20000 Varuna

Dimensione e formaModifica

Varuna rispetto alla Terra e alla Luna

Come risultato della sua rapida rotazione, la forma di Varuna è deformata in un ellissoide triassiale. Data la rapida rotazione, rara per oggetti così grandi, la forma di Varuna è descritta come un ellissoide di Jacobi, con un rapporto a/b di circa 1,5-1,6 (in cui il semiasse a più lungo di Varuna è 1,5-1,6 volte più lungo del suo semiasse b). L’esame della curva di luce di Varuna ha trovato che il modello che meglio si adatta alla forma di Varuna è un ellissoide triassiale con i semiassi a, b e c in un rapporto tra b/a = 0,63-0,80, e c/a = 0,45-0,52.

A causa della forma ellissoidale di Varuna, molteplici osservazioni hanno fornito diverse stime del suo diametro, che vanno da 500-1.000 km (310-620 mi). La maggior parte delle stime del diametro di Varuna sono state determinate misurando la sua emissione termica, anche se le stime delle dimensioni sono state limitate a valori più piccoli come risultato di albedo più elevate determinate da misure termiche spaziali. Anche le osservazioni delle occultazioni stellari di Varuna hanno fornito stime variabili delle dimensioni. Un’occultazione di Varuna nel febbraio 2010 ha fornito una lunghezza della corda di 1.003 km (623 mi), dedotta attraverso il suo asse più lungo. Occultazioni successive nel 2013 e nel 2014 hanno fornito diametri medi di 686 km (426 mi) e 670 km (420 mi) rispettivamente.

Dopo la scoperta di Varuna, Haumea, un altro oggetto più grande in rapida rotazione (3,9 h) più del doppio delle dimensioni di Varuna, è stato scoperto ed è anche pensato per avere una forma allungata, anche se leggermente meno pronunciata (rapporti stimati di b/a = 0,76~0.88, e c/a = 0.50~0.55, probabilmente a causa di una densità più alta stimata approssimativamente 1.757-1.965 g/cm3).

Possibile stato di pianeta nanoModifica

L’Unione Astronomica Internazionale non ha classificato Varuna come un pianeta nano e non ha affrontato la possibilità di accettare ufficialmente ulteriori pianeti nani dopo l’accettazione di Makemake e Haumea nel 2008. L’astronomo Gonzalo Tancredi considera Varuna come un probabile candidato in quanto si pensava che avesse una densità maggiore o uguale a quella dell’acqua (1 g/cm3) per essere in equilibrio idrostatico come un ellissoide di Jacobi. Tuttavia, Tancredi non ha fatto una raccomandazione diretta per la sua inclusione come pianeta nano. L’astronomo americano Michael Brown ritiene che Varuna sia molto probabilmente un pianeta nano, collocandolo alla soglia di “altamente probabile”. Sulla base di un modello di ellissoide Jacobi best-fit per Varuna, Lacerda e Jewitt stimano che Varuna abbia una bassa densità di 0,992 g/cm3, leggermente inferiore al criterio di densità minima di Tancredi. Nonostante questo, Varuna è stata assunta in equilibrio idrostatico nel loro modello. L’astronomo William Grundy e colleghi hanno proposto che i TNO scuri e a bassa densità intorno alla gamma di dimensioni di circa 400-1.000 km (250-620 mi) sono probabilmente parzialmente differenziati con interni porosi e rocciosi. Mentre gli interni di TNO di medie dimensioni come Varuna sono probabilmente collassati gravitazionalmente, la superficie è rimasta non compressa, il che implica che Varuna potrebbe non essere in equilibrio idrostatico.

Misurazioni termicheModifica

Le osservazioni a terra dell’emissione termica di Varuna dal 2000 al 2005 hanno fornito stime di grande diametro che vanno da 900 km (560 mi) a 1.060 km (660 mi), rendendolo comparabile alle dimensioni di Cerere. Contrariamente alle stime a terra, le osservazioni termiche spaziali del telescopio spaziale Spitzer hanno fornito una gamma di diametro inferiore di 450-750 km (280-470 mi). La discrepanza tra le stime a terra e quelle spaziali è dovuta alle limitate lunghezze d’onda osservabili per le osservazioni a terra, come risultato dell’assorbimento dell’atmosfera terrestre. Gli oggetti trans-nettuniani lontani come Varuna emettono intrinsecamente radiazioni termiche a lunghezze d’onda maggiori a causa delle loro basse temperature. Tuttavia, a lunghe lunghezze d’onda, la radiazione termica non può passare attraverso l’atmosfera terrestre e le osservazioni a terra potrebbero misurare solo deboli emissioni termiche da Varuna a lunghezze d’onda del vicino infrarosso e del submillimetro, ostacolando l’accuratezza delle misure termiche a terra.

Le osservazioni spaziali hanno fornito misure termiche più accurate poiché sono in grado di misurare le emissioni termiche in una vasta gamma di lunghezze d’onda che normalmente sono interferite dall’atmosfera terrestre. Misure termiche preliminari con Spitzer nel 2005 hanno fornito un vincolo di albedo più alto di 0.12 a 0.3, corrispondente ad un vincolo di diametro più piccolo di 450-750 km (280-470 mi). Ulteriori misure termiche Spitzer a più lunghezze d’onda (bande) nel 2007 hanno fornito stime del diametro medio intorno a ~502 km e ~621 km per una soluzione a banda singola e a due bande per i dati, rispettivamente. Da questi risultati, il diametro medio adottato era di 500 km (310 mi). Le successive osservazioni termiche multibanda dell’Osservatorio Spaziale Herschel nel 2013 hanno prodotto un diametro medio di 668+154
-86 km, coerente con i precedenti vincoli sul diametro di Varuna.

OccultazioniModifica

I precedenti tentativi di osservazione di occultazioni stellari da parte di Varuna nel 2005 e nel 2008 non hanno avuto successo a causa di incertezze nel moto proprio di Varuna e di condizioni indesiderate per l’osservazione. Nel 2010, un’occultazione di Varuna è stata osservata con successo da un team di astronomi guidato da Bruno Sicardy nella notte del 19 febbraio. L’occultazione è stata osservata da varie regioni dell’Africa meridionale e del Brasile nord-orientale. Anche se le osservazioni dell’occultazione dal Sudafrica e dalla Namibia hanno avuto risultati negativi, le osservazioni dal Brasile, in particolare a São Luís nel Maranhão, hanno rilevato con successo un’occultazione di 52,5 secondi da parte di Varuna di una stella di magnitudine 11,1. L’occultazione ha prodotto una lunghezza della corda di 1003±9 km, abbastanza grande rispetto alle stime del diametro medio dalle misure termiche. Poiché l’occultazione è avvenuta vicino alla massima luminosità di Varuna, l’occultazione ha osservato la massima superficie apparente per una forma ellissoidale; l’asse più lungo della forma di Varuna è stato osservato durante l’occultazione. São Luís si trovava anche molto vicino alla linea centrale prevista del percorso dell’ombra di Varuna, il che significa che la lunghezza della corda era vicina alla più lunga misurabile durante l’evento, limitando strettamente il possibile diametro equatoriale massimo.

I risultati dello stesso evento da Camalaú, Paraíba, circa 450 km (280 mi) a sud (e su quello che è stato previsto essere l’estensione molto meridionale del percorso dell’ombra), hanno mostrato un’occultazione di 28 secondi, corrispondente ad una corda di circa 535 km (332 mi), molto più lunga di quanto ci si potesse aspettare. Tuttavia, Quixadá, 255 km (158 mi) a sud di São Luís – tra esso e Camalaú – ha avuto paradossalmente un risultato negativo. Per spiegare i risultati negativi di Quixadá, l’apparente obliquità (appiattimento) di Varuna è stata imposta ad un valore minimo di circa 0,56 (rapporto d’aspetto c/a ≤ 0,44), corrispondente ad una dimensione polare minima di circa 441,3 km (274,2 mi), sulla base della lunghezza della corda data di 1003±9 km. Il limite inferiore risultante sulla dimensione polare di Varuna è approssimativamente uguale al limite inferiore del rapporto di aspetto c/a di Lacerda e Jewitt di 0,45, che hanno precedentemente calcolato nel 2007. Una presentazione preliminare alla conferenza, fatta prima che i risultati di Camalaú fossero completamente analizzati, concludeva che i risultati di São Luís e Quixadá insieme suggerivano che una forma significativamente allungata è necessaria per Varuna.

Le occultazioni successive nel 2013 e nel 2014 hanno dato diametri medi di 686 km (426 mi) e 670 km (420 mi), rispettivamente. Il diametro medio di 678 km (421 mi), calcolato da entrambi gli accordi delle occultazioni, appare apparentemente coerente con la misura termica di Spitzer e Herschel di 668 km (415 mi). Mentre l’apparente obliquità di Varuna non può essere determinata dal singolo accordo ottenuto dall’occultazione del 2014, l’occultazione del 2013 ha prodotto due accordi, corrispondenti a un’apparente obliquità di circa 0,29. L’obliquità imposta per la lunghezza della corda del 2013 di 686 km come diametro di Varuna corrisponde a una dimensione polare di circa 487 km (303 mi), in qualche modo coerente con la dimensione polare minima calcolata del 2010 di 441,3 km.

Spettri e superficieModifica

Confronto di dimensioni, albedo, e colori di vari grandi oggetti trans-nettuniani. Gli archi grigi rappresentano le incertezze delle dimensioni dell’oggetto.

Concetto artistico di Varuna, che incorpora parte di ciò che è noto, compresa la sua forma e colorazione dall’analisi spettrale

Lo spettro di Varuna è stato analizzato per la prima volta all’inizio del 2001 con il Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) al Telescopio Nazionale Galileo in Spagna. Le osservazioni spettrali di Varuna alle lunghezze d’onda del vicino infrarosso hanno rivelato che la superficie di Varuna è moderatamente rossa e mostra una pendenza spettrale rossa tra la gamma di lunghezze d’onda di 0,9 e 1,8 μm. Lo spettro di Varuna mostra anche forti bande di assorbimento a lunghezze d’onda di 1,5 e 2 μm, indicando la presenza di ghiaccio d’acqua sulla sua superficie.

Il colore rosso della superficie di Varuna deriva dalla fotolisi dei composti organici irradiati dalla luce solare e dai raggi cosmici. L’irradiazione di composti organici come il metano sulla superficie di Varuna produce tholins, che sono noti per ridurre la sua riflettività superficiale (albedo) e ci si aspetta che facciano apparire il suo spettro senza caratteristiche. Rispetto a Huya, che è stato osservato insieme a Varuna nel 2001, appare meno rosso e mostra più bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua, suggerendo che la superficie di Varuna è relativamente fresca e ha mantenuto parte del suo materiale originale nella sua superficie. L’aspetto fresco della superficie di Varuna potrebbe essere il risultato di collisioni che hanno esposto ghiaccio d’acqua fresca sotto lo strato di tholins di Varuna sopra la sua superficie.

Un altro studio degli spettri di Varuna alle lunghezze d’onda del vicino infrarosso nel 2008 ha prodotto uno spettro senza caratteristiche con una pendenza spettrale blu, contrariamente ai precedenti risultati del 2001. Gli spettri ottenuti nel 2008 non hanno mostrato alcuna chiara indicazione di ghiaccio d’acqua, in contraddizione con i risultati del 2001. La discrepanza tra i due risultati è stata interpretata come un’indicazione di variazione della superficie di Varuna, anche se questa possibilità è stata poi esclusa da uno studio del 2014 degli spettri di Varuna. I risultati del 2014 corrispondevano da vicino agli spettri precedenti ottenuti nel 2001, il che implica che lo spettro senza caratteristiche ottenuto nel 2008 è probabilmente errato.

I modelli per lo spettro di Varuna suggeriscono che la sua superficie è molto probabilmente formata da una miscela di silicati amorfi (25%), composti organici complessi (35%), carbonio amorfo (15%) e ghiaccio d’acqua (25%), con una possibilità fino al 10% di ghiaccio metano. Per un oggetto di dimensioni simili a Varuna, la presenza di metano volatile non potrebbe essere primordiale in quanto Varuna non è abbastanza massiccio da trattenere i volatili sulla sua superficie. Un evento avvenuto successivamente alla formazione di Varuna, come un impatto energetico, potrebbe spiegare la presenza di metano sulla superficie di Varuna. Ulteriori osservazioni nel vicino infrarosso degli spettri di Varuna sono state condotte presso il NASA Infrared Telescope Facility nel 2017 e hanno identificato caratteristiche di assorbimento tra 2,2 e 2,5 μm che potrebbero essere associate a etano ed etilene, sulla base di analisi preliminari. Per corpi di medie dimensioni come Varuna, è probabile che volatili come l’etano e l’etilene siano trattenuti rispetto a volatili più leggeri come il metano, secondo le teorie di ritenzione volatile formulate dagli astronomi Schaller e Brown nel 2007.

LuminositàModifica

La magnitudine apparente di Varuna, la sua luminosità vista dalla Terra, varia da 19,5 a 20 magnitudini. All’opposizione, la sua magnitudine apparente può raggiungere 20,3 magnitudini. Misure termiche combinate dal telescopio spaziale Spitzer e dall’osservatorio spaziale Herschel nel 2013 hanno ottenuto una magnitudine assoluta visiva (HV) di 3,76, paragonabile a quella dell’oggetto della fascia di Kuiper di dimensioni simili Ixion (HV=3,83). Varuna è tra i venti oggetti trans-nettuniani più luminosi conosciuti, nonostante il Minor Planet Center assuma una magnitudine assoluta di 3,6.

La superficie di Varuna è scura, con un’albedo geometrica misurata di 0,127 basata su osservazioni termiche nel 2013. L’albedo geometrico di Varuna è simile a quello del possibile pianeta nano Quaoar, che ha un albedo geometrico di 0,109. Inizialmente si pensava che Varuna avesse un’albedo geometrica molto più bassa, poiché le prime osservazioni a terra delle emissioni termiche di Varuna dal 2000 al 2005 stimavano valori di albedo che andavano da 0,04 a 0,07, circa otto volte più scuri dell’albedo di Plutone. Successive misurazioni termiche di Varuna con telescopi spaziali hanno confutato queste precedenti misurazioni dell’albedo: Spitzer ha misurato un’albedo geometrica più alta di 0,116 mentre ulteriori misure termiche da Spitzer e Herschel nel 2013 hanno stimato un’albedo geometrica di 0,127.

Le osservazioni fotometriche di Varuna nel 2004 e nel 2005 sono state effettuate per osservare i cambiamenti nella curva di luce di Varuna causati dai picchi di opposizione quando l’angolo di fase di Varuna si avvicina a zero gradi all’opposizione. I risultati della fotometria hanno mostrato che l’ampiezza della curva di luce di Varuna è diminuita a 0.2 magnitudini all’opposizione, meno della sua ampiezza complessiva di 0,42 magnitudini. I risultati della fotometria hanno anche mostrato un aumento dell’asimmetria della curva di luce di Varuna vicino all’opposizione, indicando variazioni delle proprietà di dispersione sulla sua superficie. L’ondata di opposizione di Varuna differisce da quella degli asteroidi scuri, che diventa gradualmente più pronunciata vicino all’opposizione, in contrasto con la stretta ondata di opposizione di Varuna, in cui l’ampiezza della sua curva di luce cambia bruscamente entro un angolo di fase di 0,5 gradi. I picchi di opposizione di altri corpi del sistema solare con albedo moderato si comportano in modo simile a Varuna, suggerendo indirettamente che Varuna potrebbe avere un’albedo più alta in contrasto con le stime dell’albedo a terra. Questa implicazione di un’albedo più alta per Varuna è stata confermata in successive misurazioni termiche da Spitzer e Herschel.

Struttura internaModifica

Varuna è stimato avere una densità apparente di 0,992 g/cm3, marginalmente inferiore a quella dell’acqua (1 g/cm3). La bassa densità apparente di Varuna è probabilmente dovuta a una struttura interna porosa composta da un rapporto quasi proporzionale di ghiaccio d’acqua e roccia. Per spiegare la sua struttura interna porosa e la sua composizione, Lacerda e Jewitt hanno suggerito che Varuna potrebbe avere una struttura interna granulare. Si pensa che la struttura interna granulare di Varuna sia il risultato di fratture causate da collisioni passate, probabilmente responsabili della sua rapida rotazione. Altri oggetti, tra cui le lune di Saturno Tethys e Iapetus, sono noti per avere una densità altrettanto bassa, con una struttura interna porosa e una composizione che è prevalentemente ghiaccio d’acqua e roccia. William Grundy e colleghi hanno proposto che i TNO scuri e a bassa densità intorno alla gamma di dimensioni di circa 400-1.000 km (250-620 mi) sono corpi di transizione tra quelli più piccoli e porosi (e quindi a bassa densità) e quelli più grandi, più densi, più luminosi e geologicamente differenziati (come i pianeti nani). Le strutture interne dei TNO a bassa densità, come Varuna, si erano differenziate solo parzialmente, poiché i loro probabili interni rocciosi non avevano raggiunto temperature sufficienti per fondersi e collassare negli spazi porosi fin dalla formazione. Di conseguenza, la maggior parte dei TNO di medie dimensioni era rimasta internamente porosa, risultando così in basse densità. In questo caso, Varuna potrebbe non essere in equilibrio idrostatico.