20000 Varuna

Størrelse og formRediger

Varuna i forhold til Jorden og Månen

Som følge af dens hurtige rotation, er Varuna’s form deformeret til en triaksial ellipsoide. I betragtning af den hurtige rotation, som er sjælden for så store objekter, beskrives Varunas form som en Jacobi-ellipsoide med et a/b-formatforhold på omkring 1,5-1,6 (hvor Varunas længste halvakse a er 1,5-1,6 gange længere end dens b-halvakse). En undersøgelse af Varunas lyskurve har vist, at den bedst tilpassede model for Varunas form er en triaksial ellipsoide med halvakserne a, b og c i forhold i intervallet b/a = 0,63-0,80 og c/a = 0,45-0,52.

På grund af Varunas ellipsoide form har flere observationer givet forskellige estimater for dens diameter, der spænder fra 500-1.000 km (310-620 mi). De fleste diameterestimater for Varuna blev bestemt ved at måle dens termiske emission, selv om størrelsesestimater er blevet begrænset til mindre værdier som følge af højere albedos bestemt af rumbaserede termiske målinger. Observationer af stjerneskud ved Varuna har også givet varierende størrelsesstimater. En okkultation af Varuna i februar 2010 gav en længde på 1.003 km (623 mi), som blev anslået til at være på tværs af dens længste akse. Senere okkultationer i 2013 og 2014 gav gennemsnitlige diametre på henholdsvis 686 km (426 mi) og 670 km (420 mi).

Siden opdagelsen af Varuna er Haumea, et andet større hurtigt roterende (3,9 h) objekt, der er over dobbelt så stort som Varuna, blevet opdaget, og det menes også at have en aflang form, om end lidt mindre udtalt (anslået forhold b/a = 0,76~0.88 og c/a = 0,50~0,55, muligvis på grund af en højere anslået massefylde på ca. 1,757-1,965 g/cm3).

Mulig dværgplanetestatusRediger

Den Internationale Astronomiske Union har ikke klassificeret Varuna som en dværgplanet og har ikke taget stilling til muligheden for officielt at acceptere yderligere dværgplaneter siden accepten af Makemake og Haumea i 2008. Astronomen Gonzalo Tancredi betragter Varuna som en sandsynlig kandidat, da man mente, at den skulle have en massefylde større end eller lig med vands massefylde (1 g/cm3), for at den kunne være i hydrostatisk ligevægt som en Jacobi-ellipsoide. Tancredi har dog ikke lavet en direkte anbefaling for dens optagelse som en dværgplanet. Den amerikanske astronom Michael Brown mener, at Varuna højst sandsynligt er en dværgplanet, idet han placerer den på tærsklen til “højst sandsynligt”. På grundlag af en bedst tilpasset Jacobi-ellipsoidemodel for Varuna anslår Lacerda og Jewitt, at Varuna har en lav massefylde på 0,992 g/cm3, hvilket er lidt mindre end Tancredis minimumskriterium for massefylde. På trods af dette blev Varuna i deres model antaget at være i hydrostatisk ligevægt. Astronom William Grundy og kolleger foreslog, at mørke TNO’er med lav massefylde omkring størrelsesområdet på ca. 400-1.000 km (250-620 mi) sandsynligvis er delvist differentierede med porøse og stenede interiører. Mens det indre af mellemstore TNO’er som Varuna sandsynligvis var kollapset gravitationelt, forblev overfladen ukomprimeret, hvilket antyder, at Varuna måske ikke er i hydrostatisk ligevægt.

Termiske målingerRediger

Observationer på jorden af Varunas termiske emission fra 2000 til 2005 gav store diameterestimater på mellem 900 km (560 mi) og 1.060 km (660 mi), hvilket gør den sammenlignelig med størrelsen af Ceres. I modsætning til de jordbaserede estimater gav rumbaserede termiske observationer fra Spitzer-rumteleskopet et mindre diameterområde på 450-750 km (280-470 mi). Uoverensstemmelsen mellem de jordbaserede og rumbaserede størrelsesstimater skyldes de begrænsede bølgelængder, der kan observeres ved jordbaserede observationer, som følge af absorption fra Jordens atmosfære. Fjerntliggende trans-neptuniske objekter som Varuna udsender i sig selv varmestråling ved længere bølgelængder på grund af deres lave temperaturer. Ved lange bølgelængder kan termisk stråling imidlertid ikke passere gennem Jordens atmosfære, og jordbaserede observationer kunne kun måle svag termisk emission fra Varuna ved nær-infrarøde og submillimeterbølgelængder, hvilket hindrede nøjagtigheden af jordbaserede termiske målinger.

Rumbaserede observationer gav mere nøjagtige termiske målinger, da de er i stand til at måle termisk emission ved et bredt spektrum af bølgelængder, der normalt forstyrres af Jordens atmosfære. Foreløbige termiske målinger med Spitzer i 2005 gav en højere albedo begrænsning på 0,12 til 0,3, hvilket svarer til en mindre diameterbegrænsning på 450-750 km (280-470 mi). Yderligere termiske Spitzer-målinger i flere bølgelængdeområder (bånd) i 2007 gav gennemsnitlige diameterestimater på henholdsvis ~502 km og ~621 km for en enkeltbånds- og en tobånds-løsning af dataene. Ud fra disse resultater blev den gennemsnitlige diameter fastsat til 500 km (310 mi). Opfølgende termiske multibåndsobservationer fra Herschel Space Observatory i 2013 gav en middeldiameter på 668+154
-86 km, hvilket er i overensstemmelse med tidligere begrænsninger på Varuna’s diameter.

OkkultationerRediger

På grund af usikkerheder i Varuna’s egenbevægelse sammen med uønskede betingelser for observationer mislykkedes tidligere forsøg på observationer af stjernernes okkultationer af Varuna i 2005 og 2008. I 2010 lykkedes det et hold af astronomer under ledelse af Bruno Sicardy at observere en okkultation af Varuna natten til den 19. februar. Okkultationen blev observeret fra forskellige områder i det sydlige Afrika og det nordøstlige Brasilien. Selv om observationer af okkultationen fra Sydafrika og Namibia gav negative resultater, lykkedes det ved observationer fra Brasilien, især fra São Luís i Maranhão, at registrere en 52,5 sekunders okkultation af Varuna af en stjerne af 11,1 magnitude. Okkultationen gav en længde på 1003±9 km, hvilket er ret stort i forhold til den gennemsnitlige diameter, der er estimeret ved termiske målinger. Da okkultationen fandt sted nær Varuna’s maksimale lysstyrke, observerede okkultationen det maksimale tilsyneladende overfladeareal for en ellipsoidisk form; den længste akse af Varuna’s form blev observeret under okkultationen. São Luís var også placeret meget tæt på den forudsagte midterlinje af Varuna’s skyggebane, hvilket betyder, at akkordlængden var tæt på den længste målbare længde under hændelsen, hvilket begrænsede den mulige maksimale ækvatoriale diameter nøje.

Resultater fra den samme begivenhed fra Camalaú, Paraíba, ca. 450 km sydpå (og på det, der var forudsagt at være den meget sydlige del af skyggebanen), viste en 28-sekunders okkultation, svarende til en ca. 535 km lang akkord, meget længere end man ellers kunne have forventet. Quixadá, 255 km (158 mi) syd for São Luís – mellem denne og Camalaú – havde dog paradoksalt nok et negativt resultat. For at gøre rede for de negative Quixadá-resultater blev Varuna’s tilsyneladende oblateness (udfladning) sat til en minimumsværdi på ca. 0,56 (aspect ratio c/a ≤ 0,44), svarende til en mindste polare dimension på ca. 441,3 km (274,2 mi), baseret på den givne længde på 1003±9 km. Den resulterende nedre grænse for Varuna’s polardimension er omtrent lig Lacerda og Jewitts nedre grænse c/a aspect ratio på 0,45, som de tidligere beregnede i 2007. En foreløbig konferencepræsentation, der blev givet før Camalaú-resultaterne blev fuldt analyseret, konkluderede, at São Luís- og Quixadá-resultaterne tilsammen tyder på, at der kræves en betydeligt aflang form for Varuna.

Sidligere okkultationer i 2013 og 2014 gav gennemsnitlige diametre på henholdsvis 686 km (426 mi) og 670 km (420 mi). Den gennemsnitlige diameter på 678 km (421 mi), beregnet ud fra begge akkorder fra okkultationerne, synes tilsyneladende at stemme overens med Spitzers og Herschels termiske måling på 668 km (415 mi). Mens Varunas tilsyneladende oblathed ikke kunne bestemmes ud fra den ene akkord, der blev opnået ved okkultationen i 2014, gav okkultationen i 2013 to akkorder, svarende til en tilsyneladende oblathed på ca. 0,29. Den pålagte oblateness for 2013 akkordlængden på 686 km som Varuna’s diameter svarer til en polardimension på ca. 487 km (303 mi), hvilket stemmer nogenlunde overens med den beregnede 2010 minimum polardimension på 441,3 km.

Spekter og overfladeRediger

Sammenligning af størrelser, albedo og farver af forskellige store trans-neptuniske objekter. De grå buer repræsenterer usikkerheder på objektets størrelse.

Kunstkoncept af Varuna, der inkorporerer noget af det, man ved, herunder dens form og farve fra spektralanalysen

Varunas spektrum blev først analyseret i begyndelsen af 2001 med NICS-spektrometeret (Near Infrared Camera Spectrometer) på Galileo National Telescope i Spanien. Spektrale observationer af Varuna ved nær-infrarøde bølgelængder viste, at Varunas overflade er moderat rød og udviser en rød spektral hældning mellem bølgelængdeområdet 0,9 og 1,8 μm. Varunas spektrum udviser også stærke absorptionsbånd ved bølgelængder på 1,5 og 2 μm, hvilket indikerer tilstedeværelsen af vandis på overfladen.

Den røde farve på Varunas overflade skyldes fotolyse af organiske forbindelser, der bestråles af sollys og kosmisk stråling. Bestråling af organiske forbindelser som f.eks. metan på Varunas overflade producerer tholiner, som er kendt for at reducere dens overfladerefleksionsevne (albedo) og forventes at få dens spektrum til at fremstå karakterløst. Sammenlignet med Huya, som blev observeret sammen med Varuna i 2001, fremstår den mindre rød og viser flere tydelige vandisabsorptionsbånd, hvilket tyder på, at Varunas overflade er relativt frisk og har bevaret noget af sit oprindelige materiale i overfladen. Varunas overflades friske udseende kan skyldes kollisioner, der har blotlagt frisk vandis under Varunas lag af tholiner over overfladen.

En anden undersøgelse af Varunas spektrum ved nær-infrarøde bølgelængder i 2008 gav et karakterløst spektrum med en blå spektralhældning, i modsætning til tidligere resultater i 2001. De spektrer, der blev opnået i 2008, viste ingen klare tegn på vandis, hvilket er i modstrid med resultaterne fra 2001. Uoverensstemmelsen mellem de to resultater blev fortolket som en indikation af overfladevariationer på Varuna, selv om denne mulighed senere blev udelukket ved en undersøgelse af Varunas spektrer i 2014. Resultaterne fra 2014 stemte nøje overens med de tidligere spektrer fra 2001, hvilket indebærer, at det karakterløse spektrum fra 2008 sandsynligvis er fejlagtigt.

Modeller for Varunas spektrum tyder på, at dens overflade højst sandsynligt er dannet af en blanding af amorfe silikater (25%), komplekse organiske forbindelser (35%), amorft kulstof (15%) og vandis (25%), med mulighed for op til 10% metanis. For et objekt med en størrelse svarende til Varuna kan tilstedeværelsen af flygtig metan ikke være primordial, da Varuna ikke er massiv nok til at tilbageholde flygtige stoffer på sin overflade. En begivenhed, der har fundet sted senere efter Varunas dannelse – f.eks. et energimæssigt nedslag – ville sandsynligvis kunne forklare tilstedeværelsen af metan på Varunas overflade. Yderligere nær-infrarøde observationer af Varunas spektrer blev udført ved NASA Infrared Telescope Facility i 2017 og har identificeret absorptionstræk mellem 2,2 og 2,5 μm, der ifølge en foreløbig analyse kan være forbundet med ethan og ethylen. For mellemstore legemer som Varuna vil flygtige stoffer som ethan og ethylen sandsynligvis blive tilbageholdt end lettere flygtige stoffer som methan i henhold til teorier om tilbageholdelse af flygtige stoffer, som blev formuleret af astronomerne Schaller og Brown i 2007.

LysstyrkeRediger

Varunas tilsyneladende magnitude, dens lysstyrke set fra Jorden, varierer fra 19,5 til 20 magnituder. Ved opposition kan dens tilsyneladende magnitude nå op på 20,3 magnituder. Kombinerede termiske målinger fra Spitzer-rumteleskopet og Herschel-rumobservatoriet i 2013 gav en visuel absolut magnitude (HV) på 3,76, hvilket kan sammenlignes med den tilsvarende størrelse af Kuiperbælteobjektet Ixion (HV=3,83). Varuna er blandt de tyve klareste trans-neptuniske objekter, der er kendt, på trods af at Minor Planet Center antager en absolut magnitude på 3,6.

Overfladen af Varuna er mørk, med en målt geometrisk albedo på 0,127 baseret på termiske observationer i 2013. Varuna’s geometriske albedo svarer til den mulige dværgplanet Quaoar, som har en geometrisk albedo på 0,109. Varuna blev oprindeligt anset for at have en meget lavere geometrisk albedo, da tidlige jordobservationer af Varunas termiske emissioner fra 2000 til 2005 anslog albedoværdier på mellem 0,04 og 0,07, hvilket var omkring otte gange mørkere end Plutos albedo. Senere termiske målinger af Varuna med rumbaserede teleskoper modbeviste disse tidligere albedomålinger: Spitzer målte en højere geometrisk albedo på 0,116, mens yderligere termiske målinger fra Spitzer og Herschel i 2013 estimerede en geometrisk albedo på 0,127.

Fotometriske observationer af Varuna i 2004 og 2005 blev udført for at observere ændringer i Varunas lyskurve forårsaget af oppositionspukler, når Varunas fasevinkel nærmer sig nul grader ved opposition. Fotometri-resultaterne viste, at Varuna’s lyskurveamplitude var faldet til 0.2 magnituder ved oppositionen, hvilket er mindre end dens samlede amplitude på 0,42 magnituder. Fotometri-resultaterne viste også en øget asymmetri i Varuna’s lyskurve nær opposition, hvilket indikerer variationer i spredningsegenskaberne over dens overflade. Oppositionsbølgen hos Varuna adskiller sig fra de mørke asteroider, som gradvist bliver mere udtalt nær opposition i modsætning til Varunas smalle oppositionsbølge, hvor dens lyskurveamplitude ændrer sig skarpt inden for en fasevinkel på 0,5 grader. Oppositionsbølgerne for andre solsystemlegemer med moderat albedo opfører sig på samme måde som Varuna, hvilket indirekte tyder på, at Varuna måske har en højere albedo i modsætning til de jordbaserede albedoestimater. Denne antydning af et højere albedo for Varuna blev bekræftet i efterfølgende termiske målinger fra Spitzer og Herschel.

Intern strukturRediger

Varuna er anslået til at have en bulkdensitet på 0,992 g/cm3, marginalt mindre end vands (1 g/cm3). Varuna’s lave bulkdensitet skyldes sandsynligvis en porøs indre struktur bestående af et næsten proportionelt forhold mellem vandis og sten. For at forklare dens porøse indre struktur og sammensætning foreslog Lacerda og Jewitt, at Varuna måske har en granulær indre struktur. Varuna’s granulære indre struktur menes at være resultatet af brud forårsaget af tidligere kollisioner, der sandsynligvis var skyld i dens hurtige rotation. Andre objekter, herunder Saturns måner Tethys og Iapetus, er også kendt for at have en tilsvarende lav massefylde med en porøs indre struktur og en sammensætning, der overvejende består af vandis og sten. William Grundy og kolleger foreslog, at mørke TNO’er med lav densitet omkring størrelsesområdet på ca. 400-1.000 km (250-620 mi) er en overgang mellem mindre, porøse (og dermed med lav densitet) legemer og større, tættere, lysere og geologisk differentierede planetariske legemer (såsom dværgplaneter). De indre strukturer i TNO’er med lav massefylde, som Varuna, var kun delvist differentieret, da deres steninteriør sandsynligvis ikke havde nået tilstrækkelige temperaturer til at smelte og kollapse i porerummene siden dannelsen. Som følge heraf var de fleste mellemstore TNO’er forblevet internt porøse, hvilket resulterede i en lav densitet. I dette tilfælde er Varuna måske ikke i hydrostatisk ligevægt.