20000 Varuna

Méret és alakSzerkesztés

Varuna a Földhöz és a Holdhoz képest

A gyors forgása következtében, a Varuna alakja háromtengelyű ellipszoiddá deformálódik. Tekintettel a gyors forgásra, ami ilyen nagy objektumoknál ritka, a Varuna alakját Jacobi-ellipszoidként írják le, amelynek a/b oldalaránya körülbelül 1,5-1,6 (amelyben a Varuna leghosszabb a féltengelye 1,5-1,6-szor hosszabb, mint a b féltengelye). A Varuna fénygörbéjének vizsgálata azt mutatta, hogy a Varuna alakjára a legjobban illeszkedő modell egy háromtengelyű ellipszoid, amelynek a, b és c féltengelyei a b/a = 0,63-0,80 és c/a = 0,45-0,52 közötti arányban vannak.

A Varuna ellipszoid alakja miatt több megfigyelés is különböző becsléseket adott az átmérőjére, amelyek 500-1000 km (310-620 mi) között mozognak. A Varuna átmérőjének legtöbb becslését a hőkibocsátásának mérésével határozták meg, bár a méretbecsléseket kisebb értékekre korlátozták az űrbéli hőmérések által meghatározott magasabb albedó miatt. A Varuna által okozott csillagfedések megfigyelései szintén eltérő méretbecsléseket adtak. A Varuna 2010 februárjában történt fedése 1 003 km hosszúságú akkordot mutatott ki, amely a leghosszabb tengelyére vonatkozott. Későbbi, 2013-as és 2014-es fedések 686 km (426 mi), illetve 670 km (420 mi) átlagos átmérőt mutattak ki.

A Varuna felfedezése óta felfedezték a Haumeát, egy másik, a Varunánál több mint kétszer nagyobb, gyorsan forgó (3,9 h) objektumot, amelyről azt feltételezik, hogy szintén hosszúkás alakú, bár valamivel kevésbé kifejezett (becsült b/a = 0,76~0.88, és c/a = 0,50~0,55, valószínűleg a nagyobb, körülbelül 1,757-1,965 g/cm3 becsült sűrűség miatt).

Lehetséges törpebolygó státuszSzerkesztés

A Nemzetközi Csillagászati Unió nem minősítette törpebolygónak a Varunát, és a Makemake és a Haumea 2008-as elfogadása óta nem foglalkozott további törpebolygók hivatalos elfogadásának lehetőségével. Gonzalo Tancredi csillagász a Varunát valószínű jelöltnek tartja, mivel a feltételezések szerint sűrűsége legalább a víz sűrűségénél (1 g/cm3 ) nagyobbnak kell lennie ahhoz, hogy Jacobi-ellipszoidként hidrosztatikus egyensúlyban legyen. Tancredi azonban nem tett közvetlen javaslatot törpebolygóként való felvételére. Michael Brown amerikai csillagász a Varunát nagy valószínűséggel törpebolygónak tartja, és a “nagy valószínűség” küszöbére helyezi. A Varunára legjobban illeszkedő Jacobi-ellipszoid modell alapján Lacerda és Jewitt becslése szerint a Varuna sűrűsége 0,992 g/cm3 , ami valamivel kevesebb, mint Tancredi minimális sűrűségi kritériuma. Ennek ellenére modelljükben a Varunát hidrosztatikus egyensúlyban lévőnek feltételezték. William Grundy csillagász és munkatársai azt javasolták, hogy a sötét, alacsony sűrűségű TNO-k a körülbelül 400-1 000 km-es mérettartományban valószínűleg részben differenciáltak, porózus és sziklás belsejük van. Míg a közepes méretű TNO-k, mint a Varuna, belseje valószínűleg gravitációsan összeomlott, a felszín nem maradt összenyomva, ami arra utal, hogy a Varuna talán nincs hidrosztatikus egyensúlyban.

HőmérésekSzerkesztés

A Varuna hőkibocsátásának 2000 és 2005 közötti földi megfigyelései nagy, 900 km és 1060 km közötti átmérőjű becsléseket adtak, ami a Ceres méretéhez teszi hasonlóvá. A földi becslésekkel ellentétben a Spitzer űrteleszkóp űrbéli termikus megfigyelései kisebb, 450-750 km (280-470 mi) átmérőjű tartományt adtak meg. A földi és az űrbéli méretbecslések közötti eltérés a földi megfigyelések korlátozott megfigyelhető hullámhosszának köszönhető, ami a Föld légkörének elnyeléséből adódik. A távoli transzneptunusi objektumok, mint például a Varuna, alacsony hőmérsékletük miatt eredendően hosszabb hullámhosszúságú hősugárzást bocsátanak ki. A hosszú hullámhosszakon azonban a hősugárzás nem tud áthatolni a Föld légkörén, és a földi megfigyelések csak a Varuna gyenge hőkibocsátását tudták mérni a közeli infravörös és szubmilliméteres hullámhosszakon, ami akadályozta a földi hőmérések pontosságát.

A térbeli megfigyelések pontosabb hőméréseket biztosítottak, mivel képesek a hullámhosszak széles tartományában mérni a hőkibocsátást, amelyet a Föld légköre általában zavar. A Spitzerrel 2005-ben végzett előzetes termikus mérések nagyobb, 0,12-0,3 albedójú korlátozást adtak, ami kisebb, 450-750 km (280-470 mi) átmérőjű korlátozásnak felel meg. A Spitzer további termikus mérései több hullámhossz-tartományban (sávban) 2007-ben ~502 km és ~621 km körüli átlagos átmérőbecslést adtak az adatok egysávos, illetve kétsávos megoldása esetén. Ezen eredmények alapján az elfogadott átlagos átmérő 500 km (310 mi) volt. A Herschel Űrobszervatórium 2013-ban végzett többsávos termikus megfigyelései 668+154
-86 km-es átlagos átmérőt mutattak ki, ami összhangban van a Varuna átmérőjére vonatkozó korábbi korlátozásokkal.

OkkultációkSzerkesztés

A Varuna által 2005-ben és 2008-ban megkísérelt csillagfedési megfigyelések sikertelenek voltak a Varuna sajátmozgásának bizonytalanságai és a megfigyeléshez nemkívánatos körülmények miatt. 2010-ben a Bruno Sicardy vezette csillagászcsoport sikeresen megfigyelte a Varuna fedését február 19-én éjjel. A fedést Afrika déli részének és Brazília északkeleti részének különböző régióiból figyelték meg. Bár a Dél-Afrikából és Namíbiából végzett megfigyelések negatív eredményt hoztak, a Brazíliából, különösen a Maranhão tartománybeli São Luísból végzett megfigyelések sikeresen észlelték a Varuna 52,5 másodperces fedését egy 11,1 magnitúdós csillaggal. A fedés 1003±9 km-es akkordhosszúságot eredményezett, ami a termikus mérésekből származó átlagos átmérőbecslésekhez képest meglehetősen nagy. Mivel az okkultáció a Varuna fényességmaximuma közelében történt, az okkultáció során egy ellipszoid alakú csillag maximális látszólagos felületét figyelték meg; a Varuna alakjának leghosszabb tengelyét figyelték meg az okkultáció során. A São Luís továbbá nagyon közel helyezkedett el a Varuna árnyékútjának előre jelzett középvonalához, ami azt jelenti, hogy az akkord hossza közel volt az esemény során mérhető leghosszabbhoz, ami szorosan behatárolja a lehetséges maximális egyenlítői átmérőt.

Ugyanennek az eseménynek az eredményei a Paraíba állambeli Camalaúból, mintegy 450 km-re délre (és az árnyékút legdélebbi, előre jelzett pontján) 28 másodperces fedést mutattak, ami körülbelül 535 km-es akkordnak felel meg, ami sokkal hosszabb, mint amire egyébként számítani lehetett volna. A São Luís-tól 255 km-re (158 mérföldre) délre fekvő Quixadá – a São Luís és Camalaú között – azonban paradox módon negatív eredményt mutatott. A Quixadá negatív eredményeinek magyarázatára a Varuna látszólagos laposságát (laposságát) körülbelül 0,56-os minimális értékkel (c/a oldalarány ≤ 0,44) állapították meg, ami körülbelül 441,3 km (274,2 mi) minimális poláris méretnek felel meg, a megadott 1003±9 km-es akkordhossz alapján. A Varuna poláris méretére vonatkozó alsó határérték megközelítőleg megegyezik Lacerda és Jewitt által korábban, 2007-ben kiszámított 0,45-ös c/a oldalarányú alsó határértékkel. Egy előzetes konferenciaelőadás, amelyet még a Camalaú eredményeinek teljes körű elemzése előtt tartottak, arra a következtetésre jutott, hogy a São Luís és Quixadá eredmények együttesen azt sugallják, hogy a Varunának jelentősen megnyúlt alakra van szüksége.

A későbbi, 2013-as és 2014-es fedések 686 km (426 mi), illetve 670 km (420 mi) átlagos átmérőt eredményeztek. A 678 km (421 mi) átlagos átmérő, amelyet az okkultációkból származó két akkordból számítottak ki, látszólag összhangban tűnik a Spitzer és a Herschel termikus méréseivel (668 km (415 mi)). Míg a Varuna látszólagos homályosságát a 2014-es fedésből kapott egyetlen akkordból nem lehetett meghatározni, a 2013-as fedésből két akkordot kaptunk, ami körülbelül 0,29-es látszólagos homályosságnak felel meg. A Varuna átmérőjeként a 2013-as akkordhossz 686 km-es előírt oblatenitása körülbelül 487 km-es poláris méretnek felel meg, ami némileg megfelel a 2010-ben számított 441,3 km-es minimális poláris méretnek.

Spektrum és felszínSzerkesztés

Különböző nagy transz-Neptunusz objektumok méretének, albedójának és színének összehasonlítása. A szürke ívek az objektum méretének bizonytalanságát jelzik.

A Varuna művészi koncepciója, amely magában foglal néhányat abból, amit a színképelemzésből ismertünk, beleértve az alakját és színét is

A Varuna spektrumát először 2001 elején elemezték a spanyolországi Galileo Nemzeti Távcső Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) segítségével. A Varuna spektrális megfigyelései a közeli infravörös hullámhosszakon azt mutatták, hogy a Varuna felszíne mérsékelten vörös, és a 0,9 és 1,8 μm hullámhossztartomány között vörös spektrális lejtést mutat. A Varuna spektrumában az 1,5 és 2 μm hullámhosszon erős abszorpciós sávok is megfigyelhetők, ami vízjég jelenlétére utal a felszínén.

A Varuna felszínének vörös színe a napfény és a kozmikus sugárzás által besugárzott szerves vegyületek fotolíziséből ered. A szerves vegyületek, például a metán besugárzása a Varuna felszínén tholinokat termel, amelyekről ismert, hogy csökkentik a felszín visszaverő képességét (albedo), és várhatóan a spektrumának jellegtelenségét okozzák. A 2001-ben a Varunával együtt megfigyelt Huyához képest kevésbé vörösnek tűnik, és több nyilvánvaló vízjég abszorpciós sávot mutat, ami arra utal, hogy a Varuna felszíne viszonylag friss, és megőrizte eredeti anyagának egy részét a felszínén. A Varuna felszínének friss megjelenése olyan ütközésekből származhat, amelyek friss vízjeget tártak fel a Varuna felszíne feletti tholinréteg alatt.

A Varuna színképének újabb vizsgálata közeli infravörös hullámhosszakon 2008-ban a korábbi, 2001-es eredményekkel ellentétben egy jellegtelen, kék színképi lejtésű spektrumot mutatott. A 2008-ban kapott spektrumok nem mutattak egyértelmű utalást vízjégre, ami ellentmond a 2001-es eredményeknek. A két eredmény közötti eltérést a Varuna felszíni változására utaló jelként értelmezték, bár ezt a lehetőséget később a Varuna színképének 2014-es vizsgálata kizárta. A 2014-es eredmények nagymértékben megegyeztek a korábbi, 2001-ben kapott spektrumokkal, ami arra utal, hogy a 2008-ban kapott jellegtelen spektrum valószínűleg téves.

A Varuna spektrumára vonatkozó modellek szerint a felszínét valószínűleg amorf szilikátok (25%), összetett szerves vegyületek (35%), amorf szén (15%) és vízjég (25%) keveréke alkotja, esetleg legfeljebb 10% metánjéggel. Egy, a Varunához hasonló méretű objektum esetében az illékony metán jelenléte nem lehet őseredeti, mivel a Varuna nem elég masszív ahhoz, hogy illékony anyagokat tartson meg a felszínén. Valószínűleg a Varuna kialakulása után bekövetkezett esemény – például egy energikus becsapódás – magyarázná a metán jelenlétét a Varuna felszínén. A Varuna színképének további közeli infravörös megfigyeléseit 2017-ben végezték a NASA infravörös távcsőberendezésében, és 2,2 és 2,5 μm közötti abszorpciós jellemzőket azonosítottak, amelyek az előzetes elemzések alapján etánnal és etilénnel hozhatók kapcsolatba. Az olyan közepes méretű égitestek esetében, mint a Varuna, a Schaller és Brown csillagászok által 2007-ben megfogalmazott illóanyag-megmaradási elméletek szerint az olyan illékony anyagok, mint az etán és az etilén valószínűleg jobban megmaradnak, mint a könnyebb illékony anyagok, például a metán.

FényességSzerkesztés

A Varuna látszólagos magnitúdója, vagyis a Földről nézve a fényessége 19,5 és 20 magnitúdó között változik. Oppozícióban a látszólagos fényessége elérheti a 20,3 magnitúdót. A Spitzer-űrteleszkóp és a Herschel-űrobszervatórium 2013-as kombinált termikus mérései 3,76-os vizuális abszolút magnitúdót (HV) mutattak ki, ami a hasonló méretű Kuiper-övi Ixion objektumhoz (HV=3,83) hasonlítható. A Varuna a húsz legfényesebb ismert transz-Neptunusz-objektum között van, annak ellenére, hogy a Minor Planet Center 3,6 abszolút magnitúdót feltételez.

A Varuna felszíne sötét, a 2013-as termikus megfigyelések alapján mért 0,127-es geometriai albedóval. A Varuna geometriai albedója hasonló a lehetséges Quaoar törpebolygóéhoz, amelynek geometriai albedója 0,109. Kezdetben úgy gondolták, hogy a Varuna geometriai albedója sokkal alacsonyabb, mivel a Varuna hőkibocsátásának korai, 2000 és 2005 közötti földi megfigyelései 0,04 és 0,07 közötti albedóértékeket becsültek, ami körülbelül nyolcszor sötétebb, mint a Plútó albedója. A Varuna későbbi, űrbe telepített távcsövekkel végzett termikus mérései megcáfolták ezeket a korábbi albedó-méréseket: A Spitzer magasabb, 0,116-os geometriai albedót mért, míg a Spitzer és a Herschel 2013-as további termikus mérései 0,127-es geometriai albedót becsültek.

A Varuna 2004-es és 2005-ös fotometriai megfigyeléseit azért végezték, hogy megfigyeljék a Varuna fénygörbéjének az oppozíciós hullámok okozta változásait, amikor a Varuna fázisszöge az oppozícióban a nulla fokhoz közelít. A fotometriai eredmények azt mutatták, hogy a Varuna fénygörbéjének amplitúdója 0-ra csökkent.2 magnitúdó az oppozícióban, ami kisebb, mint a 0,42 magnitúdós teljes amplitúdója. A fotometriai eredmények a Varuna fénygörbéjének aszimmetriájának növekedését is kimutatták az oppozíció közelében, ami a szórási tulajdonságok változásait jelzi a felszínén. A Varuna oppozíciós hullámzása eltér a sötét aszteroidákétól, amely fokozatosan erősödik az oppozíció közelében, ellentétben a Varuna keskeny oppozíciós hullámzásával, amelyben fénygörbéjének amplitúdója 0,5 fokos fázisszögön belül élesen változik. A Naprendszer más, mérsékelt albedójú égitestjeinek oppozíciós hullámzása hasonlóan viselkedik, mint a Varunáé, ami közvetve arra utal, hogy a Varuna albedója a földi albedóbecslésekkel ellentétben magasabb lehet. Ezt a feltételezést a Varuna magasabb albedójáról a Spitzer és a Herschel későbbi termikus mérései megerősítették.

Belső szerkezetSzerkesztés

A Varuna becsült térfogatsűrűsége 0,992 g/cm3 , ami alig kevesebb, mint a vízé (1 g/cm3 ). A Varuna alacsony ömlesztett sűrűsége valószínűleg a porózus belső szerkezetnek köszönhető, amely közel arányos arányban vízjégből és kőzetből áll. A porózus belső szerkezet és összetétel magyarázatára Lacerda és Jewitt azt javasolta, hogy a Varuna belső szerkezete szemcsés lehet. A Varuna szemcsés belső szerkezete feltehetően a múltbeli ütközések okozta törésekből származik, amelyek valószínűleg felelősek a gyors forgásáért. Más objektumok, köztük a Szaturnusz Tethys és Iapetus holdjai is hasonlóan alacsony sűrűségűek, porózus belső szerkezettel és túlnyomórészt vízjég és kőzet összetételűek. William Grundy és munkatársai azt javasolták, hogy a sötét, alacsony sűrűségű TNO-k a körülbelül 400-1000 km (250-620 mi) mérettartományban a kisebb, porózus (és így alacsony sűrűségű) égitestek és a nagyobb, sűrűbb, fényesebb és geológiailag differenciáltabb bolygók (például törpebolygók) közötti átmenetet képezik. Az alacsony sűrűségű TNO-k, mint például a Varuna, belső szerkezete csak részben differenciálódott, mivel valószínűsíthetően kőzetbelsőjük a kialakulásuk óta nem ért el elegendő hőmérsékletet ahhoz, hogy megolvadjon és pórustérbe omoljon. Ennek eredményeként a legtöbb közepes méretű TNO belsőleg porózus maradt, ami alacsony sűrűséget eredményezett. Ebben az esetben a Varuna nem biztos, hogy hidrosztatikus egyensúlyban van.