del globo lunare.
L’asse della Luna non è perpendicolare alla sua orbita, ma è inclinato di mezzo grado, producendo un effetto, detto librazione, che ci consente di vedere elementi del suolo lunare poco oltre il bordo, variabile a seconda della posizione della Luna.
L’osservazione telescopica della Luna è migliore quando il nostro satellite è parzialmente illuminato.
Lungo il terminatore la luce radente provoca delle ombre allungate che permettono una visione prospettica più dettagliata della sua superficie.
Comunque, qualunque fase lunare merita l’attenzione dell’astrofilo.
Ognuna di esse ha delle particolarità che la rendono degna di essere osservata.
Ad esempio, la luce solare della Luna Piena appiattisce i particolari della sua superficie, ma in queste condizioni di illuminazione risaltano le raggiere di alcuni crateri, come quella del sistema Tycho.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 12
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
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12 – LE ECLISSI
La Luna orbita intorno alla Terra su un piano inclinato di circa 5° rispetto all’eclittica.
L’eclittica ed il piano orbitale della Luna si intersecano, formando una linea detta linea dei nodi (nodo ascendente e nodo discendente) (vedi fig 12.1).
Fig 12.1 – Piano orbitale della Luna e linea dei nodi.
Quando la Luna, nella sua rotazione intorno alla Terra, passa attraverso uno di questi due nodi, si avrà un’eclissi (da ciò deriva il nome di eclittica: luogo ove si verificano le eclissi).
Si avrà un’eclissi di Luna quando questa si trova all’esterno della Terra rispetto al Sole ed una eclissi di Sole quando la Luna si frappone tra il Sole e la Terra (vedi fig 12.2).
Fig 12.2 – Eclissi di Sole e di Luna.
ECLISSI DI LUNA, ECLISSI DI SOLE
L’inclinazione del piano orbitale della Luna rispetto al piano dell’eclittica, evita che ogni 15 giorni circa ci sia un’eclissi di Sole o un’eclissi di Luna.
Se la linea dei nodi fosse fissa nello spazio, si avrebbe un’eclissi ogni sei mesi precisi ma, siccome la linea dei nodi ruota in senso orario con un periodo di circa 19 anni, tra un’eclissi e la successiva seguente passerà un periodo inferiore a 6 mesi.
L’eclissi di Luna avviene perché la Luna si trova ad attraversare la zona della Terra opposta al Sole, e per questo in ombra.
L’ombra della Terra si estende nello spazio come un cono, con il vertice a circa 1.400.000 km di distanza.
Alla distanza della Luna la sezione di questo cono è un po’ meno di 3 diametri lunari.
Questa sezione è contornata da una zona di penombra dello spessore di circa un diametro lunare.
La penombra è causata dalle dimensioni del Sole rispetto alla Terra.
Quando la Luna transita completamente nella zona d’ombra si verifica l’eclissi totale di Luna (durata massima un’ora e mezza). Se la Luna entra solo in parte nella zona d’ombra, si dice eclissi parziale di Luna.
Se la Luna entra invece soltanto nella zona di penombra ma non nella zona d’ombra, si ha l’eclissi penombrale.
L’eclissi di Sole si ha quando la Luna si trova tra la Terra ed il Sole.
Questo tipo di eclissi si può presentare in due modi diversi e, perciò, può prendere due diverse denominazioni.
Avremo l’eclissi totale di Sole quando la Luna, passando tra la Terra ed il Sole, nasconde completamente il disco solare; ciò si verifica se la Luna, durante l’eclissi, si trova vicina al perigeo e quindi è piuttosto vicina alla Terra.
La zona di superficie terrestre privata completamente della luce del Sole sarà un cerchio di 200 km al massimo.
Tutt’intorno a questa zona di “totalità” ci sarà la zona di “parzialità”, dove l’eclisse sarà vista come eclissi parziale di Sole ed il Sole apparirà tanto meno eclissato dalla Luna quanto più si è lontani dalla zona di totalità.
Avremo l’eclissi anulare di Sole quando la Luna, passando fra la Terra ed il Sole, non riesce a coprire completamente il Sole.
Ciò si verifica quando la Luna, sulla sua orbita, si trova vicina all’apogeo, che è il punto più distante dalla Terra
In questa zona, il diametro apparente della Luna è inferiore al diametro apparente del Sole (circa 30’).
La Luna ha mediamente una dimensione angolare di circa 30 primi, come il Sole, ma tra il perigeo e l’apogeo questa misura varia sensibilmente.
Il cono d’ombra della Terra, come abbiamo già detto, è lungo 1.400.000 km. Il cono è generato dalle tangenti alle superfici del Sole e della Terra.
Ad un certo punto, dove le tangenti s’intersecano, il cono d’ombra diventa un puntino e, da lì in poi, la Terra non produce più ombra.
Procedendo a ritroso lungo le tangenti, verso il Sole, ed andando oltre la Terra, notiamo che la sezione aumenta sempre più, sino a che alla distanza della Luna, il diametro della sezione è circa 4 diametri lunari (ricordiamo che la sezione che delimita la zona delle eclissi di Luna è grande un po’ meno di 3 diametri lunari) (vedi fig 12.3).
Fig 12.3 – Raffronto delle due sezioni delle zone interessate dalle eclissi di Sole e di Luna.
Le diverse dimensioni delle due sezioni giustifica il maggior numero delle eclissi di Sole rispetto a quelle di Luna: in un anno possono avvenire fino a sette eclissi in totale, di cui due o tre di Luna e fino a cinque di Sole.
Anche se la sensibilità comune ci porta a dire che è vero il contrario.
Per gli abitanti della Terra sono più frequenti le eclissi di Luna perché, ogni volta che se ne verifica una, questa può essere osservata da tutta la metà del globo terrestre che sta in ombra (“mezzo mondo”).
Un’eclissi di Sole, nella fase di totalità, può invece essere vista da pochissime persone (meno di una regione, in Italia) mentre la fase della parzialità può essere vista al massimo da qualche nazione ma mai da metà globo terrestre.
Ad esempio, in Italia, l’ultima eclissi totale di Sole si ebbe nel 1961 e la prossima – né parziale né anulare ma totale – si avrà il 7 maggio 2627, nel frattempo avremo visto migliaia di eclissi di Luna!
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 13
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
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13 – IL SISTEMA SOLARE
LEGGI DI KEPLERO
I pianeti si muovono intorno al Sole su orbite che obbediscono alle tre leggi di Keplero.
1) – La prima legge stabilisce che l’orbita di un pianeta è un ellisse con il Sole posto in uno dei fuochi.
2) – La seconda legge dice che la congiungente pianeta-Sole (raggio vettore) si muove descrivendo aree uguali in tempi uguali, il che vuole dire che un pianeta ha velocità maggiore in corrispondenza del perielio e velocità minore quando si trova all’afelio (vedi fig 13.1).
Fig 13.1 – Il raggio vettore di un pianeta descrive aree uguali in tempi uguali.
3) – La terza legge stabilisce che il rapporto tra la distanza al cubo (D3) di un pianeta dal Sole ed il tempo al quadrato (T2) impiegato dal pianeta a fare un giro completo intorno al Sole è costante:
D3/ T2 = costante.
La seconda legge dimostra che un pianeta ha velocità diverse lungo il percorso orbitale: quando è più vicino al Sole accelera, mentre rallenta quando è più lontano.
La terza legge permette di capire perché i pianeti hanno una velocità media che diventa sempre più bassa a mano a mano che aumenta la sua distanza dal Sole.
La tabella che segue mette a raffronto i dati grossolani relativi ad alcuni pianeti del sistema solare:
Pianeta Distanza Tempo Velocità media
(km) (km/h)
Mercurio 58.000.000 3 mesi 166.000
Terra 150.000.000 1 anno 108.000
Saturno 1.400.000.000 30 anni 34.000
Plutone 6.000.000.000 250 anni 19.000
LA LEGGE DELLA GRAVITAZIONE UNIVERSALE
Tutti i corpi materiali sono soggetti ad una forza attrattiva presente ovunque nell’universo: la forza gravitazionale.
Essa è generata dalla semplice presenza della materia ed agisce sui corpi con un’intensità data dalla seguente relazione:
M m
F = G —————–,
d2
ove F rappresenta la forza attrattiva che agisce tra due corpi di massa M ed m, posti ad una distanza d. G è un numero che rappresenta il coefficiente di gravitazione universale.
I pianeti girano intorno al Sole perché in questo modo hanno raggiunto un equilibrio.
La forza attrattiva reciproca dovuta all’attrazione gravitazionale farebbe altrimenti precipitare gli uni sugli altri, ma la velocità sull’orbita genera una forza centrifuga che contrasta l’attrazione gravitazionale (corrispondente alla forza centripeta in un moto rotatorio) (vedi fig 13.2).
Fig 13.2 – Il moto di rivoluzione dei pianeti intorno al Sole genera una forza centrifuga esattamente uguale e contraria alla forza centripeta e quindi alla forza di attrazione gravitazionale.
I pianeti del sistema solare si dividono in due grandi categorie: pianeti terrestri e pianeti gassosi.
I pianeti terrestri sono quelli che hanno caratteristiche superficiali simili alla Terra (sono rocciosi); essi sono Mercurio, Venere, Terra, Marte.
I pianeti gassosi sono quelli costituiti per la maggior parte da materiale allo stato gassoso o da gas liquefatto; essi sono Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
Per pianeti interni s’intendono quelli che si trovano tra la Terra ed il Sole e sono: Mercurio e Venere.
I pianeti esterni sono tutti gli altri.
All’Assemblea Generale dell’International Astronomical Union, tenutasi a Praga nell’agosto 2006, gli studiosi hanno messo ordine nel sistema solare, introducendo la figura di pianeta nano (o meglio ancora pianetino in italiano). In questa nuova categoria rientrano Plutone (già pianeta ma declassato ora a pianetino), Cerere, Sedna e Eris (in precedenza conosciuto col nome provvisorio di Xena).
Nell’interno di questa nuova categoria di corpi celesti vi è una nuova sottocategoria: i plutoniani.
Questi sono formati da tutti i corpi celesti catalogati come pianeti nani (per il momento Plutone, Sedna e Eris).
Cerere invece si trova nella cintura degli asteroidi posizionata tra Marte e Giove.
I pianeti si possono trovare in cielo in diverse posizioni rispetto a noi ed al Sole:
– Congiunzione: si ha la congiunzione quando un pianeta si trova sulla congiungente Terra-Sole; se è in mezzo (valido solo per un pianeta interno) si dice congiunzione inferiore, se è all’esterno del Sole si dice congiunzione superiore (vedi fig 13.3 – a).
– Elongazione: è lo scostamento angolare di un pianeta rispetto al Sole. Esso può essere elongazione est o orientale (rispetto al Sole) ed elongazione ovest o occidentale (sempre rispetto al Sole) (vedi fig 13.3 – b)).
– Opposizione: si ha l’opposizione quando un pianeta esterno (e solo un pianeta esterno) si trova sulla congiungente Terra-Sole, all’esterno della Terra. L’opposizione indica il periodo di massima visibilità del pianeta perché esso si trova al meridiano a mezzanotte e la sua visibilità dura tutta la notte (vedi fig 13.3 – c)).
Fig 13.3 – Configurazione dei pianeti in cielo:
a) – congiunzione,
b) – opposizione,
c) – elongazione.
I piani orbitali dei vari pianeti non sono paralleli tra loro ma formano con l’eclittica un angolo piuttosto piccolo, che raggiunge il massimo di 7° con Mercurio.
È stata fissata una fascia larga 20° a cavallo dell’eclittica, la fascia dello Zodiaco, in cui transitano tutti i pianeti, Luna compresa.
I pianeti conclamati del nostro sistema solare sono gli otto citati sino ad ora, ma con l’aggiunta dei pianetini (o pianeti nani) il loro numero sale per il momento a 12.
Da pochi anni sono stati scoperti altri corpi minori di dimensioni paragonabili a quello di Plutone (diametro 2.280 km) ed originanti dalla stessa zona (fascia di Kuiper).
Questi pianetini sono: Quaoar (1.250 km), 2003 EL 61 (1.500 km) e 2005 FY 9 (1.800 km).
La tabella che segue riepiloga gli angoli formati tra i piani delle varie orbite ed il piano eclitticale.
CORPO CELESTE ANGOLO PERIODO RIVOLUZIONE
(ANNI)
Mercurio 7° 0,24
Venere 3,4° 0,61
Luna 5° 0,013
Terra 0 1
Marte 1,9° 1,88
Cerere 10,6° 4,6
Giove 1,3° 11,87
Saturno 2,5° 29,45
Urano 0,8° 84,07
Nettuno 1,8° 164,8
Plutone 17,1° 248,5
Eris 44,2° 557
Sedna 11,9° 12.050