20000 Varuna

Tamanho e formaEditar

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Varuna em relação à Terra e à Lua

Como resultado da sua rápida rotação, a forma de Varuna é deformada em elipsóide triaxial. Dada a rápida rotação, rara para objetos tão grandes, a forma de Varuna é descrita como elipsóide Jacobi, com uma razão de aspecto a/b de cerca de 1,5-1,6 (no qual o semi-eixo a mais longo de Varuna é 1,5-1,6 vezes mais longo que o semi-eixo b). O exame da curva de luz de Varuna revelou que o modelo mais adequado para a forma de Varuna é uma elipsóide triaxial com os semi-eixos a, b, e c em proporções na faixa de b/a = 0,63-0,80, e c/a = 0,45-0,52.

Due à forma elipsoidal de Varuna, observações múltiplas têm fornecido estimativas diferentes para seu diâmetro, variando de 500-1.000 km (310-620 mi). A maioria das estimativas de diâmetro para Varuna foram determinadas pela medição de sua emissão térmica, embora as estimativas de tamanho tenham sido limitadas a valores menores como resultado de albedos mais altos determinados por medições térmicas baseadas no espaço. Observações de ocultações estelares por Varuna também forneceram estimativas de tamanho variáveis. Uma ocultação por Varuna em Fevereiro de 2010 produziu um comprimento de corda de 1.003 km, que se deduziu ser o eixo mais longo. Ocultações posteriores em 2013 e 2014 renderam diâmetros médios de 686 km e 670 km respectivamente.

Desde a descoberta de Varuna, Haumea, outro objeto maior de rotação rápida (3,9 h) com o dobro do tamanho de Varuna, foi descoberto e também se acredita que tenha uma forma alongada, embora ligeiramente menos pronunciada (razão estimada de b/a = 0,76~0.88, e c/a = 0,50~0,55, possivelmente devido a uma maior densidade estimada aproximadamente 1,757-1,965 g/cm3).

Possível status de planeta anãoEditar

A União Astronômica Internacional não classificou Varuna como planeta anão e não abordou a possibilidade de aceitar oficialmente planetas anões adicionais desde a aceitação de Makemake e Haumea em 2008. O astrônomo Gonzalo Tancredi considera Varuna como um provável candidato, pois pensava-se que tinha uma densidade maior ou igual à da água (1 g/cm3) para que estivesse em equilíbrio hidrostático como elipsóide Jacobi. Entretanto, Tancredi não fez uma recomendação direta para sua inclusão como um planeta anão. O astrônomo americano Michael Brown considera Varuna um planeta anão altamente provável, colocando-o no limiar do “altamente provável”. Baseado em um modelo elipsóide Jacobi mais adequado para Varuna, Lacerda e Jewitt estimam que Varuna tem uma baixa densidade de 0,992 g/cm3, ligeiramente inferior ao critério de densidade mínima do Tancredi. Apesar disso, foi assumido que Varuna está em equilíbrio hidrostático em seu modelo. O astrônomo William Grundy e colegas propuseram que TNOs escuros e de baixa densidade em torno da faixa de tamanho de aproximadamente 400-1.000 km são provavelmente parcialmente diferenciados com interiores porosos e rochosos. Enquanto os interiores de TNOs de tamanho médio, como Varuna, provavelmente tiveram colapso gravitacional, a superfície permaneceu sem compressão, implicando que Varuna poderia não estar em equilíbrio hidrostático.

Medições térmicasEditar

Observações terrestres da emissão térmica de Varuna de 2000 a 2005 produziram estimativas de grande diâmetro variando de 900 km a 1.060 km, tornando-a comparável ao tamanho de Ceres. Ao contrário das estimativas baseadas no solo, as observações térmicas baseadas no espaço do Telescópio Espacial Spitzer proporcionaram uma faixa de diâmetro menor de 450-750 km (280-470 mi). A discrepância entre as estimativas de tamanho baseadas no solo e no espaço deve-se aos limitados comprimentos de onda observáveis para observações baseadas no solo, como resultado da absorção da atmosfera da Terra. Objetos trans-neptunianos distantes, como Varuna, emitem intrinsecamente radiação térmica em comprimentos de onda mais longos, devido às suas baixas temperaturas. Entretanto, em comprimentos de onda longos, a radiação térmica não pode passar através da atmosfera terrestre e observações baseadas no solo só poderiam medir emissões térmicas fracas de Varuna em comprimentos de onda próximos ao infravermelho e submilímetros, dificultando a precisão das medições térmicas baseadas no solo.

Observações baseadas no espaço forneceram medições térmicas mais precisas, pois são capazes de medir emissões térmicas em uma ampla gama de comprimentos de onda que são normalmente interferidas pela atmosfera terrestre. As medições térmicas preliminares com Spitzer em 2005 forneceram uma restrição albedo mais alta de 0,12 a 0,3, correspondendo a uma restrição de diâmetro menor de 450-750 km (280-470 mi). Outras medições térmicas com Spitzer em múltiplas faixas de comprimento de onda (bandas) em 2007 produziram estimativas de diâmetro médio em torno de ~502 km e ~621 km para uma solução de banda única e duas bandas para os dados, respectivamente. A partir destes resultados, o diâmetro médio adotado foi de 500 km (310 mi). Observações térmicas multi-banda do Observatório Espacial Herschel em 2013 produziram um diâmetro médio de 668+154
-86 km, consistente com restrições anteriores sobre o diâmetro de Varuna.

OcultaçõesEditar

Tentativas anteriores de observações de ocultações estelares por Varuna em 2005 e 2008 foram infrutíferas devido a incertezas no movimento adequado de Varuna juntamente com condições indesejáveis para observação. Em 2010, uma equipe de astrônomos liderada por Bruno Sicardy observou com sucesso uma ocultação de Varuna na noite de 19 de fevereiro. A ocultação foi observada de várias regiões no sul da África e nordeste do Brasil. Embora observações da ocultação da África do Sul e Namíbia tenham tido resultados negativos, observações do Brasil, particularmente em São Luís no Maranhão, detectaram com sucesso uma ocultação de 52,5 segundos por Varuna de uma estrela de 11,1 graus. A ocultação produziu um comprimento de corda de 1003±9 km, bastante grande em comparação com as estimativas de diâmetro médio das medidas térmicas. Como a ocultação ocorreu perto do brilho máximo de Varuna, a ocultação estava observando a máxima área de superfície aparente para uma forma elipsoidal; o eixo mais longo da forma de Varuna foi observado durante a ocultação. São Luís também estava localizado muito próximo da linha central prevista do caminho de sombra de Varuna, significando que o comprimento da corda estava próximo do mais longo mensurável durante o evento, limitando de perto o diâmetro equatorial máximo possível.

Resultados do mesmo evento de Camalaú, Paraíba, aproximadamente 450 km ao sul (e no que foi previsto como sendo a extensão muito sul do caminho da sombra), mostraram uma ocultação de 28 segundos, correspondendo a um acorde de aproximadamente 535 km, muito mais longo do que seria de se esperar. Entretanto, Quixadá, 255 km ao sul de São Luís – entre ela e Camalaú-paradoxicamente teve um resultado negativo. Para contabilizar os resultados negativos de Quixadá, a aparente obliteração (achatamento) de Varuna foi imposta a um valor mínimo de aproximadamente 0,56 (aspect ratio c/a ≤ 0,44), correspondendo a uma dimensão polar mínima de aproximadamente 441,3 km, com base no comprimento dado do acorde de 1003±9 km. O limite inferior resultante na dimensão polar de Varuna é aproximadamente igual à razão de aspecto de Lacerda e Jewitt de 0,45 do limite inferior c/a, que calcularam anteriormente em 2007. Uma apresentação preliminar da conferência, feita antes da análise completa dos resultados de Camalaú, concluiu que os resultados de São Luís e Quixadá juntos sugerem que uma forma significativamente alongada é necessária para Varuna.

Ocultações posteriores em 2013 e 2014 renderam diâmetros médios de 686 km e 670 km, respectivamente. O diâmetro médio de 678 km (421 mi), calculado a partir das duas cordas das ocultas, parece ser consistente com a medida térmica Spitzer e Herschel de 668 km (415 mi). Enquanto a aparente oblação de Varuna não pôde ser determinada a partir do acorde único obtido a partir da ocultação de 2014, a ocultação de 2013 produziu dois acordes, correspondendo a uma aparente oblação de aproximadamente 0,29. A oblitude imposta para o comprimento do acorde 2013 de 686 km como diâmetro de Varuna corresponde a uma dimensão polar de aproximadamente 487 km, um pouco consistente com a dimensão polar mínima calculada para 2010 de 441,3 km.

Espectros e superfícieEditar

Comparação de tamanhos, albedo e cores de vários grandes objetos trans-Neptunianos. Os arcos cinzas representam incertezas do tamanho do objeto.

Conceito de Arte de Varuna, incorporando parte do que é conhecido, incluindo sua forma e coloração da análise espectral

O espectro de Varuna foi analisado pela primeira vez no início de 2001 com o Espectrômetro de Câmera Quase Infravermelha (NICS) no Telescópio Nacional Galileu, na Espanha. Observações espectrais de Varuna em comprimentos de onda quase infravermelhos revelaram que a superfície de Varuna é moderadamente vermelha e exibe uma inclinação espectral vermelha entre a faixa de comprimento de onda de 0,9 e 1,8 μm. O espectro de Varuna também exibe bandas de forte absorção nos comprimentos de onda de 1,5 e 2 μm, indicando a presença de gelo de água em sua superfície.

A cor vermelha da superfície de Varuna resulta da fotólise de compostos orgânicos sendo irradiados pela luz solar e raios cósmicos. A irradiação de compostos orgânicos como o metano na superfície de Varuna produz tholins, que são conhecidos por reduzir sua refletividade superficial (albedo) e são esperados para fazer com que seu espectro apareça sem características. Comparado ao Huya, que foi observado junto com Varuna em 2001, ele aparece menos vermelho e exibe faixas de absorção de gelo de água mais aparentes, sugerindo que a superfície de Varuna é relativamente fresca e manteve parte de seu material original em sua superfície. A aparência fresca da superfície de Varuna pode ter resultado de colisões que expuseram gelo de água doce abaixo da camada de varuna acima de sua superfície.

Um outro estudo dos espectros de Varuna em comprimentos de onda quase infravermelhos em 2008 produziu um espectro sem características com uma inclinação espectral azul, ao contrário dos resultados anteriores em 2001. Os espectros obtidos em 2008 não mostraram nenhuma indicação clara de gelo de água, contraditórios com os resultados de 2001. A discrepância entre os dois resultados foi interpretada como uma indicação de variação de superfície em Varuna, embora esta possibilidade tenha sido posteriormente descartada por um estudo dos espectros de Varuna em 2014. Os resultados de 2014 coincidiram de perto com os espectros anteriores obtidos em 2001, implicando que os espectros sem características obtidos em 2008 são provavelmente errôneos.

Modelos para o espectro de Varuna sugerem que sua superfície é muito provavelmente formada por uma mistura de silicatos amorfos (25%), compostos orgânicos complexos (35%), carbono amorfo (15%) e gelo de água (25%), com possibilidade de até 10% de gelo metano. Para um objeto de tamanho semelhante ao Varuna, a presença de metano volátil não poderia ser primordial, pois Varuna não é suficientemente maciça para reter os voláteis em sua superfície. Um evento que ocorreu posteriormente após a formação de Varuna – como um impacto energético – seria provavelmente responsável pela presença de metano na superfície de Varuna. Observações adicionais quase infravermelhas dos espectros de Varuna foram realizadas no Telescópio Infravermelho da NASA em 2017 e identificaram características de absorção entre 2,2 e 2,5 μm que podem estar associadas ao etano e etileno, com base em análise preliminar. Para corpos de tamanho médio como Varuna, os voláteis como o etano e o etileno são passíveis de serem retidos do que os voláteis mais leves como o metano, de acordo com teorias de retenção volátil formuladas pelos astrônomos Schaller e Brown em 2007.

BrightnessEdit

A magnitude aparente da Varuna, seu brilho como visto da Terra, varia de 19,5 a 20 magnitudes. Em oposição, a sua magnitude aparente pode atingir até 20,3 magnitudes. As medidas térmicas combinadas do Telescópio Espacial Spitzer e do Observatório Espacial Herschel em 2013 obtiveram uma magnitude absoluta visual (HV) de 3,76, comparável à do objeto Ixion da cintura Kuiper de tamanho semelhante (HV=3,83). Varuna está entre os vinte objetos trans-Neptunianos mais brilhantes conhecidos, apesar do Centro Planetário Menor assumir uma magnitude absoluta de 3,6,

A superfície de Varuna é escura, com um albedo geométrico medido de 0,127 baseado em observações térmicas em 2013. O albedo geométrico de Varuna é semelhante ao do possível planeta anão Quaoar, que tem um albedo geométrico de 0,109. Pensou-se inicialmente que Varuna tinha um albedo geométrico muito mais baixo, pois as primeiras observações terrestres das emissões térmicas de Varuna de 2000 a 2005 estimaram valores de albedo entre 0,04 e 0,07, cerca de oito vezes mais escuros que o albedo de Plutão. As medições térmicas posteriores de Varuna com telescópios espaciais refutaram estas medições anteriores do albedo: Spitzer mediu um albedo geométrico superior de 0,116 enquanto que medições térmicas posteriores de Spitzer e Herschel em 2013 estimaram um albedo geométrico de 0,127,

Observações fotométricas de Varuna em 2004 e 2005 foram realizadas para observar mudanças na curva de luz de Varuna causadas por surtos de oposição quando o ângulo de fase de Varuna se aproxima de zero graus em oposição. Os resultados fotométricos mostraram que a amplitude da curva luminosa de Varuna tinha diminuído para 0.2 magnitudes em oposição, menos que a sua amplitude total de 0,42 magnitudes. Os resultados da fotometria também mostraram um aumento da assimetria da curva de luz de Varuna perto da oposição, indicando variações das propriedades de dispersão sobre a sua superfície. O surto de oposição de Varuna difere dos asteróides escuros, que gradualmente se tornam mais pronunciados perto da oposição, em contraste com o surto estreito de oposição de Varuna, no qual sua amplitude de curva de luz muda acentuadamente dentro de um ângulo de fase de 0,5 graus. Os surtos de oposição de outros corpos do Sistema Solar com albedos moderados comportam-se de forma semelhante ao Varuna, sugerindo indirectamente que o Varuna pode ter um albedo mais alto em contraste com as estimativas de albedo terrestre. Esta implicação de um albedo mais alto para Varuna foi confirmada em medições térmicas subsequentes de Spitzer e Herschel.

Estrutura internaEdit

Varuna é estimada como tendo uma densidade aparente de 0,992 g/cm3, marginalmente menor que a da água (1 g/cm3). A baixa densidade aparente de Varuna é provavelmente devida a uma estrutura interna porosa composta por uma razão quase proporcional de gelo de água e rocha. Para explicar a sua estrutura interna porosa e composição, Lacerda e Jewitt sugeriram que Varuna pode ter uma estrutura interna granular. Acredita-se que a estrutura interna granular de Varuna tenha resultado de fraturas causadas por colisões passadas, provavelmente responsáveis por sua rápida rotação. Outros objetos, incluindo as luas de Saturno, Tethys e Iapetus também são conhecidos por terem uma densidade igualmente baixa, com uma estrutura interna porosa e uma composição que é predominantemente gelo de água e rocha. William Grundy e colegas propuseram que os TNOs escuros e de baixa densidade em torno da faixa de tamanho de aproximadamente 400-1.000 km (250-620 mi) são transitórios entre corpos menores, porosos (e portanto de baixa densidade) e corpos planetários maiores, mais densos, mais brilhantes e geologicamente diferenciados (como os planetas anões). As estruturas internas de TNOs de baixa densidade, tais como Varuna, só tinham sido parcialmente diferenciadas, uma vez que os seus prováveis interiores rochosos não tinham atingido temperaturas suficientes para derreter e colapsar em espaços porosos desde a formação. Como resultado, a maioria das TNOs de tamanho médio tinham permanecido porosas internamente, resultando assim em baixas densidades. Neste caso, Varuna pode não estar em equilíbrio hidrostático.