20000 Varuna

Omvang en vormEdit

(vastgesteld)

(vastgesteld)as minimum alleen)

Varuna vergeleken met de Aarde en de Maan

Als gevolg van zijn snelle rotatie, is de vorm van Varuna vervormd tot een triaxiale ellipsoïde. Gezien de snelle rotatie, zeldzaam voor objecten van deze grootte, wordt de vorm van Varuna beschreven als een Jacobi-ellipsoïde, met een a/b-asverhouding van ongeveer 1,5-1,6 (waarbij Varuna’s langste halfas a 1,5-1,6 keer zo lang is als zijn halfas b). Onderzoek van Varuna’s lichtkromme heeft uitgewezen dat het best passende model voor Varuna’s vorm een drie-assige ellipsoïde is met de halfassen a, b, en c in verhoudingen in het bereik van b/a = 0,63-0,80, en c/a = 0,45-0,52.

Door Varuna’s ellipsoïdale vorm hebben meerdere waarnemingen verschillende schattingen voor zijn diameter opgeleverd, variërend van 500-1.000 km (310-620 mi). De meeste diameter schattingen voor Varuna werden bepaald door het meten van zijn thermische emissie, hoewel de schattingen van de grootte zijn beperkt tot kleinere waarden als gevolg van hogere albedo’s bepaald door thermische metingen in de ruimte. Waarnemingen van stellaire occultaties door Varuna hebben ook variërende schattingen van de afmetingen opgeleverd. Een occultatie door Varuna in februari 2010 leverde een koordlengte op van 1.003 km (623 mi), afgeleid als zijnde over zijn langste as. Latere occultaties in 2013 en 2014 leverden gemiddelde diameters op van respectievelijk 686 km en 670 km.

Sinds de ontdekking van Varuna is Haumea ontdekt, een ander groter snel roterend (3,9 h) object dat meer dan twee keer zo groot is als Varuna. Ook van dit object wordt gedacht dat het een langgerekte vorm heeft, zij het iets minder uitgesproken (geschatte verhoudingen van b/a = 0,76~0.88, en c/a = 0,50~0,55, mogelijk als gevolg van een hogere geschatte dichtheid van ongeveer 1,757-1,965 g/cm3).

Mogelijke dwergplaneetstatusEdit

De Internationale Astronomische Unie heeft Varuna niet geclassificeerd als een dwergplaneet en heeft zich niet beziggehouden met de mogelijkheid om officieel extra dwergplaneten te accepteren sinds de acceptatie van Makemake en Haumea in 2008. Astronoom Gonzalo Tancredi beschouwt Varuna als een waarschijnlijke kandidaat omdat het een dichtheid groter dan of gelijk aan die van water (1 g/cm3) zou moeten hebben om in hydrostatisch evenwicht te zijn als een Jacobi ellipsoïde. Tancredi heeft echter geen directe aanbeveling gedaan voor zijn opneming als dwergplaneet. De Amerikaanse astronoom Michael Brown acht het zeer waarschijnlijk dat Varuna een dwergplaneet is, en plaatst hem op de drempel van “zeer waarschijnlijk”. Op basis van een best-fit Jacobi ellipsoïdemodel voor Varuna schatten Lacerda en Jewitt dat Varuna een lage dichtheid van 0,992 g/cm3 heeft, iets minder dan Tancredi’s minimum dichtheidscriterium. Desondanks werd aangenomen dat Varuna in hydrostatisch evenwicht was in hun model. Astronoom William Grundy en collega’s stelden voor dat donkere TNO’s met een lage dichtheid in het groottegebied van ongeveer 400-1.000 km waarschijnlijk gedeeltelijk gedifferentieerd zijn met poreuze en rotsachtige interieurs. Terwijl de interieurs van middelgrote TNO’s zoals Varuna waarschijnlijk gravitationeel waren ingestort, bleef het oppervlak ongecomprimeerd, wat impliceert dat Varuna misschien niet in hydrostatisch evenwicht is.

Thermische metingenEdit

Grondwaarnemingen van de thermische emissie van Varuna van 2000 tot 2005 leverden grote diameterschattingen op, variërend van 900 km (560 mi) tot 1.060 km (660 mi), waardoor het vergelijkbaar is met de grootte van Ceres. In tegenstelling tot de schattingen aan de grond, gaven thermische waarnemingen in de ruimte door de Spitzer Space Telescope een kleinere diameter aan van 450-750 km (280-470 mi). Het verschil tussen de schattingen van de afmetingen aan de grond en in de ruimte is te wijten aan de beperkte golflengten voor waarnemingen aan de grond, als gevolg van de absorptie van de aardatmosfeer. Trans-Neptunische objecten op grote afstand, zoals Varuna, zenden door hun lage temperatuur intrinsiek thermische straling uit bij langere golflengten. Bij lange golflengten kan de thermische straling echter niet door de aardatmosfeer dringen en waarnemingen op de grond konden slechts zwakke thermische emissies van Varuna bij nabije-infrarode en submillimeter-golflengten meten, waardoor de nauwkeurigheid van thermische metingen op de grond werd belemmerd.

Waarnemingen in de ruimte leverden nauwkeurigere thermische metingen op, omdat zij thermische emissies kunnen meten bij een breed scala van golflengten die normaliter door de aardatmosfeer worden gestoord. Voorlopige thermische metingen met Spitzer in 2005 leverden een hogere albedo-beperking op van 0,12 tot 0,3, wat overeenkomt met een kleinere diameterbeperking van 450-750 km (280-470 mi). Verdere thermische Spitzer-metingen op verschillende golflengtegebieden (banden) in 2007 leverden gemiddelde diameterschattingen op van ongeveer ~502 km en ~621 km voor respectievelijk een oplossing met één band en een oplossing met twee banden voor de gegevens. Op basis van deze resultaten werd een gemiddelde diameter van 500 km (310 mi) aangenomen. Follow-up multi-band thermische waarnemingen van het Herschel Space Observatory in 2013 leverde een gemiddelde diameter van 668+154
-86 km, in overeenstemming met eerdere beperkingen op Varuna’s diameter.

OccultatiesEdit

Eerdere pogingen van waarnemingen van stellaire occultaties door Varuna in 2005 en 2008 waren niet succesvol als gevolg van onzekerheden in de eigenbeweging van Varuna samen met ongewenste omstandigheden voor het waarnemen. In 2010 werd een occultatie door Varuna succesvol waargenomen door een team van astronomen onder leiding van Bruno Sicardy in de nacht van 19 februari. De occultatie werd waargenomen vanuit verschillende regio’s in zuidelijk Afrika en het noordoosten van Brazilië. Hoewel waarnemingen van de occultatie vanuit Zuid-Afrika en Namibië negatieve resultaten opleverden, hebben waarnemingen vanuit Brazilië, met name in São Luís in Maranhão, met succes een 52,5-seconden durende occultatie door Varuna van een ster van 11,1 magnitude gedetecteerd. De occultatie leverde een koordlengte op van 1003±9 km, vrij groot vergeleken met gemiddelde diameterschattingen uit thermische metingen. Omdat de occultatie plaatsvond nabij Varuna’s maximale helderheid, werd tijdens de occultatie de maximale schijnbare oppervlakte voor een ellipsoïdale vorm waargenomen; de langste as van Varuna’s vorm werd tijdens de occultatie waargenomen. São Luís bevond zich ook zeer dicht bij de voorspelde middellijn van Varuna’s schaduwpad, wat betekent dat de koorde-lengte dicht bij de langste was die tijdens de gebeurtenis gemeten kon worden, wat de mogelijke maximale equatoriale diameter nauw in de hand houdt.

Resultaten van dezelfde gebeurtenis vanuit Camalaú, Paraíba, ongeveer 450 km (280 mi) zuidelijker (en op wat was voorspeld als de zeer zuidelijke grens van het schaduwpad), toonden een 28-seconden occultatie, overeenkomend met een ongeveer 535 km (332 mi) koorde, veel langer dan anders zou zijn verwacht. Quixadá, 255 km (158 mi) ten zuiden van São Luís – tussen São Luís en Camalaú – had echter paradoxaal genoeg een negatief resultaat. Om de negatieve resultaten van Quixadá te verklaren, werd de schijnbare afplatting van Varuna vastgesteld op een minimumwaarde van ongeveer 0,56 (hoogte-breedteverhouding c/a ≤ 0,44), wat overeenkomt met een minimum polaire dimensie van ongeveer 441,3 km (274,2 mi), gebaseerd op de gegeven koorde-lengte van 1003±9 km. De resulterende ondergrens van de polaire dimensie van Varuna is ongeveer gelijk aan de ondergrens van Lacerda en Jewitt’s aspectratio c/a van 0,45, die zij eerder in 2007 berekenden. Een voorlopige conferentie presentatie, gegeven voordat de Camalaú resultaten volledig waren geanalyseerd, concludeerde dat de São Luís en Quixadá resultaten samen suggereren dat een aanzienlijk langgerekte vorm nodig is voor Varuna.

Latere occultaties in 2013 en 2014 leverden gemiddelde diameters van 686 km (426 mi) en 670 km (420 mi) op, respectievelijk. De gemiddelde diameter van 678 km, berekend uit de beide akkoorden van de occultaties, lijkt overeen te komen met de thermische metingen van Spitzer en Herschel van 668 km. Terwijl de schijnbare afplatting van Varuna niet kon worden bepaald uit het enkele akkoord van de occultatie van 2014, leverde de occultatie van 2013 twee akkoorden op, die overeenkomen met een schijnbare afplatting van ongeveer 0,29. De opgelegde afplatting voor de 2013 koordlengte van 686 km als Varuna’s diameter komt overeen met een poolafmeting van ongeveer 487 km, enigszins consistent met de berekende 2010 minimum poolafmeting van 441,3 km.

Spectra en oppervlakEdit

Vergelijking van afmetingen, albedo, en kleuren van verschillende grote trans-Neptunische objecten. De grijze bogen geven de onzekerheden van de grootte van het object weer.

Art concept van Varuna, met enkele van de bekende gegevens, waaronder zijn vorm en kleur uit spectrale analyse

Varuna’s spectrum werd begin 2001 voor het eerst geanalyseerd met de Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) op de Galileo National Telescope in Spanje. Spectrale waarnemingen van Varuna op nabij-infrarode golflengten toonden aan dat het oppervlak van Varuna matig rood is en een rode spectrale helling vertoont tussen het golflengtegebied van 0,9 en 1,8 μm. Het spectrum van Varuna vertoont ook sterke absorptiebanden bij golflengten van 1,5 en 2 μm, wat wijst op de aanwezigheid van waterijs op zijn oppervlak.

De rode kleur van het oppervlak van Varuna is het gevolg van de fotolyse van organische verbindingen die worden bestraald door zonlicht en kosmische straling. De bestraling van organische verbindingen zoals methaan op Varuna’s oppervlak produceert tholines, waarvan bekend is dat ze het reflectievermogen (albedo) van het oppervlak verminderen en er naar verwachting voor zorgen dat het spectrum van Varuna er karakterloos uitziet. Vergeleken met Huya, die samen met Varuna werd waargenomen in 2001, lijkt hij minder rood en vertoont hij meer duidelijke absorptiebanden van waterijs, wat suggereert dat Varuna’s oppervlak relatief vers is en nog wat van zijn oorspronkelijke materiaal in zijn oppervlak heeft behouden. Het verse uiterlijk van Varuna’s oppervlak kan het gevolg zijn van botsingen die vers waterijs hebben blootgelegd onder Varuna’s laag van tholines boven zijn oppervlak.

Een andere studie van Varuna’s spectra op nabij-infrarode golflengten in 2008 leverde een karakterloos spectrum op met een blauwe spectrale helling, in tegenstelling tot eerdere resultaten in 2001. De in 2008 verkregen spectra vertoonden geen duidelijke aanwijzing voor waterijs, in tegenstelling tot de resultaten van 2001. De discrepantie tussen de twee resultaten werd geïnterpreteerd als een indicatie van oppervlaktevariatie op Varuna, hoewel deze mogelijkheid later werd uitgesloten door een 2014 studie van Varuna’s spectra. De 2014 resultaten kwamen nauw overeen met de vorige spectra verkregen in 2001, wat impliceert dat de featurloze spectra verkregen in 2008 waarschijnlijk foutief is.

Modellen voor Varuna’s spectrum suggereren dat zijn oppervlak hoogstwaarschijnlijk wordt gevormd door een mengsel van amorfe silicaten (25%), complexe organische verbindingen (35%), amorfe koolstof (15%) en waterijs (25%), met een mogelijkheid van maximaal 10% methaanijs. Voor een object met een omvang vergelijkbaar met Varuna, kan de aanwezigheid van vluchtig methaan niet primordiaal zijn, omdat Varuna niet massief genoeg is om vluchtige stoffen op zijn oppervlak vast te houden. Een gebeurtenis die later na de vorming van Varuna heeft plaatsgevonden – zoals een energetische inslag – zou waarschijnlijk de aanwezigheid van methaan op Varuna’s oppervlak verklaren. Aanvullende nabij-infraroodwaarnemingen van Varuna’s spectra werden in 2017 uitgevoerd in de NASA Infrared Telescope Facility en hebben absorptiekenmerken tussen 2,2 en 2,5 μm geïdentificeerd die geassocieerd zouden kunnen worden met ethaan en ethyleen, gebaseerd op voorlopige analyse. Voor middelgrote lichamen zoals Varuna worden vluchtige stoffen zoals ethaan en ethyleen waarschijnlijk vastgehouden dan lichtere vluchtige stoffen zoals methaan volgens vluchtige retentietheorieën geformuleerd door astronomen Schaller en Brown in 2007.

HelderheidEdit

Varuna’s schijnbare magnitude, zijn helderheid gezien vanaf de aarde, varieert van 19,5 tot 20 magnitudes. Bij oppositie kan zijn schijnbare magnitude oplopen tot 20,3 magnituden. Gecombineerde thermische metingen van de Spitzer Space Telescope en de Herschel Space Observatory in 2013 hebben een visuele absolute magnitude (HV) van 3,76 opgeleverd, vergelijkbaar met die van het Kuipergordelobject Ixion van vergelijkbare grootte (HV=3,83). Varuna behoort tot de twintig helderste trans-Neptunische objecten die bekend zijn, ondanks het feit dat het Minor Planet Center uitgaat van een absolute magnitude van 3,6.

Het oppervlak van Varuna is donker, met een gemeten geometrisch albedo van 0,127 op basis van thermische waarnemingen in 2013. Het geometrische albedo van Varuna is vergelijkbaar met dat van de mogelijke dwergplaneet Quaoar, die een geometrisch albedo van 0,109 heeft. Aanvankelijk werd gedacht dat Varuna een veel lager geometrisch albedo had, omdat vroege grondwaarnemingen van de thermische emissies van Varuna van 2000 tot 2005 albedowaarden schatten die varieerden van 0,04 tot 0,07, ongeveer acht keer donkerder dan het albedo van Pluto. Latere thermische metingen van Varuna met ruimtetelescopen weerlegden deze eerdere albedo metingen: Spitzer mat een hoger geometrisch albedo van 0,116, terwijl verdere thermische metingen van Spitzer en Herschel in 2013 een geometrisch albedo van 0,127 schatten.

Fotometrische waarnemingen van Varuna in 2004 en 2005 werden uitgevoerd om veranderingen in Varuna’s lichtcurve waar te nemen, veroorzaakt door oppositiepieken wanneer de fasehoek van Varuna nul graden nadert bij oppositie. De fotometrische resultaten toonden aan dat de amplitude van Varuna’s lichtkromme was afgenomen tot 0.2 magnitudes bij oppositie, minder dan zijn totale amplitude van 0,42 magnitudes. De fotometrieresultaten toonden ook een toename in asymmetrie van Varuna’s lichtkromme nabij oppositie, wat wijst op variaties in de verstrooiingseigenschappen over zijn oppervlak. De oppositiegolf van Varuna verschilt van die van donkere asteroïden, die geleidelijk meer uitgesproken wordt nabij oppositie, in tegenstelling tot de smalle oppositiegolf van Varuna, waarbij de amplitude van zijn lichtkromme scherp verandert binnen een fasehoek van 0,5 graden. De oppositiegolf van andere zonnestelsellichamen met gematigde albedo’s gedraagt zich vergelijkbaar met die van Varuna, wat indirect suggereert dat Varuna een hoger albedo zou kunnen hebben, in tegenstelling tot de schattingen van het albedo op de grond. Deze implicatie van een hoger albedo voor Varuna werd bevestigd in latere thermische metingen van Spitzer en Herschel.

Interne structuurEdit

Varuna wordt geschat op een bulkdichtheid van 0,992 g/cm3, iets minder dan die van water (1 g/cm3). De lage bulkdichtheid van Varuna is waarschijnlijk het gevolg van een poreuze interne structuur die bestaat uit een bijna evenredige verhouding van waterijs en gesteente. Om de poreuze interne structuur en samenstelling te verklaren, suggereerden Lacerda en Jewitt dat Varuna een korrelige interne structuur zou kunnen hebben. De korrelige interne structuur van Varuna zou het gevolg zijn van breuken die veroorzaakt zijn door botsingen in het verleden, die waarschijnlijk verantwoordelijk zijn voor zijn snelle rotatie. Van andere objecten, waaronder Saturnus’ manen Tethys en Iapetus, is bekend dat ze een vergelijkbare lage dichtheid hebben, met een poreuze inwendige structuur en een samenstelling die voornamelijk uit waterijs en gesteente bestaat. William Grundy en collega’s stelden voor dat donkere TNO’s met een lage dichtheid in het groottegebied van ongeveer 400-1.000 km een overgang vormen tussen kleinere, poreuze (en dus lage dichtheid) hemellichamen en grotere, dichtere, heldere en geologisch gedifferentieerde planetaire lichamen (zoals dwergplaneten). De inwendige structuren van TNO’s met een lage dichtheid, zoals Varuna, waren slechts gedeeltelijk gedifferentieerd, omdat hun waarschijnlijk rotsachtige binnenste nog niet voldoende temperatuur had bereikt om te smelten en in poriën uiteen te vallen sinds de vorming. Als gevolg daarvan waren de meeste middelgrote TNO’s inwendig poreus gebleven, wat resulteerde in lage dichtheden. In dit geval verkeert Varuna wellicht niet in hydrostatisch evenwicht.