20000 Varuna

Koko ja muotoEdit

Varuna verrattuna Maahan ja Kuuhun

Nopean pyörimisensä vuoksi, Varunan muoto deformoituu kolmiakseliseksi ellipsoidiksi. Ottaen huomioon nopean pyörimisen, joka on harvinaista näin suurille kohteille, Varunan muotoa kuvataan Jacobi-ellipsoidina, jonka a/b-suuntainen suhdeluku on noin 1,5-1,6 (jossa Varunan pisin puoliakseli a on 1,5-1,6 kertaa pidempi kuin sen b-puoliakseli). Varunan valokäyrän tutkiminen on osoittanut, että Varunan muotoon parhaiten sopiva malli on kolmiakselinen ellipsoidi, jonka puoliakselien a, b ja c suhteet ovat välillä b/a = 0,63-0,80 ja c/a = 0,45-0,52.

Varunan ellipsoidisen muodon vuoksi Varunan läpimitasta on saatu useista havainnoista poikkeavia arvioita, jotka vaihtelevat välillä 500-1 000 km (310-620 mi). Useimmat Varunan halkaisija-arviot määritettiin mittaamalla sen lämpösäteilyä, vaikka kokoarvioita on rajoitettu pienempiin arvoihin avaruuspohjaisissa lämpömittauksissa määritettyjen korkeampien albedojen vuoksi. Myös Varunan tähtien peittymishavainnoista on saatu vaihtelevia kokoarvioita. Varunan helmikuussa 2010 tapahtuneen peittymisen yhteydessä saatiin 1 003 kilometrin (623 mi) pituinen jousi, joka on päätelty sen pisimmän akselin poikki. Myöhemmät peittymiset vuosina 2013 ja 2014 antoivat keskimääräisiksi halkaisijoiksi 686 km (426 mi) ja 670 km (420 mi).

Varunan löytämisen jälkeen on löydetty Haumea, toinen suurempi nopeasti (3,9 h) pyörivä kohde, joka on yli kaksi kertaa Varunan kokoinen, ja sen uskotaan myös olevan muodoltaan pitkänomainen, joskin hieman vähemmän voimakas (arvioitu suhde b/a = 0,76~0.88 ja c/a = 0,50~0,55, mahdollisesti johtuen suuremmasta arvioidusta tiheydestä noin 1,757-1,965 g/cm3).

Mahdollinen kääpiöplaneetan statusMuutos

Kansainvälinen Tähtitieteellinen liitto ei ole luokitellut Varunaa kääpiöplaneetaksi eikä ole käsitellyt mahdollisuutta hyväksyä virallisesti lisää kääpiöplaneettoja sen jälkeen, kun Makemake ja Haumea hyväksyttiin vuonna 2008. Tähtitieteilijä Gonzalo Tancredi pitää Varunaa todennäköisenä ehdokkaana, koska sen tiheyden uskottiin olevan suurempi tai yhtä suuri kuin veden tiheys (1 g/cm3), jotta se olisi hydrostaattisessa tasapainossa Jacobi-ellipsoidina. Tancredi ei kuitenkaan ole antanut suoraa suositusta sen sisällyttämisestä kääpiöplaneetaksi. Amerikkalainen tähtitieteilijä Michael Brown pitää Varunaa erittäin todennäköisenä kääpiöplaneettana. Lacerda ja Jewitt arvioivat Varunalle parhaiten sopivan Jacobi-ellipsoidimallin perusteella, että Varunan tiheys on 0,992 g/cm3 , mikä on hieman vähemmän kuin Tancredin vähimmäistiheyskriteeri. Tästä huolimatta Varunan oletettiin heidän mallissaan olevan hydrostaattisessa tasapainossa. Tähtitieteilijä William Grundy ja hänen kollegansa ehdottivat, että tummat, pienitiheyksiset TNO:t, joiden koko on noin 400-1 000 kilometriä, ovat todennäköisesti osittain erilaistuneita ja niiden sisäosat ovat huokoisia ja kivisiä. Vaikka Varunan kaltaisten keskikokoisten TNO:iden sisukset olivat todennäköisesti romahtaneet painovoiman vaikutuksesta, pinta pysyi kokoonpuristumattomana, mikä viittaa siihen, että Varuna ei ehkä ole hydrostaattisessa tasapainossa.

LämpömittauksetEdit

Varunan lämpösäteilyä vuosina 2000-2005 havainneilla maan pinnalla saatiin arviot suuresta läpimitasta, joka vaihteli 900 km:stä 1060 km:iin, mikä tekee siitä vertailukelpoisen Ceresin koon. Toisin kuin maanpäälliset arviot, Spitzer-avaruusteleskoopin avaruuspohjaiset lämpöhavainnot antoivat pienemmän halkaisijan (450-750 km). Ero maanpäällisten ja avaruuspohjaisten kokoarvioiden välillä johtuu maanpäällisten havaintojen rajallisista aallonpituuksista, jotka johtuvat Maan ilmakehän absorptiosta. Kaukana olevat transneptunuksenkaltaiset kohteet, kuten Varuna, lähettävät luonnostaan lämpösäteilyä pidemmillä aallonpituuksilla, koska niiden lämpötila on alhainen. Pitkillä aallonpituuksilla lämpösäteily ei kuitenkaan pääse Maan ilmakehän läpi, ja maanpäällisillä havainnoilla pystyttiin mittaamaan Varunan heikkoja lämpösäteilyä vain lähi-infrapuna- ja submillimetriaallonpituuksilla, mikä haittasi maanpäällisten lämpömittausten tarkkuutta.

Avaruushavainnoinnilla saatiin tarkempia lämpömittaustuloksia, sillä niillä pystytään mittaamaan lämpösäteilyä laajalla aallonpituusalueella, jota Maan ilmakehä normaalisti häiritsee. Alustavat lämpömittaukset Spitzerillä vuonna 2005 antoivat korkeamman albedorajoituksen 0,12-0,3, mikä vastaa pienempää halkaisijarajoitusta 450-750 km (280-470 mi). Spitzerin lisälämpömittaukset useilla aallonpituusalueilla (kaistoilla) vuonna 2007 antoivat keskimääräisen halkaisija-arvion, joka oli noin ~502 km ja ~621 km, kun aineisto ratkaistiin yhdellä kaistalla ja kahdella kaistalla. Näiden tulosten perusteella hyväksytty keskihalkaisija oli 500 km (310 mi). Herschel-avaruusobservatorion vuonna 2013 tekemät monikaistaiset lämpöhavainnot antoivat keskimääräiseksi halkaisijaksi 668+154
-86 km, mikä vastaa Varunan halkaisijan aiempia rajoituksia.

PeittymisetEdit

Varunan aiemmat havainnointiyritykset tähtipeittymisten havaitsemiseksi Varunan kohdalla vuosina 2005 ja 2008 epäonnistuivat Varunan ominaistaivutusliikkeeseen liittyvien epävarmuustekijöiden sekä havainnoinnissa epäsuotuisien olosuhteiden vuoksi. Vuonna 2010 Bruno Sicardyn johtama tähtitieteilijäryhmä havaitsi onnistuneesti Varunan peittymisen 19. helmikuuta yöllä. Peittyminen havaittiin eri puolilta eteläistä Afrikkaa ja Koillis-Brasiliaa. Vaikka Etelä-Afrikasta ja Namibiasta tehdyistä havainnoista saatiin negatiivisia tuloksia, Brasiliasta, erityisesti São Luísista Maranhãossa, tehdyissä havainnoissa havaittiin menestyksekkäästi Varunan 52,5 sekunnin mittainen 11,1 magnitudin tähden peittyminen. Okkultoituminen tuotti 1003±9 kilometrin pituisen säikeen, joka on melko suuri verrattuna lämpömittauksista saatuihin keskimääräisiin halkaisija-arvioihin. Koska peittyminen tapahtui lähellä Varunan maksimikirkkautta, peittymisessä havaittiin ellipsinmuotoisen muodon suurin näennäinen pinta-ala; Varunan muodon pisin akseli havaittiin peittymisen aikana. São Luís sijaitsi myös hyvin lähellä Varunan varjopolun ennustettua keskilinjaa, mikä tarkoittaa, että jousen pituus oli lähellä pisintä tapahtuman aikana mitattavissa olevaa pituutta, mikä rajoittaa tarkasti mahdollista suurinta päiväntasaajan halkaisijaa.

Tulokset samasta tapahtumasta Camalaústa, Paraibasta, noin 450 km (280 mi) etelään (ja varjon kulkureitin eteläisimmäksi ennustetussa kohdassa), osoittivat 28 sekunnin peittymisen, joka vastaa noin 535 km:n (332 mi) mittaista janaa, joka on paljon pidempi kuin muuten olisi voitu odottaa. Quixadá, 255 km São Luísista etelään – sen ja Camalaú’n välissä – antoi kuitenkin päinvastoin negatiivisen tuloksen. Quixadán negatiivisten tulosten selittämiseksi Varunan näennäinen litteys asetettiin minimiarvoksi noin 0,56 (sivusuhde c/a ≤ 0,44), mikä vastaa noin 441,3 kilometrin (274,2 mi) pienintä polaarista ulottuvuutta, joka perustuu annettuun 1003±9 kilometrin pituiseen janaan. Näin saatu Varunan polaarimitan alaraja on suunnilleen sama kuin Lacerdan ja Jewittin aiemmin vuonna 2007 laskema c/a-suuntaussuhteen alaraja 0,45. Tämä alaraja on sama kuin Lacerdan ja Jewittin aiemmin vuonna 2007 laskema c/a-suuntaussuhteen alaraja 0,45. Alustavassa konferenssiesityksessä, joka pidettiin ennen Camalaú-tulosten täydellistä analysointia, todettiin, että São Luís- ja Quixadá-tulokset yhdessä viittasivat siihen, että Varunalta vaaditaan huomattavan pitkänomainen muoto.

Myöhemmät peittymiset vuosina 2013 ja 2014 tuottivat keskihalkaisijaltaan 686 km:n ja 670 km:n keskiarvot. 678 km:n (421 mi) keskihalkaisija, joka on laskettu molemmista peittymisistä saaduista akordeista, näyttää olevan näennäisesti sopusoinnussa Spitzerin ja Herschelin lämpömittauksen 668 km:n (415 mi) kanssa. Varunan näennäistä latteutta ei voitu määrittää vuoden 2014 peittymisestä saadusta yhdestä soinnusta, mutta vuoden 2013 peittymisestä saatiin kaksi sointua, jotka vastaavat noin 0,29:n näennäistä latteutta. Vuoden 2013 akordin pituuden 686 km:n määrittämä oblatenssi Varunan halkaisijana vastaa noin 487 km:n polaarimittaa, mikä on jokseenkin yhdenmukainen vuoden 2010 lasketun 441,3 km:n minimipolaarimitan kanssa.

Spektrit ja pintaEdit

Useiden erilaisten suurten transneptunialaisten objektien koon, albedon ja värien vertailu. Harmaat kaaret kuvaavat kohteen koon epävarmuutta.

Taidekäsitys Varunasta, johon on sisällytetty joitakin spektrianalyysistä saatuja tietoja, mukaan lukien sen muoto ja väri

Varunan spektri analysoitiin ensimmäisen kerran alkuvuodesta 2001 Espanjassa sijaitsevan Galileon kansallisen teleskoopin lähi-infrapuna-alan kameralle (Near Infrared Camera Spectrometer, NICS). Varunan spektrihavainnot lähi-infrapunan aallonpituuksilla osoittivat, että Varunan pinta on kohtalaisen punainen ja siinä näkyy punainen spektrinen kaltevuus aallonpituusalueella 0,9-1,8 μm. Varunan spektrissä on myös voimakkaita absorptiokaistoja 1,5 ja 2 μm:n aallonpituuksilla, mikä viittaa vesijään esiintymiseen sen pinnalla.

Varunan pinnan punainen väri johtuu auringonvalon ja kosmisten säteiden säteilyttämien orgaanisten yhdisteiden fotolyysistä. Orgaanisten yhdisteiden, kuten metaanin, säteilytys Varunan pinnalla tuottaa tholiineja, joiden tiedetään vähentävän sen pinnan heijastuskykyä (albedo) ja joiden odotetaan aiheuttavan sen spektrin näyttävän piirteettömältä. Verrattuna Huyaan, joka havaittiin yhdessä Varunan kanssa vuonna 2001, se näyttää vähemmän punaiselta ja siinä on enemmän näkyviä vesijään absorptiokaistoja, mikä viittaa siihen, että Varunan pinta on suhteellisen tuore ja on säilyttänyt osan alkuperäisestä materiaalista pinnallaan. Varunan pinnan tuore ulkonäkö on saattanut johtua törmäyksistä, jotka ovat paljastaneet tuoretta vesijäätä Varunan pinnan yläpuolella olevan tholiinikerroksen alta.

Toinen tutkimus Varunan spektristä lähi-infrapuna-aallonpituuksilla vuonna 2008 tuotti piirteettömän spektrin, jonka spektrin kaltevuus on sininen, toisin kuin aiemmat tulokset vuonna 2001. Vuonna 2008 saadut spektrit eivät antaneet selvää viitteitä vesijäästä, mikä on ristiriidassa vuoden 2001 tulosten kanssa. Näiden kahden tuloksen välinen ristiriita tulkittiin osoitukseksi Varunan pinnan vaihtelusta, vaikka tämä mahdollisuus suljettiin myöhemmin pois Varunan spektreistä vuonna 2014 tehdyssä tutkimuksessa. Vuoden 2014 tulokset vastasivat tarkasti aiempia, vuonna 2001 saatuja spektrejä, mikä viittaa siihen, että vuonna 2008 saatu piirteetön spektri on todennäköisesti virheellinen.

Mallit Varunan spektrille viittaavat siihen, että sen pinta muodostuu todennäköisimmin amorfisten silikaattien (25 %), monimutkaisten orgaanisten yhdisteiden (35 %), amorfisen hiilen (15 %) ja vesijään (25 %) sekoituksesta, ja siinä voi olla jopa 10 % metaanijäätä. Haihtuvan metaanin esiintyminen Varunan kokoisessa kohteessa ei voi olla alkukantaista, sillä Varuna ei ole tarpeeksi massiivinen säilyttääkseen haihtuvia aineita pinnallaan. Varunan muodostumisen jälkeen myöhemmin tapahtunut tapahtuma, kuten energinen törmäys, selittäisi todennäköisesti metaanin esiintymisen Varunan pinnalla. Varunan spektristä tehtiin lisää lähi-infrapunahavaintoja NASAn infrapunateleskooppilaitoksella vuonna 2017, ja niissä on havaittu 2,2 ja 2,5 μm:n välillä absorptiopiirteitä, jotka alustavan analyysin perusteella saattavat liittyä etaaniin ja etyleeniin. Varunan kaltaisissa keskikokoisissa kappaleissa etaanin ja etyleenin kaltaiset haihtuvat aineet todennäköisesti säilyvät kevyempiä haihtuvia aineita, kuten metaania, paremmin kuin kevyemmät haihtuvat aineet, kuten metaani, tähtitieteilijöiden Schallerin ja Brownin vuonna 2007 muotoilemien haihtuvien aineiden säilymistä koskevien teorioiden mukaan.

KirkkausMuokkaa

Varunan näennäinen magnitudi, eli sen kirkkaus Maasta katsottuna, vaihtelee 19,5:stä 20:een magnitudiin. Oppositiossa sen näennäinen magnitudi voi nousta jopa 20,3 magnitudiin. Spitzer-avaruusteleskoopin ja Herschel-avaruusobservatorion vuonna 2013 tekemien yhdistettyjen lämpömittausten perusteella sen visuaaliseksi absoluuttiseksi magnitudiksi (HV) saatiin 3,76, mikä on verrattavissa samankokoisen Kuiperin vyöhykkeen kohteen Ixionin (HV=3,83) vastaavaan magnitudiin. Varuna on kahdenkymmenen kirkkaimman tunnetun trans-Neptunuksen kohteen joukossa, vaikka Minor Planet Center olettaa sen absoluuttiseksi magnitudiksi 3,6.

Varunan pinta on tumma, ja sen mitattu geometrinen albedo on 0,127 vuoden 2013 lämpöhavaintojen perusteella. Varunan geometrinen albedo on samanlainen kuin mahdollisen kääpiöplaneetta Quaoarin, jonka geometrinen albedo on 0,109. Varunan geometrisen albedon arveltiin alun perin olevan paljon pienempi, sillä Varunan lämpöpäästöistä vuosina 2000-2005 tehdyissä varhaisissa maanpäällisissä havainnoissa arvioitiin albedon arvojen vaihtelevan 0,04-0,07 välillä, mikä on noin kahdeksan kertaa tummempi kuin Pluton albedo. Myöhemmät avaruuteen perustuvilla teleskoopeilla tehdyt Varunan lämpömittaukset kumosivat nämä aiemmat albedomittaukset: Spitzer mittasi suuremmaksi geometriseksi albedoksi 0,116, kun taas Spitzerin ja Herschelin uusissa lämpömittauksissa vuonna 2013 arvioitiin geometriseksi albedoksi 0,127.

Varunan fotometriset havainnot vuosina 2004 ja 2005 tehtiin, jotta voitiin havaita oppositiopyrähdysten aiheuttamat muutokset Varunan valokäyrässä, kun Varunan vaihekulma oppositiossa lähestyy nolla astetta. Fotometriset tulokset osoittivat, että Varunan valokäyrän amplitudi oli pienentynyt 0.2 magnitudia oppositiossa, mikä on vähemmän kuin sen 0,42 magnitudin kokonaisamplitudi. Fotometriatulokset osoittivat myös Varunan valokäyrän epäsymmetrian lisääntyvän lähellä oppositiota, mikä viittaa hajontaominaisuuksien vaihteluun sen pinnalla. Varunan oppositiopyrähdys poikkeaa pimeiden asteroidien oppositiopyrähdyksistä, jotka voimistuvat vähitellen lähellä oppositiota, toisin kuin Varunan kapea oppositiopyrähdys, jossa sen valokäyrän amplitudi muuttuu jyrkästi 0,5 asteen vaihekulman sisällä. Muiden Aurinkokunnan kappaleiden, joilla on kohtalainen albedo, oppositiopyrähdykset käyttäytyvät samalla tavalla kuin Varunalla, mikä viittaa epäsuorasti siihen, että Varunalla saattaa olla korkeampi albedo, toisin kuin maanpäälliset albedoarviot osoittavat. Tämä oletus Varunan suuremmasta albedosta vahvistettiin myöhemmissä Spitzerin ja Herschelin lämpömittauksissa.

Sisäinen rakenne Muokkaa

Varunan irtotiheydeksi on arvioitu 0,992 g/cm3, mikä on marginaalisesti pienempi kuin veden irtotiheys (1 g/cm3). Varunan alhainen irtotiheys johtuu todennäköisesti huokoisesta sisäisestä rakenteesta, joka koostuu lähes suhteellisessa suhteessa vesijäästä ja kivestä. Huokoisen sisäisen rakenteen ja koostumuksen selittämiseksi Lacerda ja Jewitt ehdottivat, että Varunalla voi olla rakeinen sisäinen rakenne. Varunan rakeisen sisäisen rakenteen uskotaan johtuneen murtumista, jotka ovat aiheutuneet aiemmista törmäyksistä, jotka ovat todennäköisesti aiheuttaneet Varunan nopean pyörimisen. Muiden kohteiden, kuten Saturnuksen kuiden Tethysin ja Iapetoksen, tiedetään myös olevan tiheydeltään samankaltaisia kohteita, joilla on huokoinen sisäinen rakenne ja joiden koostumus on pääasiassa vesijäätä ja kiveä. William Grundy ja hänen kollegansa ehdottivat, että tummat, pienitiheyksiset TNO:t, joiden koko vaihtelee noin 400-1 000 kilometrin välillä, ovat siirtymävaihe pienempien, huokoisten (ja siten pienitiheyksisten) kappaleiden ja suurempien, tiheämpien, kirkkaampien ja geologisesti eriytyneempien planeettakappaleiden (kuten kääpiöplaneettojen) välillä. Matalatiheyksisten TNO:iden, kuten Varunan, sisäiset rakenteet olivat erilaistuneet vain osittain, koska niiden todennäköinen kivinen sisus ei ollut saavuttanut muodostumisensa jälkeen riittävää lämpötilaa, jotta ne olisivat sulaneet ja romahtaneet huokostiloihin. Tämän seurauksena useimmat keskikokoiset TNO:t olivat pysyneet sisäisesti huokoisina, mikä johti alhaisiin tiheyksiin. Tällöin Varuna ei ehkä ole hydrostaattisessa tasapainossa.