20000 Varuna

Taille et formeEdit

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Varuna par rapport à la Terre et à la Lune

En raison de sa rotation rapide, la forme de Varuna est déformée en un ellipsoïde triaxial. Compte tenu de la rotation rapide, rare pour des objets aussi grands, la forme de Varuna est décrite comme un ellipsoïde de Jacobi, avec un rapport d’aspect a/b d’environ 1,5-1,6 (dans lequel le plus long demi-axe a de Varuna est 1,5-1,6 fois plus long que son demi-axe b). L’examen de la courbe de lumière de Varuna a révélé que le modèle le mieux ajusté pour la forme de Varuna est un ellipsoïde triaxial avec les semi-axes a, b, et c dans des rapports dans la gamme de b/a = 0,63-0,80, et c/a = 0,45-0,52.

En raison de la forme ellipsoïdale de Varuna, de multiples observations ont fourni différentes estimations pour son diamètre, allant de 500-1 000 km (310-620 mi). La plupart des estimations de diamètre pour Varuna ont été déterminées en mesurant son émission thermique, bien que les estimations de taille aient été contraintes à des valeurs plus petites en raison d’albédos plus élevés déterminés par des mesures thermiques spatiales. Les observations d’occultations stellaires par Varuna ont également fourni des estimations de taille variables. Une occultation par Varuna en février 2010 a donné une longueur de corde de 1 003 km (623 mi), déduite de son axe le plus long. Des occultations ultérieures en 2013 et 2014 ont donné des diamètres moyens de 686 km (426 mi) et 670 km (420 mi) respectivement.

Depuis la découverte de Varuna, Haumea, un autre objet plus grand en rotation rapide (3,9 h) de plus de deux fois la taille de Varuna, a été découvert et on pense également qu’il a une forme allongée, bien que légèrement moins prononcée (rapports estimés de b/a = 0,76~0.88, et c/a = 0,50~0,55, peut-être en raison d’une densité estimée plus élevée, environ 1,757-1,965 g/cm3).

Statut possible de planète naineModifié

L’Union astronomique internationale n’a pas classé Varuna comme une planète naine et n’a pas abordé la possibilité d’accepter officiellement d’autres planètes naines depuis l’acceptation de Makemake et Haumea en 2008. L’astronome Gonzalo Tancredi considère Varuna comme une candidate probable car on pensait qu’elle avait une densité supérieure ou égale à celle de l’eau (1 g/cm3) pour être en équilibre hydrostatique sous la forme d’un ellipsoïde de Jacobi. Cependant, Tancredi n’a pas fait de recommandation directe pour son inclusion en tant que planète naine. L’astronome américain Michael Brown considère qu’il est très probable que Varuna soit une planète naine, la plaçant au seuil de la  » forte probabilité « . Sur la base d’un modèle d’ellipsoïde de Jacobi le mieux ajusté pour Varuna, Lacerda et Jewitt estiment que Varuna a une faible densité de 0,992 g/cm3, légèrement inférieure au critère de densité minimale de Tancredi. Malgré cela, Varuna a été supposée être en équilibre hydrostatique dans leur modèle. L’astronome William Grundy et ses collègues ont proposé que les objets sombres et de faible densité de la gamme de taille d’environ 400 à 1 000 km (250 à 620 mi) soient probablement partiellement différenciés avec des intérieurs poreux et rocheux. Alors que les intérieurs des TNO de taille moyenne comme Varuna se sont probablement effondrés gravitationnellement, la surface est restée non comprimée, ce qui implique que Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique.

Mesures thermiquesModifier

Les observations au sol de l’émission thermique de Varuna de 2000 à 2005 ont donné des estimations de grand diamètre allant de 900 km (560 mi) à 1 060 km (660 mi), ce qui le rend comparable à la taille de Cérès. Contrairement aux estimations au sol, les observations thermiques spatiales du télescope spatial Spitzer ont fourni une gamme de diamètres plus petits allant de 450 à 750 km (280 à 470 mi). L’écart entre les estimations de taille au sol et dans l’espace est dû aux longueurs d’onde limitées pour les observations au sol, en raison de l’absorption de l’atmosphère terrestre. Les objets trans-neptuniens éloignés tels que Varuna émettent intrinsèquement un rayonnement thermique à de grandes longueurs d’onde en raison de leurs basses températures. Cependant, à de grandes longueurs d’onde, le rayonnement thermique ne peut pas traverser l’atmosphère terrestre et les observations au sol ne pouvaient mesurer que de faibles émissions thermiques de Varuna à des longueurs d’onde proches de l’infrarouge et submillimétriques, entravant la précision des mesures thermiques au sol.

Les observations spatiales ont fourni des mesures thermiques plus précises car elles sont capables de mesurer les émissions thermiques à une large gamme de longueurs d’onde qui sont normalement interférées par l’atmosphère terrestre. Des mesures thermiques préliminaires avec Spitzer en 2005 ont fourni une contrainte d’albédo plus élevée de 0,12 à 0,3, correspondant à une contrainte de diamètre plus petite de 450-750 km (280-470 mi). D’autres mesures thermiques de Spitzer à plusieurs gammes de longueurs d’onde (bandes) en 2007 ont donné des estimations du diamètre moyen autour de ~502 km et ~621 km pour une solution à une bande et à deux bandes pour les données, respectivement. À partir de ces résultats, le diamètre moyen adopté était de 500 km (310 mi). Les observations thermiques multibandes de suivi de l’observatoire spatial Herschel en 2013 ont donné un diamètre moyen de 668+154
-86 km, ce qui est cohérent avec les contraintes précédentes sur le diamètre de Varuna.

OccultationsModifier

Les tentatives précédentes d’observations d’occultations stellaires par Varuna en 2005 et 2008 ont échoué en raison des incertitudes sur le mouvement propre de Varuna ainsi que des conditions indésirables pour l’observation. En 2010, une occultation de Varuna a été observée avec succès par une équipe d’astronomes dirigée par Bruno Sicardy dans la nuit du 19 février. L’occultation a été observée depuis diverses régions d’Afrique australe et du nord-est du Brésil. Bien que les observations de l’occultation depuis l’Afrique du Sud et la Namibie aient donné des résultats négatifs, les observations depuis le Brésil, notamment à São Luís dans le Maranhão, ont permis de détecter avec succès une occultation de 52,5 secondes par Varuna d’une étoile de magnitude 11,1. L’occultation a donné une longueur de corde de 1003±9 km, assez importante par rapport aux estimations du diamètre moyen issues des mesures thermiques. Comme l’occultation s’est produite près de la luminosité maximale de Varuna, on a observé la surface apparente maximale pour une forme ellipsoïdale ; le plus long axe de la forme de Varuna a été observé pendant l’occultation. São Luís était également situé très près de la ligne centrale prédite de la trajectoire de l’ombre de Varuna, ce qui signifie que la longueur de la corde était proche de la plus longue mesurable pendant l’événement, ce qui contraint étroitement le diamètre équatorial maximal possible.

Les résultats du même événement depuis Camalaú, Paraíba, à environ 450 km (280 mi) au sud (et sur ce qui était prédit comme étant l’étendue très méridionale de la trajectoire de l’ombre), ont montré une occultation de 28 secondes, correspondant à une corde d’environ 535 km (332 mi), beaucoup plus longue que ce qui aurait pu être attendu autrement. Cependant, Quixadá, à 255 km au sud de São Luís, entre cette ville et Camalaú, a paradoxalement obtenu un résultat négatif. Pour expliquer les résultats négatifs de Quixadá, l’aplatissement apparent de Varuna a été imposé à une valeur minimale d’environ 0,56 (rapport d’aspect c/a ≤ 0,44), correspondant à une dimension polaire minimale d’environ 441,3 km (274,2 mi), sur la base de la longueur de corde donnée de 1003±9 km. La limite inférieure résultante de la dimension polaire de Varuna est approximativement égale à la limite inférieure du rapport d’aspect c/a de Lacerda et Jewitt de 0,45, qu’ils avaient précédemment calculée en 2007. Une présentation préliminaire de conférence, donnée avant que les résultats de Camalaú ne soient entièrement analysés, a conclu que les résultats de São Luís et Quixadá suggéraient ensemble qu’une forme significativement allongée est nécessaire pour Varuna.

Les occultations ultérieures en 2013 et 2014 ont donné des diamètres moyens de 686 km (426 mi) et 670 km (420 mi), respectivement. Le diamètre moyen de 678 km (421 mi), calculé à partir des deux cordes des occultations, semble cohérent avec la mesure thermique de Spitzer et Herschel de 668 km (415 mi). Alors que l’aplatissement apparent de Varuna n’a pu être déterminé à partir de l’unique corde obtenue lors de l’occultation de 2014, l’occultation de 2013 a donné lieu à deux cordes, correspondant à un aplatissement apparent d’environ 0,29. L’aplatissement imposé pour la longueur de la corde de 2013 de 686 km comme diamètre de Varuna correspond à une dimension polaire d’environ 487 km (303 mi), quelque peu cohérente avec la dimension polaire minimale calculée en 2010 de 441,3 km.

Spectres et surfaceEdit

Comparaison des tailles, de l’albédo et des couleurs de divers grands objets trans-neptuniens. Les arcs gris représentent les incertitudes de la taille de l’objet.

Concept artistique de Varuna, incorporant une partie de ce que l’on sait, y compris sa forme et sa coloration, à partir de l’analyse spectrale

Le spectre de Varuna a été analysé pour la première fois au début de 2001 avec le spectromètre caméra dans le proche infrarouge (NICS) du télescope national Galileo en Espagne. Les observations spectrales de Varuna aux longueurs d’onde du proche infrarouge ont révélé que la surface de Varuna est modérément rouge et présente une pente spectrale rouge entre la gamme de longueurs d’onde de 0,9 et 1,8 μm. Le spectre de Varuna présente également de fortes bandes d’absorption aux longueurs d’onde de 1,5 et 2 μm, indiquant la présence de glace d’eau à sa surface.

La couleur rouge de la surface de Varuna résulte de la photolyse de composés organiques irradiés par la lumière du soleil et les rayons cosmiques. L’irradiation de composés organiques tels que le méthane sur la surface de Varuna produit des tholins, qui sont connus pour réduire la réflectivité de sa surface (albédo) et sont censés faire apparaître son spectre sans caractéristiques. Comparée à Huya, qui a été observée en même temps que Varuna en 2001, elle apparaît moins rouge et présente des bandes d’absorption de glace d’eau plus apparentes, ce qui suggère que la surface de Varuna est relativement fraîche et qu’elle a conservé une partie de sa matière d’origine à sa surface. L’apparence fraîche de la surface de Varuna peut être le résultat de collisions qui ont exposé de la glace d’eau fraîche sous la couche de tholins de Varuna au-dessus de sa surface.

Une autre étude des spectres de Varuna aux longueurs d’onde du proche infrarouge en 2008 a donné un spectre sans caractéristiques avec une pente spectrale bleue, contrairement aux résultats précédents en 2001. Les spectres obtenus en 2008 ne montraient aucune indication claire de glace d’eau, contrairement aux résultats de 2001. L’écart entre les deux résultats a été interprété comme une indication de la variation de la surface de Varuna, bien que cette possibilité ait été écartée par la suite par une étude de 2014 des spectres de Varuna. Les résultats de 2014 correspondaient étroitement aux spectres précédents obtenus en 2001, ce qui implique que le spectre sans caractéristiques obtenu en 2008 est probablement erroné.

Les modèles pour le spectre de Varuna suggèrent que sa surface est très probablement formée d’un mélange de silicates amorphes (25%), de composés organiques complexes (35%), de carbone amorphe (15%) et de glace d’eau (25%), avec une possibilité de jusqu’à 10% de glace de méthane. Pour un objet d’une taille similaire à Varuna, la présence de méthane volatil ne peut pas être primordiale car Varuna n’est pas assez massive pour retenir les volatiles à sa surface. Un événement survenu ultérieurement à la formation de Varuna – tel qu’un impact énergétique – expliquerait probablement la présence de méthane à la surface de Varuna. Des observations supplémentaires dans le proche infrarouge des spectres de Varuna ont été réalisées à la NASA Infrared Telescope Facility en 2017 et ont permis d’identifier des caractéristiques d’absorption entre 2,2 et 2,5 μm qui pourraient être associées à l’éthane et à l’éthylène, d’après une analyse préliminaire. Pour les corps de taille moyenne comme Varuna, les volatils tels que l’éthane et l’éthylène sont susceptibles d’être retenus plutôt que des volatils plus légers comme le méthane, selon les théories de rétention des volatils formulées par les astronomes Schaller et Brown en 2007.

LuminositéEdit

La magnitude apparente de Varuna, sa luminosité vue de la Terre, varie de 19,5 à 20 magnitudes. A l’opposition, sa magnitude apparente peut atteindre jusqu’à 20,3 magnitudes. Les mesures thermiques combinées du télescope spatial Spitzer et de l’observatoire spatial Herschel en 2013 ont permis d’obtenir une magnitude absolue visuelle (HV) de 3,76, comparable à celle de l’objet de taille similaire de la ceinture de Kuiper, Ixion (HV=3,83). Varuna fait partie des vingt objets trans-neptuniens les plus brillants connus, malgré le Minor Planet Center qui suppose une magnitude absolue de 3,6.

La surface de Varuna est sombre, avec un albédo géométrique mesuré de 0,127 basé sur des observations thermiques en 2013. L’albédo géométrique de Varuna est similaire à celui de la possible planète naine Quaoar, qui a un albédo géométrique de 0,109. On pensait initialement que Varuna avait un albédo géométrique beaucoup plus faible, car les premières observations au sol des émissions thermiques de Varuna entre 2000 et 2005 ont estimé des valeurs d’albédo allant de 0,04 à 0,07, environ huit fois plus sombre que l’albédo de Pluton. Des mesures thermiques ultérieures de Varuna avec des télescopes spatiaux ont réfuté ces précédentes mesures d’albédo : Spitzer a mesuré un albédo géométrique plus élevé de 0,116 tandis que d’autres mesures thermiques de Spitzer et Herschel en 2013 ont estimé un albédo géométrique de 0,127.

Des observations photométriques de Varuna en 2004 et 2005 ont été effectuées pour observer les changements dans la courbe de lumière de Varuna causés par les sursauts d’opposition lorsque l’angle de phase de Varuna s’approche de zéro degré à l’opposition. Les résultats de la photométrie ont montré que l’amplitude de la courbe de lumière de Varuna avait diminué à 0.2 magnitudes à l’opposition, moins que son amplitude globale de 0,42 magnitudes. Les résultats de la photométrie ont également montré une augmentation de l’asymétrie de la courbe de lumière de Varuna près de l’opposition, indiquant des variations des propriétés de diffusion sur sa surface. La poussée d’opposition de Varuna diffère de celles des astéroïdes sombres, qui deviennent progressivement plus prononcées près de l’opposition, contrairement à la poussée d’opposition étroite de Varuna, dans laquelle l’amplitude de sa courbe de lumière change brusquement dans un angle de phase de 0,5 degré. Les sursauts d’opposition d’autres corps du système solaire ayant un albédo modéré se comportent de la même manière que Varuna, ce qui suggère indirectement que Varuna pourrait avoir un albédo plus élevé, contrairement aux estimations de l’albédo au sol. Cette implication d’un albédo plus élevé pour Varuna a été confirmée dans les mesures thermiques ultérieures de Spitzer et Herschel.

Structure interneEdit

Varuna est estimée avoir une densité apparente de 0,992 g/cm3, marginalement inférieure à celle de l’eau (1 g/cm3). La faible densité apparente de Varuna est probablement due à une structure interne poreuse composée d’un rapport presque proportionnel de glace d’eau et de roche. Pour expliquer sa structure interne poreuse et sa composition, Lacerda et Jewitt ont suggéré que Varuna pourrait avoir une structure interne granulaire. On pense que la structure interne granulaire de Varuna est le résultat de fractures causées par des collisions passées probablement responsables de sa rotation rapide. D’autres objets, dont les lunes de Saturne Tethys et Iapetus, sont également connus pour avoir une densité aussi faible, avec une structure interne poreuse et une composition composée principalement de glace d’eau et de roche. William Grundy et ses collègues ont proposé que les objets sombres et de faible densité, d’une taille comprise entre 400 et 1 000 km environ, soient une transition entre les corps plus petits et poreux (et donc de faible densité) et les corps planétaires plus grands, plus denses, plus brillants et géologiquement différenciés (comme les planètes naines). Les structures internes des TNO de faible densité, comme Varuna, ne se sont que partiellement différenciées, car leurs intérieurs probablement rocheux n’avaient pas atteint des températures suffisantes pour fondre et s’effondrer dans les espaces poreux depuis leur formation. Par conséquent, la plupart des objets de taille moyenne sont restés poreux à l’intérieur, d’où leur faible densité. Dans ce cas, Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique.