Eris, der massereichste und nach Pluto zweitgrößte bekannte Zwergplanet unseres Sonnensystems, hat möglicherweise kurz nach seiner Entstehung eine heiße Phase durchlaufen, in welcher er weitgehend aufschmolz. Diese Erkenntnis leiten Francis Nimmo und Michael E. Brown von der University of California in Santa Cruz und dem California Institute of Technology aus dem Rotationsverhalten des Zwergplaneten ab. Ihre Ergebnisse stellen sie in der Fachzeitschrift »Science Advances« vor.

Wegen Eris' großer Entfernung zur Sonne – sie beträgt im Mittel mehr als die doppelte Distanz von der Sonne zum äußersten Planeten Neptun – zeigen selbst die leistungsstärksten Teleskope keine Einzelheiten dieses Himmelskörpers, so dass bislang nur wenig über ihn bekannt ist. Für eine Umrundung der Sonne benötigt der Zwergplanet rund 557 Jahre und damit mehr als doppelt so lange wie der bereits im Jahr 1930 entdeckte Zwergplanet Pluto. Eris wurde im Jahr 2005 aufgespürt und war neben anderen Himmelskörpern der Grund dafür, dass Pluto vom neunten Planeten zu einem Zwergplaneten herabgestuft wurde.

Nimmo und Brown fügen dem bisherigen Kenntnisstand nun jedoch einige Aspekte hinzu. Eris hat einen Durchmesser von 2326 Kilometern und ist damit nur wenige Kilometer kleiner als Pluto mit 2372 Kilometer. Allerdings ist seine Masse um rund ein Drittel höher als diejenige von Pluto. Aus der Untersuchung der Lichtkurve, also der Veränderung der Helligkeit über den Zeitverlauf, lässt sich eine Rotationsdauer von 378,9 Stunden oder 15,8 Tagen ableiten. Zudem wird Eris von einem Mond umrundet, der etwa 700 Kilometer großen Dysnomia, die bereits im Jahr 2005 aufgespürt wurde. Es zeigt sich, dass Eris und Dysnomia in Hantelrotation zueinander stehen, das heißt, sie wenden sich gegenseitig stets die gleiche Seite zu, so wie es auch bei Pluto mit seinem Mond Charon der Fall ist. Im Mittel sind Eris und Dysnomia 37 300 Kilometer voneinander entfernt, das entspricht etwa einem Zehntel der Distanz zwischen Erde und Mond. Sie benötigen genauso lange für eine Rotation um ihre Achse wie für einen Umlauf umeinander.

Jedoch ist es verwunderlich, dass das Eris-System eine doppelt gebundene Rotation zeigt, da Dysnomia nur etwa ein Prozent der Masse des Mutterkörpers aufweist und somit nur geringe Gezeitenkräfte auf Eris ausüben kann. Nimmo und Brown leiten aus Simulationen ab, dass Eris wohl kurz nach seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren durch den Zerfall kurzlebiger radioaktiver Elemente wie Aluminium-26 weitgehend aufschmolz. So sank der Gesteinsanteil mit seiner gegenüber Wasser sehr viel höheren Dichte zum Zentrum hin ab und bildete dort einen Gesteinskern. Dieser war von einer dicken Schicht aus Wasser mit einer Eiskruste umgeben, der Wassermantel ist heute gefroren.

Wasser hat eine niedrige Viskosität, wodurch Konvektionsströmungen die Wärme leichter nach außen transportieren konnten. Dadurch kann auch die bei der wechselseitigen Gezeitenreibung entstehende Wärme leichter abgeführt werden, so dass nach und nach beide Himmelskörper immer langsamer rotierten, bis sie sich schließlich stets die gleiche Seite zuwandten. Zudem sorgte die Erhaltung des Drehimpulses dafür, dass sich Dysnomia durch die Gezeitenkräfte immer weiter von Eris entfernte. Seit das System schließlich vor mehr als vier Milliarden Jahren die Hantelrotation erreichte, befindet es sich im dynamischen Gleichgewicht – und ist für viele weitere Milliarden Jahre stabil.