20000 Varuna

Rozmiar i kształtEdit

.

.

Varuna w porównaniu z Ziemią i Księżycem

W wyniku jej szybkiej rotacji, kształt Varuny jest zdeformowany do elipsoidy trójosiowej. Biorąc pod uwagę szybką rotację, rzadką dla tak dużych obiektów, kształt Varuny opisywany jest jako elipsoida Jacobiego, o współczynniku kształtu a/b wynoszącym około 1,5-1,6 (w którym najdłuższa półoś a Varuny jest 1,5-1,6 razy dłuższa niż jej półoś b). Badanie krzywej blasku Varuny wykazało, że najlepiej dopasowanym modelem kształtu Varuny jest trójosiowa elipsoida z półosiami a, b, i c w proporcjach w zakresie b/a = 0,63-0,80, i c/a = 0,45-0,52.

Dzięki elipsoidalnemu kształtowi Varuny, wiele obserwacji dostarczyło różnych oszacowań jej średnicy, w zakresie od 500-1,000 km (310-620 mi). Większość szacunków średnicy Waruny została wyznaczona na podstawie pomiarów jej emisji termicznej, chociaż szacunki rozmiaru zostały ograniczone do mniejszych wartości w wyniku wyższego albedo wyznaczonego przez kosmiczne pomiary termiczne. Obserwacje okluzji gwiazd przez Varuna również dostarczyły różnych szacunków rozmiarów. Okultacja przez Varunę w lutym 2010 roku dała długość cięciwy 1,003 km (623 mil), wnioskowaną w poprzek jej najdłuższej osi. Późniejsze okultacje w 2013 i 2014 roku dały średnie średnice odpowiednio 686 km (426 mi) i 670 km (420 mi).

Od czasu odkrycia Waruny, Haumea, inny większy szybko rotujący (3,9 h) obiekt ponad dwukrotnie większy od Waruny, został odkryty i również uważa się, że ma wydłużony kształt, aczkolwiek nieco mniej wyraźny (szacowany stosunek b/a = 0,76~0.88, i c/a = 0,50~0,55, prawdopodobnie z powodu wyższej szacowanej gęstości około 1,757-1,965 g/cm3).

Możliwy status planety karłowatejEdit

Międzynarodowa Unia Astronomiczna nie sklasyfikowała Varuny jako planety karłowatej i nie zajęła się możliwością oficjalnego przyjęcia dodatkowych planet karłowatych od czasu przyjęcia Makemake i Haumea w 2008 roku. Astronom Gonzalo Tancredi uważa, że Varuna jest prawdopodobnym kandydatem, ponieważ uważa się, że powinna mieć gęstość większą lub równą gęstości wody (1 g/cm3), aby mogła być w równowadze hydrostatycznej jako elipsoida Jacobiego. Jednak Tancredi nie wydał bezpośredniej rekomendacji dla zaliczenia jej do planet karłowatych. Amerykański astronom Michael Brown uważa, że Varuna z dużym prawdopodobieństwem jest planetą karłowatą, umieszczając ją na progu „bardzo prawdopodobne”. W oparciu o najlepiej dopasowany model elipsoidy Jacobiego dla Waruny, Lacerda i Jewitt szacują, że Varuna ma niską gęstość 0,992 g/cm3, nieco mniej niż kryterium minimalnej gęstości Tancrediego. Pomimo tego, w ich modelu założono, że Varuna jest w równowadze hydrostatycznej. Astronom William Grundy i współpracownicy zaproponowali, że ciemne TNO o niskiej gęstości w zakresie rozmiarów około 400-1,000 km (250-620 mi) są prawdopodobnie częściowo zróżnicowane, z porowatymi i skalistymi wnętrzami. Podczas gdy wnętrza średniej wielkości TNO takich jak Varuna prawdopodobnie zapadły się grawitacyjnie, powierzchnia pozostała nieskompresowana, co sugeruje, że Varuna może nie być w równowadze hydrostatycznej.

Pomiary termiczneEdit

Ziemne obserwacje emisji termicznej Varuna od 2000 do 2005 roku dały duże szacunki średnicy od 900 km (560 mi) do 1,060 km (660 mi), co czyni ją porównywalną z rozmiarem Ceres. W przeciwieństwie do szacunków naziemnych, kosmiczne obserwacje termiczne z Kosmicznego Teleskopu Spitzera dały mniejszy zakres średnicy 450-750 km (280-470 mi). Rozbieżności pomiędzy naziemnymi i kosmicznymi szacunkami rozmiarów wynikają z ograniczonej długości fal obserwowanych przez obserwacje naziemne, będącej skutkiem absorpcji ziemskiej atmosfery. Odległe obiekty trans-Neptunowe, takie jak Varuna, z natury emitują promieniowanie cieplne przy większych długościach fal z powodu ich niskich temperatur. Jednak przy długich falach promieniowanie cieplne nie może przejść przez atmosferę Ziemi i obserwacje naziemne mogły zmierzyć jedynie słabe emisje termiczne z Varuny w bliskiej podczerwieni i submilimetrowych długościach fal, utrudniając dokładność naziemnych pomiarów termicznych.

Obserwacje kosmiczne zapewniły dokładniejsze pomiary termiczne, ponieważ są w stanie zmierzyć emisje termiczne w szerokim zakresie długości fal, które normalnie są zakłócane przez atmosferę Ziemi. Wstępne pomiary termiczne za pomocą Spitzera w 2005 roku dały wyższe ograniczenie albedo od 0,12 do 0,3, co odpowiada mniejszemu ograniczeniu średnicy 450-750 km (280-470 mil). Dalsze pomiary termiczne Spitzera w wielu zakresach długości fal (pasmach) w 2007 roku dały średnie oszacowania średnicy na poziomie ~502 km i ~621 km, odpowiednio dla jedno- i dwupasmowego rozwiązania danych. Na podstawie tych wyników przyjęto, że średnia średnica wynosi 500 km (310 mil). Dalsze wielopasmowe obserwacje termiczne z Kosmicznego Obserwatorium Herschela w 2013 roku dały średnią średnicę 668+154
-86 km, zgodną z wcześniejszymi ograniczeniami średnicy Varuny.

OkultyzacjeEdit

Poprzednie próby obserwacji okluzji gwiazd przez Varuna w 2005 i 2008 roku nie powiodły się z powodu niepewności w ruchu właściwym Varuny wraz z niepożądanymi warunkami do obserwacji. W 2010 roku okluzja Varuny została pomyślnie zaobserwowana przez zespół astronomów kierowany przez Bruno Sicardy’ego w nocy 19 lutego. Okluzja była obserwowana z różnych regionów południowej Afryki i północno-wschodniej Brazylii. Choć obserwacje okluzji z RPA i Namibii dały negatywne wyniki, obserwacje z Brazylii, szczególnie z São Luís w Maranhão, pozwoliły wykryć 52,5-sekundową okluzję Waruny na gwieździe o jasności 11,1 magnitudo. Okultacja dała długość cięciwy 1003±9 km, dość dużą w porównaniu do średniej średnicy oszacowanej na podstawie pomiarów termicznych. Ponieważ okultacja nastąpiła w pobliżu maksimum jasności Varuny, obserwowano maksymalną pozorną powierzchnię dla elipsoidalnego kształtu; najdłuższa oś kształtu Varuny była obserwowana podczas okultacji. São Luís znajdował się również bardzo blisko przewidywanej linii środkowej ścieżki cienia Waruny, co oznacza, że długość cięciwy była bliska najdłuższej zmierzonej podczas okluzji, ściśle ograniczając możliwą maksymalną średnicę równikową.

Wyniki z tego samego zdarzenia z Camalaú, Paraíba, około 450 km (280 mi) na południe (i na tym, co było przewidywane jako bardzo południowy zakres ścieżki cienia), pokazały 28-sekundową okultację, odpowiadającą ok. 535 km (332 mi) cięciwy, znacznie dłuższej niż można by się spodziewać. Natomiast w Quixadá, 255 km (158 mil) na południe od São Luís – pomiędzy nim a Camalaú – paradoksalnie uzyskano wynik negatywny. Aby wyjaśnić negatywne wyniki Quixadá, pozorna obłość (spłaszczenie) Varuny została nałożona na minimalną wartość około 0,56 (współczynnik kształtu c/a ≤ 0,44), co odpowiada minimalnemu wymiarowi biegunowemu około 441,3 km (274,2 mi), w oparciu o podaną długość cięciwy 1003±9 km. Wynikający z tego dolny limit wymiaru polarnego Varuny jest w przybliżeniu równy dolnemu limitowi współczynnika kształtu c/a wynoszącemu 0,45, obliczonemu przez Lacerdę i Jewitta w 2007 roku. Wstępna prezentacja konferencyjna, przedstawiona przed pełną analizą wyników z Camalaú, zawierała wniosek, że wyniki z São Luís i Quixadá razem sugerują, że znacznie wydłużony kształt jest wymagany dla Varuny.

Późniejsze okultacje w 2013 i 2014 roku dały średnie średnice 686 km (426 mi) i 670 km (420 mi), odpowiednio. Średnia średnica 678 km (421 mi), obliczona na podstawie obu cięciw z okultacji, wydaje się być zgodna z pomiarami termicznymi Spitzera i Herschela, wynoszącymi 668 km (415 mi). Podczas gdy pozorna obłość Waruny nie mogła być określona na podstawie pojedynczej cięciwy uzyskanej z okultacji z 2014 roku, okultacja z 2013 roku dała dwie cięciwy, odpowiadające pozornej obłości około 0,29. Narzucona obłość dla długości cięciwy z 2013 roku wynoszącej 686 km jako średnica Varuny odpowiada wymiarowi biegunowemu około 487 km (303 mi), nieco zgodnemu z obliczonym w 2010 roku minimalnym wymiarem biegunowym 441,3 km.

Widma i powierzchniaEdit

Porównanie rozmiarów, albedo i kolorów różnych dużych obiektów trans-Neptunicznych. Szare łuki reprezentują niepewność rozmiaru obiektu.

Artystyczna koncepcja Waruny, zawierająca część tego, co jest znane, w tym jej kształt i kolorystykę z analizy widma

Widmo Waruny zostało po raz pierwszy przeanalizowane na początku 2001 roku za pomocą Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) w Galileo National Telescope w Hiszpanii. Obserwacje spektralne Varuny przy długościach fal bliskiej podczerwieni ujawniły, że powierzchnia Varuny jest umiarkowanie czerwona i wykazuje czerwone nachylenie widma pomiędzy zakresem długości fal od 0,9 do 1,8 μm. Widmo Varuny wykazuje również silne pasma absorpcji przy długościach fal 1,5 i 2 μm, wskazując na obecność lodu wodnego na jej powierzchni.

Czerwony kolor powierzchni Varuny wynika z fotolizy związków organicznych napromieniowanych przez światło słoneczne i promienie kosmiczne. Napromieniowanie związków organicznych takich jak metan na powierzchni Waruny produkuje toliny, które są znane z tego, że zmniejszają jej współczynnik odbicia (albedo) i mają powodować, że jej widmo wydaje się pozbawione cech. W porównaniu do Huya, która była obserwowana razem z Varuną w 2001 roku, wydaje się ona mniej czerwona i wykazuje bardziej widoczne pasma absorpcji lodu wodnego, co sugeruje, że powierzchnia Varuny jest stosunkowo świeża i zachowała część oryginalnego materiału w swojej powierzchni. Świeży wygląd powierzchni Varuny mógł wynikać z kolizji, które odsłoniły świeży lód wodny pod warstwą tholinów Varuny nad jej powierzchnią.

Inne badanie widma Varuny przy długościach fal bliskiej podczerwieni w 2008 roku dało widmo bez cech z niebieskim nachyleniem widma, w przeciwieństwie do wcześniejszych wyników z 2001 roku. Widma uzyskane w 2008 roku nie wykazały wyraźnych oznak lodu wodnego, w przeciwieństwie do wcześniejszych wyników z 2001 roku. Rozbieżność pomiędzy tymi dwoma wynikami została zinterpretowana jako wskazanie na zmienność powierzchni Varuny, choć ta możliwość została później wykluczona przez badania widm Varuny z 2014 roku. Wyniki z 2014 roku ściśle pasowały do poprzednich widm uzyskanych w 2001 roku, sugerując, że pozbawione cech widmo uzyskane w 2008 roku jest prawdopodobnie błędne.

Modele dla widma Varuny sugerują, że jej powierzchnia jest najprawdopodobniej utworzona z mieszaniny amorficznych krzemianów (25%), złożonych związków organicznych (35%), amorficznego węgla (15%) i lodu wodnego (25%), z możliwością do 10% lodu metanowego. Dla obiektu o rozmiarach podobnych do Varuny, obecność lotnego metanu nie mogła być pierwotna, gdyż Varuna nie jest na tyle masywna, by zatrzymywać na swej powierzchni lotne związki. Zdarzenie, które miało miejsce później, po uformowaniu się Varuny – takie jak energetyczne uderzenie – prawdopodobnie tłumaczyłoby obecność metanu na powierzchni Varuny. Dodatkowe obserwacje widma Varuny w bliskiej podczerwieni zostały przeprowadzone w NASA Infrared Telescope Facility w 2017 roku i zidentyfikowały cechy absorpcji pomiędzy 2,2 a 2,5 μm, które mogą być związane z etanem i etylenem, w oparciu o wstępną analizę. W przypadku ciał średniej wielkości, takich jak Varuna, wolatile takie jak etan i etylen prawdopodobnie zostaną zachowane niż lżejsze wolatile, takie jak metan, zgodnie z teoriami retencji lotnej sformułowanymi przez astronomów Schallera i Browna w 2007 roku.

JasnośćEdit

Magnitudo pozorne Varuny, jej jasność widziana z Ziemi, waha się od 19,5 do 20 magnitudo. W czasie opozycji jej jasność pozorna może osiągać nawet 20,3 magnitudo. Połączone pomiary termiczne z Kosmicznego Teleskopu Spitzera i Kosmicznego Obserwatorium Herschela w 2013 roku dały wizualną magnitudę absolutną (HV) 3,76, porównywalną z podobnej wielkości obiektem pasa Kuipera – Ixionem (HV=3,83). Varuna należy do dwudziestu najjaśniejszych znanych obiektów trans-Neptunicznych, mimo że Minor Planet Center przyjmuje magnitudo absolutne 3,6.

Powierzchnia Varuny jest ciemna, ze zmierzonym albedo geometrycznym 0,127 na podstawie obserwacji termicznych w 2013 roku. Geometryczne albedo Waruny jest podobne do albeda możliwej planety karłowatej Quaoar, która ma geometryczne albedo 0,109. Początkowo sądzono, że Varuna ma znacznie niższe albedo geometryczne, ponieważ wczesne obserwacje naziemne emisji termicznych Varuny z lat 2000-2005 szacowały wartości albedo w zakresie od 0,04 do 0,07, około osiem razy ciemniejsze niż albedo Plutona. Późniejsze pomiary termiczne Varuny za pomocą teleskopów kosmicznych obaliły te wcześniejsze pomiary albedo: Spitzer zmierzył wyższe albedo geometryczne wynoszące 0,116, podczas gdy dalsze pomiary termiczne ze Spitzera i Herschela w 2013 roku oszacowały albedo geometryczne na 0,127.

Fotometryczne obserwacje Varuny w 2004 i 2005 roku zostały przeprowadzone w celu zaobserwowania zmian w krzywej blasku Varuny spowodowanych skokami opozycji, gdy kąt fazowy Varuny zbliża się do zera stopni przy opozycji. Wyniki fotometrii pokazały, że amplituda krzywej blasku Varuny zmniejszyła się do 0.2 magnitudo przy opozycji, mniej niż jej całkowita amplituda wynosząca 0,42 magnitudo. Wyniki fotometrii wykazały również wzrost asymetrii krzywej blasku Varuny w pobliżu opozycji, wskazując na zmiany właściwości rozpraszania na jej powierzchni. Skok opozycji Varuny różni się od skoków ciemnych planetoid, które stopniowo stają się coraz wyraźniejsze w pobliżu opozycji, w przeciwieństwie do wąskiego skoku opozycji Varuny, w którym amplituda krzywej blasku zmienia się gwałtownie w granicach kąta fazowego 0,5 stopnia. Skoki opozycji innych ciał Układu Słonecznego o umiarkowanym albedo zachowują się podobnie jak Varuna, pośrednio sugerując, że Varuna może mieć wyższe albedo w przeciwieństwie do naziemnych oszacowań albedo. Ta implikacja wyższego albedo dla Varuna została potwierdzona w późniejszych pomiarach termicznych ze Spitzera i Herschela.

Struktura wewnętrznaEdit

Szacuje się, że Varuna ma gęstość nasypową 0,992 g/cm3, marginalnie mniejszą niż woda (1 g/cm3). Niska gęstość objętościowa Varuny jest prawdopodobnie spowodowana porowatą strukturą wewnętrzną, składającą się z niemal proporcjonalnego stosunku wody i skał. Aby wyjaśnić jej porowatą strukturę wewnętrzną i skład, Lacerda i Jewitt zasugerowali, że Varuna może mieć ziarnistą strukturę wewnętrzną. Uważa się, że ziarnista struktura wewnętrzna Varuny powstała w wyniku pęknięć spowodowanych dawnymi kolizjami, które prawdopodobnie były odpowiedzialne za jej szybką rotację. Inne obiekty, w tym księżyce Saturna Tethys i Iapetus, również mają podobnie niską gęstość, porowatą strukturę wewnętrzną i skład, w którym dominuje lód wodny i skały. William Grundy i współpracownicy zaproponowali, że ciemne TNO o niskiej gęstości w zakresie rozmiarów około 400-1000 km (250-620 mi) są przejściowe pomiędzy mniejszymi, porowatymi (a więc o niskiej gęstości) ciałami a większymi, gęstszymi, jaśniejszymi i zróżnicowanymi geologicznie ciałami planetarnymi (takimi jak planety karłowate). Struktury wewnętrzne TNO o małej gęstości, takich jak Varuna, zróżnicowały się tylko częściowo, ponieważ ich prawdopodobnie skaliste wnętrza nie osiągnęły od czasu uformowania wystarczających temperatur do stopienia się i zapadnięcia w przestrzenie porowe. W rezultacie, większość średniej wielkości TNO pozostała wewnętrznie porowata, co skutkuje niską gęstością. W tym przypadku, Varuna może nie być w równowadze hydrostatycznej.