20000 Varuna

Größe und FormBearbeiten

Varuna im Vergleich zur Erde und zum Mond

Auf Grund seiner schnellen Rotation, ist die Form von Varuna zu einem dreiachsigen Ellipsoid deformiert. Angesichts der schnellen Rotation, die bei so großen Objekten selten ist, wird Varunas Form als Jacobi-Ellipsoid mit einem Seitenverhältnis von a/b von etwa 1,5-1,6 beschrieben (wobei Varunas längste Halbachse a 1,5-1,6 mal länger ist als seine Halbachse b). Die Untersuchung von Varunas Lichtkurve hat ergeben, dass das beste Modell für Varunas Form ein triaxiales Ellipsoid ist, bei dem die Halbachsen a, b und c in einem Verhältnis im Bereich von b/a = 0,63-0,80 und c/a = 0,45-0,52 liegen.

Aufgrund von Varunas ellipsoidischer Form haben mehrere Beobachtungen unterschiedliche Schätzungen für seinen Durchmesser geliefert, die von 500-1.000 km (310-620 mi) reichen. Die meisten Schätzungen des Durchmessers von Varuna wurden durch die Messung seiner thermischen Emission ermittelt, obwohl die Größenschätzungen aufgrund der höheren Albedos, die durch weltraumgestützte thermische Messungen ermittelt wurden, auf kleinere Werte eingeschränkt wurden. Beobachtungen von Sternbedeckungen durch Varuna haben ebenfalls zu unterschiedlichen Größenschätzungen geführt. Eine Bedeckung durch Varuna im Februar 2010 ergab eine Sehnenlänge von 1.003 km, die auf die längste Achse zurückgeführt wird. Spätere Bedeckungen in den Jahren 2013 und 2014 ergaben mittlere Durchmesser von 686 km bzw. 670 km.

Seit der Entdeckung von Varuna wurde Haumea entdeckt, ein weiteres größeres, schnell rotierendes (3,9 h) Objekt, das mehr als doppelt so groß ist wie Varuna, und von dem man ebenfalls annimmt, dass es eine längliche Form hat, wenn auch etwas weniger ausgeprägt (geschätzte Verhältnisse von b/a = 0,76~0.88 und c/a = 0,50~0,55, möglicherweise aufgrund einer höheren geschätzten Dichte von ca. 1,757-1,965 g/cm3).

Möglicher ZwergplanetenstatusEdit

Die Internationale Astronomische Union hat Varuna nicht als Zwergplaneten klassifiziert und hat sich seit der Anerkennung von Makemake und Haumea im Jahr 2008 nicht mit der Möglichkeit befasst, weitere Zwergplaneten offiziell zu akzeptieren. Der Astronom Gonzalo Tancredi hält Varuna für einen wahrscheinlichen Kandidaten, da man davon ausgeht, dass seine Dichte größer oder gleich der von Wasser (1 g/cm3) ist, damit er sich als Jacobi-Ellipsoid im hydrostatischen Gleichgewicht befinden kann. Tancredi hat jedoch keine direkte Empfehlung für seine Einstufung als Zwergplanet abgegeben. Der amerikanische Astronom Michael Brown hält es für sehr wahrscheinlich, dass Varuna ein Zwergplanet ist und stuft ihn an der Schwelle zu „sehr wahrscheinlich“ ein. Auf der Grundlage eines bestangepassten Jacobi-Ellipsoidmodells für Varuna schätzen Lacerda und Jewitt, dass Varuna eine geringe Dichte von 0,992 g/cm3 hat, was etwas unter dem Tancredi-Mindestdichtekriterium liegt. Trotzdem wurde in ihrem Modell angenommen, dass sich Varuna im hydrostatischen Gleichgewicht befindet. Der Astronom William Grundy und seine Kollegen schlugen vor, dass dunkle TNOs mit geringer Dichte im Größenbereich von etwa 400-1.000 km wahrscheinlich teilweise differenziert sind und ein poröses und felsiges Inneres haben. Während das Innere mittelgroßer TNOs wie Varuna wahrscheinlich durch die Schwerkraft kollabiert ist, blieb die Oberfläche unkomprimiert, was darauf hindeutet, dass Varuna sich möglicherweise nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befindet.

Thermische MessungenEdit

Bodenbeobachtungen der thermischen Emission von Varuna in den Jahren 2000 bis 2005 ergaben große Durchmesserschätzungen, die von 900 km bis 1.060 km reichten, womit Varuna mit der Größe von Ceres vergleichbar ist. Im Gegensatz zu den bodengestützten Schätzungen ergaben die weltraumgestützten thermischen Beobachtungen des Weltraumteleskops Spitzer einen geringeren Durchmesser von 450-750 km (280-470 Meilen). Die Diskrepanz zwischen den bodengestützten und den weltraumgestützten Größenschätzungen ist auf die begrenzten beobachtbaren Wellenlängen für bodengestützte Beobachtungen zurückzuführen, die durch die Absorption der Erdatmosphäre bedingt sind. Entfernte transneptunische Objekte wie Varuna emittieren aufgrund ihrer niedrigen Temperaturen von Natur aus Wärmestrahlung bei längeren Wellenlängen. Bei langen Wellenlängen kann die Wärmestrahlung jedoch die Erdatmosphäre nicht durchdringen, und bodengestützte Beobachtungen konnten nur schwache Wärmestrahlung von Varuna im nahen Infrarot und im Submillimeterbereich messen, was die Genauigkeit bodengestützter Wärmemessungen beeinträchtigte.

Weltraumgestützte Beobachtungen lieferten genauere Wärmemessungen, da sie in der Lage sind, Wärmestrahlung bei einem breiten Spektrum von Wellenlängen zu messen, die normalerweise von der Erdatmosphäre gestört werden. Vorläufige thermische Messungen mit Spitzer im Jahr 2005 ergaben eine höhere Albedo-Beschränkung von 0,12 bis 0,3, was einer kleineren Durchmesser-Beschränkung von 450-750 km entspricht. Weitere thermische Spitzer-Messungen in mehreren Wellenlängenbereichen (Bändern) im Jahr 2007 ergaben mittlere Durchmesserschätzungen von ~502 km und ~621 km für eine Einband- bzw. Zweibandlösung für die Daten. Auf der Grundlage dieser Ergebnisse wurde ein mittlerer Durchmesser von 500 km (310 Meilen) angenommen. Nachfolgende thermische Multiband-Beobachtungen des Herschel Space Observatory im Jahr 2013 ergaben einen mittleren Durchmesser von 668+154
-86 km, der mit den früheren Angaben zu Varunas Durchmesser übereinstimmt.

BedeckungenBearbeiten

Vorangegangene Versuche, 2005 und 2008 Sternbedeckungen durch Varuna zu beobachten, waren aufgrund von Unsicherheiten in Varunas Eigenbewegung und unerwünschten Beobachtungsbedingungen erfolglos. Im Jahr 2010 wurde eine Bedeckung durch Varuna von einem Astronomenteam unter der Leitung von Bruno Sicardy in der Nacht des 19. Februar erfolgreich beobachtet. Die Bedeckung wurde von verschiedenen Regionen im südlichen Afrika und im nordöstlichen Brasilien aus beobachtet. Während die Beobachtungen der Bedeckung von Südafrika und Namibia aus negativ ausfielen, gelang es den Beobachtern in Brasilien, insbesondere in São Luís in Maranhão, eine 52,5 Sekunden dauernde Bedeckung eines Sterns der Größe 11,1 durch Varuna zu entdecken. Die Bedeckung ergab eine Sehnenlänge von 1003±9 km, was im Vergleich zu den mittleren Durchmesserschätzungen aus thermischen Messungen recht groß ist. Da die Bedeckung in der Nähe von Varunas maximaler Helligkeit stattfand, wurde bei der Bedeckung die maximale scheinbare Oberfläche für eine ellipsoide Form beobachtet; die längste Achse von Varunas Form wurde während der Bedeckung beobachtet. São Luís befand sich auch sehr nahe an der vorhergesagten Mittellinie von Varunas Schattenbahn, was bedeutet, dass die Sehnenlänge nahe an der längsten während des Ereignisses messbaren war, was den möglichen maximalen Äquatorialdurchmesser stark einschränkt.

Die Ergebnisse desselben Ereignisses von Camalaú, Paraíba, etwa 450 km südlich (und an der vorhergesagten südlichen Grenze der Schattenbahn), zeigten eine 28-Sekunden-Bedeckung, was einer Sehne von etwa 535 km entspricht, die viel länger ist, als sonst zu erwarten gewesen wäre. Quixadá, 255 km südlich von São Luís – zwischen São Luís und Camalaú – zeigte jedoch paradoxerweise ein negatives Ergebnis. Um die negativen Ergebnisse von Quixadá zu erklären, wurde die scheinbare Abplattung von Varuna auf einen Mindestwert von etwa 0,56 festgelegt (Seitenverhältnis c/a ≤ 0,44), was einer minimalen polaren Ausdehnung von etwa 441,3 km entspricht, basierend auf der gegebenen Sehnenlänge von 1003±9 km. Die sich daraus ergebende untere Schranke für die polare Ausdehnung von Varuna entspricht in etwa der unteren Schranke von Lacerda und Jewitt für das Seitenverhältnis c/a von 0,45, die sie 2007 berechnet haben. Eine vorläufige Konferenzpräsentation, die gehalten wurde, bevor die Camalaú-Ergebnisse vollständig analysiert wurden, kam zu dem Schluss, dass die Ergebnisse von São Luís und Quixadá zusammengenommen darauf hindeuten, dass Varuna eine signifikant längliche Form haben muss.

Spätere Bedeckungen in den Jahren 2013 und 2014 ergaben einen mittleren Durchmesser von 686 km bzw. 670 km. Der aus den beiden Sehnen der Bedeckungen berechnete mittlere Durchmesser von 678 km (421 mi) scheint mit der thermischen Messung von Spitzer und Herschel von 668 km (415 mi) übereinzustimmen. Während die scheinbare Abplattung von Varuna aus der einzelnen Sehne der Bedeckung von 2014 nicht bestimmt werden konnte, ergaben sich bei der Bedeckung von 2013 zwei Sehnen, die einer scheinbaren Abplattung von etwa 0,29 entsprechen. Die auferlegte Abplattung für die 2013er Sehnenlänge von 686 km als Varunas Durchmesser entspricht einer polaren Ausdehnung von etwa 487 km, was in etwa mit der 2010 berechneten minimalen polaren Ausdehnung von 441,3 km übereinstimmt.

Spektren und OberflächeBearbeiten

Vergleich von Größe, Albedo und Farben verschiedener großer transneptunischer Objekte. Die grauen Bögen stellen die Unsicherheiten der Objektgröße dar.

Künstlerisches Konzept von Varuna, das einige der aus der Spektralanalyse bekannten Merkmale wie Form und Farbe enthält

Das Spektrum von Varuna wurde erstmals Anfang 2001 mit dem Nahinfrarotkamera-Spektrometer (NICS) am Galileo-Nationalteleskop in Spanien analysiert. Spektralbeobachtungen von Varuna bei Wellenlängen im nahen Infrarot ergaben, dass die Oberfläche von Varuna mäßig rot ist und eine rote Spektralneigung zwischen dem Wellenlängenbereich von 0,9 und 1,8 μm aufweist. Varunas Spektrum zeigt auch starke Absorptionsbanden bei Wellenlängen von 1,5 und 2 μm, was auf das Vorhandensein von Wassereis auf seiner Oberfläche hinweist.

Die rote Farbe von Varunas Oberfläche resultiert aus der Photolyse von organischen Verbindungen, die durch Sonnenlicht und kosmische Strahlung bestrahlt werden. Die Bestrahlung von organischen Verbindungen wie Methan auf Varunas Oberfläche erzeugt Tholine, von denen bekannt ist, dass sie das Reflexionsvermögen (Albedo) der Oberfläche verringern und vermutlich dazu führen, dass das Spektrum des Sterns unscheinbar erscheint. Im Vergleich zu Huya, der zusammen mit Varuna im Jahr 2001 beobachtet wurde, erscheint er weniger rot und zeigt mehr offensichtliche Wassereis-Absorptionsbanden, was darauf hindeutet, dass Varunas Oberfläche relativ frisch ist und einen Teil des ursprünglichen Materials in seiner Oberfläche bewahrt hat. Das frische Aussehen von Varunas Oberfläche könnte von Kollisionen herrühren, die frisches Wassereis unter Varunas Tholinenschicht über seiner Oberfläche freigelegt haben.

Eine weitere Untersuchung von Varunas Spektren im nahen Infrarot im Jahr 2008 ergab ein eigenschaftsloses Spektrum mit einer blauen Spektralneigung, im Gegensatz zu früheren Ergebnissen im Jahr 2001. Die 2008 erhaltenen Spektren zeigten keine eindeutigen Hinweise auf Wassereis, was im Widerspruch zu den Ergebnissen von 2001 steht. Die Diskrepanz zwischen den beiden Ergebnissen wurde als Hinweis auf Oberflächenvariationen auf Varuna interpretiert, obwohl diese Möglichkeit später durch eine 2014 durchgeführte Studie der Spektren von Varuna ausgeschlossen wurde. Die Ergebnisse aus dem Jahr 2014 stimmten gut mit den früheren Spektren aus dem Jahr 2001 überein, was bedeutet, dass die 2008 erhaltenen Spektren wahrscheinlich falsch sind.

Modelle für das Spektrum von Varuna deuten darauf hin, dass seine Oberfläche höchstwahrscheinlich aus einer Mischung aus amorphen Silikaten (25 %), komplexen organischen Verbindungen (35 %), amorphem Kohlenstoff (15 %) und Wassereis (25 %) besteht, mit einer Möglichkeit von bis zu 10 % Methaneis. Bei einem Objekt mit einer ähnlichen Größe wie Varuna kann das Vorhandensein von flüchtigem Methan nicht ursprünglich sein, da Varuna nicht massiv genug ist, um flüchtige Stoffe auf seiner Oberfläche zu halten. Ein Ereignis, das sich nach der Entstehung von Varuna ereignet hat – wie etwa ein energetischer Einschlag – würde wahrscheinlich das Vorhandensein von Methan auf der Oberfläche von Varuna erklären. Zusätzliche Nahinfrarot-Beobachtungen von Varunas Spektren wurden 2017 mit dem NASA-Infrarotteleskop durchgeführt und haben Absorptionsmerkmale zwischen 2,2 und 2,5 μm identifiziert, die nach einer vorläufigen Analyse mit Ethan und Ethylen in Verbindung gebracht werden könnten. Bei mittelgroßen Körpern wie Varuna werden flüchtige Stoffe wie Ethan und Ethylen wahrscheinlich zurückgehalten als leichtere flüchtige Stoffe wie Methan, wie es die Astronomen Schaller und Brown 2007 formulierten.

HelligkeitBearbeiten

Varunas scheinbare Helligkeit, seine Helligkeit von der Erde aus gesehen, schwankt zwischen 19,5 und 20 Magnituden. Bei Opposition kann seine scheinbare Helligkeit bis zu 20,3 Magnituden erreichen. Kombinierte thermische Messungen des Spitzer-Weltraumteleskops und des Herschel-Weltraumobservatoriums im Jahr 2013 ergaben eine visuelle absolute Helligkeit (HV) von 3,76, vergleichbar mit der des ähnlich großen Kuipergürtelobjekts Ixion (HV=3,83). Varuna gehört zu den zwanzig hellsten bekannten transneptunischen Objekten, obwohl das Minor Planet Center von einer absoluten Helligkeit von 3,6 ausgeht.

Die Oberfläche von Varuna ist dunkel, mit einer gemessenen geometrischen Albedo von 0,127 basierend auf thermischen Beobachtungen im Jahr 2013. Varunas geometrische Albedo ist ähnlich wie die des möglichen Zwergplaneten Quaoar, der eine geometrische Albedo von 0,109 hat. Ursprünglich ging man davon aus, dass Varuna eine viel geringere geometrische Albedo hat, da frühe Bodenbeobachtungen von Varunas thermischen Emissionen aus den Jahren 2000 bis 2005 Albedo-Werte zwischen 0,04 und 0,07 ergaben, was etwa achtmal dunkler ist als die Albedo von Pluto. Spätere thermische Messungen von Varuna mit weltraumgestützten Teleskopen widerlegten diese früheren Albedo-Messungen: Mit Spitzer wurde eine höhere geometrische Albedo von 0,116 gemessen, während weitere thermische Messungen von Spitzer und Herschel im Jahr 2013 eine geometrische Albedo von 0,127 ergaben.

Photometrische Beobachtungen von Varuna in den Jahren 2004 und 2005 wurden durchgeführt, um Veränderungen in Varunas Lichtkurve zu beobachten, die durch Oppositionsschwankungen verursacht werden, wenn sich der Phasenwinkel von Varuna bei der Opposition Null Grad nähert. Die photometrischen Ergebnisse zeigten, dass die Amplitude der Lichtkurve von Varuna auf 0 abgenommen hatte.2 Magnituden bei Opposition, weniger als seine Gesamtamplitude von 0,42 Magnituden. Die Ergebnisse der Photometrie zeigen auch eine zunehmende Asymmetrie von Varunas Lichtkurve in Oppositionsnähe, was auf Variationen der Streueigenschaften auf seiner Oberfläche hinweist. Die Oppositionswelle von Varuna unterscheidet sich von denen dunkler Asteroiden, die in Oppositionsnähe allmählich ausgeprägter werden, im Gegensatz zu Varunas schmaler Oppositionswelle, bei der sich die Amplitude seiner Lichtkurve innerhalb eines Phasenwinkels von 0,5 Grad stark ändert. Die Oppositionswellen anderer Sonnensystemkörper mit mäßiger Albedo verhalten sich ähnlich wie bei Varuna, was indirekt darauf hindeutet, dass Varuna im Gegensatz zu bodengebundenen Albedoschätzungen eine höhere Albedo haben könnte. Diese Vermutung einer höheren Albedo für Varuna wurde durch spätere thermische Messungen von Spitzer und Herschel bestätigt.

Innere StrukturBearbeiten

Varuna hat eine geschätzte Schüttdichte von 0,992 g/cm3, geringfügig weniger als die von Wasser (1 g/cm3). Die geringe Schüttdichte von Varuna ist wahrscheinlich auf eine poröse innere Struktur zurückzuführen, die aus einem nahezu proportionalen Verhältnis von Wassereis und Gestein besteht. Um die poröse innere Struktur und Zusammensetzung zu erklären, schlugen Lacerda und Jewitt vor, dass Varuna eine körnige innere Struktur haben könnte. Es wird angenommen, dass Varunas körnige innere Struktur durch Brüche entstanden ist, die durch frühere Kollisionen verursacht wurden, die wahrscheinlich für seine schnelle Rotation verantwortlich sind. Auch von anderen Objekten wie den Saturnmonden Tethys und Iapetus ist bekannt, dass sie eine ähnlich niedrige Dichte, eine poröse innere Struktur und eine Zusammensetzung haben, die überwiegend aus Wassereis und Gestein besteht. William Grundy und Kollegen schlugen vor, dass dunkle TNOs mit geringer Dichte in einem Größenbereich von etwa 400-1.000 km einen Übergang zwischen kleineren, porösen (und damit wenig dichten) Körpern und größeren, dichteren, helleren und geologisch differenzierten planetarischen Körpern (wie Zwergplaneten) darstellen. Die inneren Strukturen von TNOs mit geringer Dichte, wie z. B. Varuna, haben sich nur teilweise ausdifferenziert, da ihr wahrscheinlich felsiges Inneres seit der Entstehung noch nicht genügend Temperaturen erreicht hatte, um zu schmelzen und in Porenräume zu kollabieren. Infolgedessen sind die meisten mittelgroßen TNOs in ihrem Inneren porös geblieben, was zu niedrigen Dichten führt. In diesem Fall befindet sich Varuna möglicherweise nicht im hydrostatischen Gleichgewicht.