20000 Varuna

Velikost a tvarUpravit

Varuna ve srovnání se Zemí a Měsícem

V důsledku své rychlé rotace, je tvar Varuny deformován do tvaru tříosého elipsoidu. Vzhledem k rychlé rotaci, která je u tak velkých objektů vzácná, se tvar Varuny popisuje jako Jacobiho elipsoid s poměrem stran a/b přibližně 1,5-1,6 (v němž je nejdelší poloosa Varuny a 1,5-1,6krát delší než poloosa b). Při zkoumání světelné křivky Varuny bylo zjištěno, že nejlépe odpovídajícím modelem tvaru Varuny je trojosý elipsoid s poloosami a, b a c v poměru b/a = 0,63-0,80 a c/a = 0,45-0,52.

Vzhledem k elipsoidnímu tvaru Varuny poskytlo více pozorování různé odhady jejího průměru, a to v rozmezí 500-1 000 km (310-620 mil). Většina odhadů průměru Varuny byla určena na základě měření její tepelné emise, ačkoli odhady velikosti byly omezeny na menší hodnoty v důsledku vyššího albeda určeného na základě kosmických tepelných měření. Pozorování zákrytů hvězd Varunou rovněž poskytla různé odhady velikosti. Při zákrytu Varuny v únoru 2010 byla zjištěna délka kordů 1 003 km (623 mil), která byla odhadnuta napříč její nejdelší osou. Pozdější zákryty v letech 2013 a 2014 poskytly průměrné průměry 686 km (426 mil), resp. 670 km (420 mil).

Od objevu Varuny byla objevena Haumea, další větší rychle rotující (3,9 h) objekt, který je více než dvakrát větší než Varuna a o němž se rovněž předpokládá, že má protáhlý tvar, i když o něco méně výrazný (odhadované poměry b/a = 0,76~0.88 a c/a = 0,50~0,55, pravděpodobně díky vyšší odhadované hustotě přibližně 1,757-1,965 g/cm3).

Možný status trpasličí planetyUpravit

Mezinárodní astronomická unie neklasifikovala Varunu jako trpasličí planetu a od přijetí Makemake a Haumea v roce 2008 se nezabývala možností oficiálního přijetí dalších trpasličích planet. Astronom Gonzalo Tancredi považuje Varunu za pravděpodobného kandidáta, neboť se předpokládalo, že by měla mít hustotu větší nebo stejnou jako voda (1 g/cm3), aby mohla být v hydrostatické rovnováze jako Jacobiho elipsoid. Tancredi však nevydal přímé doporučení pro její zařazení mezi trpasličí planety. Americký astronom Michael Brown považuje Varunu za velmi pravděpodobnou trpasličí planetu a řadí ji na hranici „vysoce pravděpodobné“. Na základě nejvhodnějšího modelu Jacobiho elipsoidu pro Varunu Lacerda a Jewitt odhadují, že Varuna má nízkou hustotu 0,992 g/cm3 , což je o něco méně než Tancrediho kritérium minimální hustoty. Přesto v jejich modelu předpokládali, že Varuna je v hydrostatické rovnováze. Astronom William Grundy a jeho kolegové navrhli, že tmavé TNO s nízkou hustotou v rozmezí velikostí přibližně 400-1 000 km (250-620 mil) jsou pravděpodobně částečně diferencované s porézním a kamenitým vnitřkem. Zatímco interiéry TNO střední velikosti, jako je Varuna, se pravděpodobně gravitačně zhroutily, povrch zůstal nestlačený, což naznačuje, že Varuna nemusí být v hydrostatické rovnováze.

Tepelná měřeníEdit

Pozemní pozorování tepelného vyzařování Varuny v letech 2000 až 2005 přinesla odhady velkého průměru v rozmezí 900 km (560 mil) až 1 060 km (660 mil), takže je srovnatelná s velikostí Ceres. Na rozdíl od pozemních odhadů poskytla vesmírná termální pozorování Spitzerovým vesmírným dalekohledem menší rozsah průměrů 450-750 km (280-470 mil). Rozdíl mezi pozemními a kosmickými odhady velikosti je způsoben omezenou pozorovatelnou vlnovou délkou pozemních pozorování v důsledku absorpce zemské atmosféry. Vzdálené transneptunické objekty, jako je Varuna, ze své podstaty vyzařují tepelné záření na delších vlnových délkách kvůli své nízké teplotě. Při dlouhých vlnových délkách však tepelné záření nemůže projít zemskou atmosférou a pozemní pozorování mohla měřit pouze slabé tepelné emise z Varuny na blízkých infračervených a submilimetrových vlnových délkách, což brání přesnosti pozemních tepelných měření.

Pozemská pozorování poskytla přesnější tepelná měření, protože jsou schopna měřit tepelné emise v širokém rozsahu vlnových délek, které jsou normálně rušeny zemskou atmosférou. Předběžná tepelná měření pomocí Spitzera v roce 2005 poskytla vyšší omezení albedo 0,12 až 0,3, což odpovídá menšímu omezení průměru 450-750 km (280-470 mil). Další termální měření Spitzerem ve více vlnových délkách (pásmech) v roce 2007 přinesla průměrné odhady průměru kolem ~502 km a ~621 km pro jednopásmové, resp. dvoupásmové řešení dat. Z těchto výsledků byl přijat průměr 500 km (310 mil). Následná vícepásmová termální pozorování z Herschelovy kosmické observatoře v roce 2013 poskytla průměrný průměr 668+154
-86 km, což odpovídá předchozím omezením průměru Varuny.

ZákrytyRedakce

Předchozí pokusy o pozorování zákrytů hvězd Varunou v letech 2005 a 2008 byly neúspěšné kvůli nejistotám ve vlastním pohybu Varuny spolu s nežádoucími podmínkami pro pozorování. V roce 2010 byl zákryt Varuny úspěšně pozorován týmem astronomů pod vedením Bruna Sicardyho v noci 19. února. Zákryt byl pozorován z různých oblastí jižní Afriky a severovýchodní Brazílie. Přestože pozorování zákrytu z Jihoafrické republiky a Namibie měla negativní výsledky, pozorování z Brazílie, zejména z observatoře São Luís v Maranhão, úspěšně detekovala 52,5sekundový zákryt Varuny hvězdou 11,1 magnitudy. Zákryt poskytl délku chord 1003±9 km, což je poměrně velká hodnota ve srovnání se středními odhady průměru z termálních měření. Protože k zákrytu došlo v blízkosti maxima jasnosti Varuny, pozorovala se při zákrytu maximální zdánlivá plocha elipsoidního tvaru; během zákrytu byla pozorována nejdelší osa tvaru Varuny. São Luís se také nacházel velmi blízko předpovězené osy dráhy stínu Varuny, což znamená, že délka tětivy byla blízká nejdelší měřitelné délce během úkazu, což těsně omezuje možný maximální rovníkový průměr.

Výsledky téhož úkazu z Camalaú v Paraíbě, přibližně 450 km jižně (a na místě, které bylo předpovězeno jako nejjižnější část dráhy stínu), ukázaly 28sekundový zákryt, což odpovídá přibližně 535 km (332 mil) chordě, mnohem delší, než by se jinak dalo očekávat. V Quixadá, 255 km jižně od São Luís – mezi ním a Camalaú – byl však paradoxně výsledek negativní. Abychom vysvětlili negativní výsledky z Quixadá, byla zdánlivá oblatita (zploštění) Varuny stanovena na minimální hodnotu přibližně 0,56 (poměr stran c/a ≤ 0,44), což odpovídá minimálnímu polárnímu rozměru přibližně 441,3 km (274,2 mil) na základě uvedené délky chord 1003±9 km. Výsledná dolní hranice polárního rozměru Varuny je přibližně stejná jako dolní hranice poměru stran c/a Lacerda a Jewitta 0,45, kterou dříve vypočítali v roce 2007. Předběžná prezentace na konferenci, která byla přednesena před úplnou analýzou výsledků z Camalaú, dospěla k závěru, že výsledky ze São Luís a Quixadá společně naznačují, že pro Varunu je nutný výrazně protáhlý tvar.

Pozdější zákryty v letech 2013 a 2014 přinesly průměrné průměry 686 km (426 mil), resp. 670 km (420 mil). Střední průměr 678 km (421 mil), vypočtený z obou akordů ze zákrytů, se zdá být zdánlivě v souladu s termovizním měřením Spitzera a Herschela 668 km (415 mil). Zatímco zdánlivou oblatitu Varuny nebylo možné určit z jediného akordu získaného ze zákrytu v roce 2014, při zákrytu v roce 2013 byly získány dva akordy, což odpovídá zdánlivé oblatitě přibližně 0,29. Uložená oblatita pro délku akordu z roku 2013 686 km jako průměr Varuny odpovídá polárnímu rozměru přibližně 487 km (303 mil), což poněkud odpovídá vypočtenému minimálnímu polárnímu rozměru z roku 2010 441,3 km.

Spektra a povrchEdit

Porovnání velikostí, albeda a barev různých velkých transneptunických objektů. Šedé oblouky představují nejistoty velikosti objektu.

Umělecký koncept Varuny, zahrnující část toho, co je známo včetně jejího tvaru a zbarvení ze spektrální analýzy

Spektrum Varuny bylo poprvé analyzováno počátkem roku 2001 pomocí spektrometru NICS (Near Infrared Camera Spectrometer) na Národním teleskopu Galileo ve Španělsku. Spektrální pozorování Varuny v blízké infračervené oblasti vlnových délek ukázala, že povrch Varuny je mírně červený a vykazuje červený spektrální sklon mezi vlnovými délkami 0,9 a 1,8 μm. Spektrum Varuny rovněž vykazuje silné absorpční pásy na vlnových délkách 1,5 a 2 μm, což naznačuje přítomnost vodního ledu na jejím povrchu.

Červená barva povrchu Varuny je důsledkem fotolýzy organických sloučenin, které jsou ozařovány slunečním a kosmickým zářením. Při ozařování organických sloučenin, jako je metan, na povrchu Varuny vznikají tholiny, o nichž je známo, že snižují odrazivost jejího povrchu (albedo) a předpokládá se, že způsobují, že její spektrum se jeví jako bezbarvé. Ve srovnání s Huyou, která byla pozorována spolu s Varunou v roce 2001, se jeví méně červená a vykazuje více zjevných absorpčních pásů vodního ledu, což naznačuje, že povrch Varuny je relativně čerstvý a zachoval si na svém povrchu část původního materiálu. Čerstvý vzhled povrchu Varuny mohl být důsledkem srážek, které odhalily čerstvý vodní led pod vrstvou tholinů nad povrchem Varuny.

Další studium spekter Varuny v blízké infračervené oblasti vlnových délek v roce 2008 přineslo na rozdíl od dřívějších výsledků z roku 2001 bezvýrazné spektrum s modrým spektrálním sklonem. Spektra získaná v roce 2008 nevykazovala žádné jasné známky vodního ledu, což je v rozporu s výsledky z roku 2001. Rozpor mezi oběma výsledky byl interpretován jako náznak povrchových změn na Varuně, ačkoli tato možnost byla později vyloučena při studiu spekter Varuny v roce 2014. Výsledky z roku 2014 se přesně shodovaly s předchozími spektry získanými v roce 2001, z čehož vyplývá, že bezpříznaková spektra získaná v roce 2008 jsou pravděpodobně chybná.

Modely pro spektrum Varuny naznačují, že její povrch je s největší pravděpodobností tvořen směsí amorfních křemičitanů (25 %), komplexních organických sloučenin (35 %), amorfního uhlíku (15 %) a vodního ledu (25 %), s možností až 10 % metanového ledu. U objektu s velikostí podobnou Varuně nemohla být přítomnost těkavého metanu primordiální, protože Varuna není dostatečně hmotná na to, aby se na jejím povrchu udržely těkavé látky. Přítomnost metanu na povrchu Varuny by pravděpodobně vysvětlovala událost, ke které došlo později po jejím vzniku – například energetický impakt. V roce 2017 byla provedena další pozorování spekter Varuny v blízké infračervené oblasti na zařízení NASA Infrared Telescope Facility a na základě předběžné analýzy byly identifikovány absorpční prvky v pásmu 2,2 až 2,5 μm, které by mohly být spojeny s etanem a etylenem. Podle teorií zadržování těkavých látek formulovaných astronomy Schallerem a Brownem v roce 2007 je u těles střední velikosti, jako je Varuna, pravděpodobné, že těkavé látky, jako je etan a etylen, budou zadržovány více než lehčí těkavé látky, jako je metan.

JasnostEdit

Zjevná hvězdná velikost Varuny, její jasnost při pohledu ze Země, se pohybuje v rozmezí 19,5 až 20 magnitud. Při opozici může její zdánlivá hvězdná velikost dosáhnout až 20,3 magnitudy. Kombinací termovizních měření Spitzerova vesmírného dalekohledu a Herschelovy vesmírné observatoře v roce 2013 byla získána vizuální absolutní hvězdná velikost (HV) 3,76, která je srovnatelná s velikostí podobně velkého objektu Kuiperova pásu Ixion (HV=3,83). Varuna patří mezi dvacet nejjasnějších známých transneptunských objektů, přestože Minor Planet Center předpokládá absolutní hvězdnou velikost 3,6.

Povrch Varuny je tmavý, s naměřeným geometrickým albedem 0,127 na základě termálních pozorování z roku 2013. Geometrické albedo Varuny je podobné jako u možné trpasličí planety Quaoar, jejíž geometrické albedo je 0,109. Původně se předpokládalo, že Varuna má mnohem nižší geometrické albedo, protože první pozemní pozorování tepelných emisí Varuny v letech 2000 až 2005 odhadovala hodnoty albedo v rozmezí 0,04 až 0,07, což je asi osmkrát tmavší než albedo Pluta. Pozdější tepelná měření Varuny pomocí kosmických dalekohledů tato předchozí měření albedo vyvrátila: Spitzer naměřil vyšší geometrické albedo 0,116, zatímco další tepelná měření Spitzerem a Herschelem v roce 2013 odhadla geometrické albedo na 0,127.

Fotometrická pozorování Varuny v letech 2004 a 2005 byla provedena za účelem pozorování změn ve světelné křivce Varuny způsobených nárazy při opozici, kdy se fázový úhel Varuny při opozici blíží nule stupňů. Výsledky fotometrie ukázaly, že amplituda světelné křivky Varuny se snížila na 0.2 magnitudy při opozici, což je méně než její celková amplituda 0,42 magnitudy. Výsledky fotometrie rovněž ukázaly nárůst asymetrie světelné křivky Varuny v blízkosti opozice, což naznačuje změny rozptylových vlastností na jejím povrchu. Opoziční náběh Varuny se liší od náběhu temných planetek, který se v blízkosti opozice postupně zvýrazňuje, na rozdíl od úzkého opozičního náběhu Varuny, kdy se amplituda její světelné křivky prudce mění v rámci fázového úhlu 0,5 stupně. Opoziční náběhy jiných těles Sluneční soustavy se středním albedem se chovají podobně jako u Varuny, což nepřímo naznačuje, že Varuna by mohla mít vyšší albedo, na rozdíl od pozemských odhadů albeda. Tato domněnka o vyšším albedu Varuny byla potvrzena při následných tepelných měřeních Spitzerem a Herschelem.

Vnitřní strukturaEdit

Varuna má podle odhadů objemovou hustotu 0,992 g/cm3, což je nepatrně méně než voda (1 g/cm3). Nízká objemová hmotnost Varuny je pravděpodobně způsobena porézní vnitřní strukturou složenou z téměř proporcionálního poměru vodního ledu a horniny. Pro vysvětlení její porézní vnitřní struktury a složení navrhli Lacerda a Jewitt, že Varuna může mít zrnitou vnitřní strukturu. Předpokládá se, že zrnitá vnitřní struktura Varuny je výsledkem zlomů způsobených minulými srážkami, které byly pravděpodobně zodpovědné za její rychlou rotaci. Je známo, že podobně nízkou hustotu mají i další objekty včetně Saturnových měsíců Tethys a Iapetus, které mají porézní vnitřní strukturu a složení převážně z vodního ledu a hornin. William Grundy a jeho kolegové navrhli, že tmavé TNO s nízkou hustotou v rozmezí velikostí přibližně 400-1 000 km (250-620 mil) jsou přechodem mezi menšími, porézními (a tedy málo hustými) tělesy a většími, hustšími, jasnějšími a geologicky diferencovanými planetárními tělesy (jako jsou trpasličí planety). Vnitřní struktury TNO s nízkou hustotou, jako je například Varuna, se diferencovaly jen částečně, protože jejich pravděpodobné kamenné nitro nedosáhlo od svého vzniku dostatečné teploty, aby se roztavilo a zhroutilo do pórových prostor. V důsledku toho zůstala většina TNO střední velikosti vnitřně porézní, což vedlo k nízké hustotě. V tomto případě nemusí být Varuna v hydrostatické rovnováze.

.