20000 Varuna

Mărime și formăEdit

.

.

.

Varuna în comparație cu Pământul și Luna

Ca urmare a rotației sale rapide, forma lui Varuna este deformată într-un elipsoid triaxial. Având în vedere rotația rapidă, rară pentru obiecte atât de mari, forma lui Varuna este descrisă ca un elipsoid Jacobi, cu un raport de aspect a/b de aproximativ 1,5-1,6 (în care cea mai lungă semiaxă a a lui Varuna este de 1,5-1,6 ori mai lungă decât semiaxa b). Examinarea curbei de lumină a lui Varuna a constatat că modelul cel mai bine adaptat pentru forma lui Varuna este un elipsoid triaxial cu semi-axele a, b și c în raporturi în intervalul b/a = 0,63-0,80 și c/a = 0,45-0,52.

Datorită formei elipsoidale a lui Varuna, mai multe observații au furnizat estimări diferite pentru diametrul său, variind între 500-1.000 km (310-620 mi). Cele mai multe estimări ale diametrului pentru Varuna au fost determinate prin măsurarea emisiei sale termice, deși estimările de mărime au fost constrânse la valori mai mici ca urmare a unui albedo mai mare determinat de măsurătorile termice din spațiu. Observațiile ocultațiilor stelare de către Varuna au furnizat, de asemenea, estimări variate ale dimensiunilor. O ocultare de către Varuna în februarie 2010 a dat o lungime a coardei de 1.003 km (623 mi), dedusă a fi de-a lungul axei sale cele mai lungi. Ocultații ulterioare din 2013 și 2014 au dat diametre medii de 686 km (426 mi) și, respectiv, 670 km (420 mi).

De la descoperirea lui Varuna, a fost descoperit Haumea, un alt obiect mai mare cu rotație rapidă (3,9 h), de peste două ori mai mare decât Varuna, despre care se crede că are, de asemenea, o formă alungită, deși puțin mai puțin pronunțată (raporturi estimate de b/a = 0,76~0.88, și c/a = 0,50~0,55, posibil datorită unei densități estimate mai mari, de aproximativ 1,757-1,965 g/cm3).

Posibilul statut de planetă piticăEdit

Uniunea Astronomică Internațională nu a clasificat Varuna ca fiind o planetă pitică și nu a abordat posibilitatea de a accepta oficial alte planete pitice de la acceptarea lui Makemake și Haumea în 2008. Astronomul Gonzalo Tancredi consideră că Varuna este un candidat probabil, deoarece se credea că ar trebui să aibă o densitate mai mare sau egală cu cea a apei (1 g/cm3) pentru a se afla în echilibru hidrostatic ca un elipsoid Jacobi. Cu toate acestea, Tancredi nu a făcut o recomandare directă pentru includerea sa ca planetă pitică. Astronomul american Michael Brown consideră că este foarte probabil ca Varuna să fie o planetă pitică, plasând-o la pragul de „foarte probabil”. Pe baza unui model elipsoidal Jacobi cel mai bine ajustat pentru Varuna, Lacerda și Jewitt estimează că Varuna are o densitate scăzută de 0,992 g/cm3, puțin mai mică decât criteriul de densitate minimă stabilit de Tancredi. În ciuda acestui fapt, în modelul lor s-a presupus că Varuna se află în echilibru hidrostatic. Astronomul William Grundy și colegii săi au propus că TNO-urile întunecate, cu densitate scăzută în jurul intervalului de dimensiuni de aproximativ 400-1.000 km (250-620 mi) sunt probabil parțial diferențiate, cu interioare poroase și stâncoase. În timp ce interioarele TNO-urilor de dimensiuni medii, cum ar fi Varuna, probabil s-au prăbușit gravitațional, suprafața a rămas necompactată, ceea ce implică faptul că Varuna ar putea să nu fie în echilibru hidrostatic.

Măsurătorile termiceEdit

Observațiile la sol ale emisiei termice a lui Varuna din 2000 până în 2005 au dus la estimări ale diametrului mare, variind de la 900 km (560 mi) la 1.060 km (660 mi), făcându-l comparabil cu dimensiunea lui Ceres. Contrar estimărilor de la sol, observațiile termice spațiale ale telescopului spațial Spitzer au furnizat un interval de diametre mai mic, de 450-750 km (280-470 mi). Discrepanța dintre estimările de mărime de la sol și cele din spațiu se datorează lungimilor de undă observabile limitate pentru observațiile de la sol, ca urmare a absorbției din atmosfera terestră. Obiectele transneptuniene îndepărtate, cum ar fi Varuna, emit în mod intrinsec radiații termice la lungimi de undă mai mari din cauza temperaturilor lor scăzute. Cu toate acestea, la lungimi de undă mari, radiația termică nu poate trece prin atmosfera Pământului, iar observațiile de la sol au putut măsura doar emisii termice slabe de la Varuna la lungimi de undă apropiate de infraroșu și submilimetrice, ceea ce a împiedicat acuratețea măsurătorilor termice de la sol.

Observațiile spațiale au oferit măsurători termice mai precise, deoarece sunt capabile să măsoare emisiile termice la o gamă largă de lungimi de undă care sunt în mod normal interferate de atmosfera Pământului. Măsurătorile termice preliminare cu Spitzer în 2005 au furnizat o constrângere mai mare de albedo de 0,12 până la 0,3, ceea ce corespunde unei constrângeri mai mici de diametru de 450-750 km (280-470 mi). Măsurătorile termice suplimentare efectuate cu Spitzer la mai multe intervale de lungimi de undă (benzi) în 2007 au produs estimări medii ale diametrului în jurul a ~502 km și ~621 km pentru o soluție cu o singură bandă și, respectiv, cu două benzi pentru aceste date. Din aceste rezultate, diametrul mediu adoptat a fost de 500 km (310 mi). Observațiile termice multi-bandă ulterioare de la Observatorul Spațial Herschel din 2013 au dat un diametru mediu de 668+154
-86 km, în concordanță cu constrângerile anterioare privind diametrul lui Varuna.

OcultațiiEdit

Tentativele anterioare de observare a ocultațiilor stelare de către Varuna în 2005 și 2008 nu au avut succes din cauza incertitudinilor privind mișcarea proprie a lui Varuna, împreună cu condițiile nedorite de observare. În 2010, o ocultație a lui Varuna a fost observată cu succes de o echipă de astronomi condusă de Bruno Sicardy în noaptea de 19 februarie. Ocultația a fost observată din diferite regiuni din sudul Africii și din nord-estul Braziliei. Deși observațiile ocultației din Africa de Sud și Namibia au avut rezultate negative, observațiile din Brazilia, în special de la São Luís în Maranhão, au detectat cu succes o ocultație de 52,5 secunde de către Varuna a unei stele cu magnitudinea 11,1. Ocultația a dat o lungime a corzii de 1003±9 km, destul de mare în comparație cu estimările diametrului mediu din măsurătorile termice. Deoarece ocultarea a avut loc în apropierea strălucirii maxime a lui Varuna, în timpul ocultației s-a observat suprafața maximă aparentă pentru o formă elipsoidală; cea mai lungă axă a formei lui Varuna a fost observată în timpul ocultației. São Luís a fost, de asemenea, situat foarte aproape de linia mediană prezisă a traiectoriei umbrei lui Varuna, ceea ce înseamnă că lungimea coardei a fost aproape de cea mai lungă măsurabilă în timpul evenimentului, limitând strâns diametrul ecuatorial maxim posibil.

Rezultatele aceluiași eveniment de la Camalaú, Paraíba, la aproximativ 450 km (280 mi) sud (și pe ceea ce a fost prezis a fi extremitatea sudică a traiectoriei umbrei), au arătat o ocultație de 28 de secunde, corespunzând unei corzi de aproximativ 535 km (332 mi), mult mai lungă decât s-ar fi putut aștepta altfel. Cu toate acestea, Quixadá, la 255 km (158 mi) la sud de São Luís – între aceasta și Camalaú – a avut, în mod paradoxal, un rezultat negativ. Pentru a explica rezultatele negative de la Quixadá, oblicitatea (aplatizarea) aparentă a Varunei a fost impusă la o valoare minimă de aproximativ 0,56 (raportul de aspect c/a ≤ 0,44), ceea ce corespunde unei dimensiuni polare minime de aproximativ 441,3 km (274,2 mi), pe baza lungimii coardei date de 1003±9 km. Limita inferioară rezultată pentru dimensiunea polară a lui Varuna este aproximativ egală cu limita inferioară a raportului de aspect c/a al lui Lacerda și Jewitt de 0,45, pe care aceștia l-au calculat anterior în 2007. O prezentare preliminară a conferinței, făcută înainte ca rezultatele Camalaú să fie analizate pe deplin, a concluzionat că rezultatele de la São Luís și Quixadá au sugerat împreună că este necesară o formă semnificativ alungită pentru Varuna.

Ocultările ulterioare din 2013 și 2014 au dat diametre medii de 686 km (426 mi) și, respectiv, 670 km (420 mi). Diametrul mediu de 678 km (421 mi), calculat pe baza ambelor coarde din ocultații, pare aparent în concordanță cu măsurarea termică Spitzer și Herschel de 668 km (415 mi). În timp ce oblicitatea aparentă a lui Varuna nu a putut fi determinată din singura coardă obținută din ocultația din 2014, ocultația din 2013 a dat două coarde, corespunzând unei oblicități aparente de aproximativ 0,29. Oblicitatea impusă pentru lungimea coardei din 2013 de 686 km ca diametru al lui Varuna corespunde unei dimensiuni polare de aproximativ 487 km (303 mi), oarecum în concordanță cu dimensiunea polară minimă calculată în 2010 de 441,3 km.

Spectre și suprafețeEdit

Comparare a mărimilor, albedo-ului și culorilor diferitelor obiecte transneptuniene mari. Arcurile gri reprezintă incertitudinile legate de mărimea obiectului.

Concept artistic al lui Varuna, încorporând o parte din ceea ce se știe, inclusiv forma și colorația sa, din analiza spectrală

Spectrul lui Varuna a fost analizat pentru prima dată la începutul anului 2001 cu ajutorul Spectrometrului Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) de la Telescopul Național Galileo din Spania. Observațiile spectrale ale Varunei la lungimi de undă în infraroșu apropiat au dezvăluit că suprafața Varunei este moderat roșie și prezintă o pantă spectrală roșie între intervalul de lungimi de undă de 0,9 și 1,8 μm. Spectrul lui Varuna prezintă, de asemenea, benzi de absorbție puternice la lungimi de undă de 1,5 și 2 μm, indicând prezența gheții de apă pe suprafața sa.

Culoarea roșie a suprafeței lui Varuna rezultă din fotoliza compușilor organici care sunt iradiați de lumina solară și de razele cosmice. Iradierea compușilor organici, cum ar fi metanul de pe suprafața lui Varuna, produce tholine, despre care se știe că reduc reflectivitatea suprafeței sale (albedo) și se așteaptă ca spectrul său să apară fără caracteristici. În comparație cu Huya, care a fost observată împreună cu Varuna în 2001, aceasta pare mai puțin roșie și prezintă mai multe benzi de absorbție aparente de gheață de apă, ceea ce sugerează că suprafața lui Varuna este relativ proaspătă și că și-a păstrat o parte din materialul original la suprafață. Aspectul proaspăt al suprafeței lui Varuna poate fi rezultatul unor coliziuni care au expus gheața de apă proaspătă sub stratul de tholine de deasupra suprafeței lui Varuna.

Un alt studiu al spectrelor lui Varuna la lungimi de undă în infraroșu apropiat în 2008 a dat un spectru fără caracteristici cu o pantă spectrală albastră, spre deosebire de rezultatele anterioare din 2001. Spectrele obținute în 2008 nu au arătat nicio indicație clară de gheață de apă, în contradicție cu rezultatele din 2001. Discrepanța dintre cele două rezultate a fost interpretată ca un indiciu al unei variații de suprafață pe Varuna, deși această posibilitate a fost ulterior exclusă de un studiu din 2014 al spectrelor lui Varuna. Rezultatele din 2014 se potriveau foarte bine cu spectrele anterioare obținute în 2001, ceea ce implică faptul că spectrele fără caracteristici obținute în 2008 sunt probabil eronate.

Modelurile pentru spectrul lui Varuna sugerează că suprafața sa este cel mai probabil formată dintr-un amestec de silicați amorfi (25%), compuși organici complecși (35%), carbon amorf (15%) și gheață de apă (25%), cu o posibilitate de până la 10% gheață de metan. Pentru un obiect cu o dimensiune similară cu Varuna, prezența metanului volatil nu ar putea fi primordială, deoarece Varuna nu este suficient de masivă pentru a reține substanțe volatile pe suprafața sa. Un eveniment care a avut loc ulterior după formarea lui Varuna – cum ar fi un impact energetic – ar explica probabil prezența metanului pe suprafața lui Varuna. Observații suplimentare în infraroșu apropiat ale spectrelor lui Varuna au fost efectuate la NASA Infrared Telescope Facility în 2017 și au identificat caracteristici de absorbție între 2,2 și 2,5 μm care ar putea fi asociate cu etanul și etilena, pe baza unei analize preliminare. În cazul corpurilor de dimensiuni medii precum Varuna, este probabil ca substanțele volatile precum etanul și etilena să fie reținute mai mult decât substanțele volatile mai ușoare, cum ar fi metanul, conform teoriilor de retenție a substanțelor volatile formulate de astronomii Schaller și Brown în 2007.

BrightnessEdit

Granditatea aparentă a lui Varuna, luminozitatea sa văzută de pe Pământ, variază între 19,5 și 20 de magnitudini. La opoziție, magnitudinea sa aparentă poate ajunge până la 20,3 magnitudini. Măsurătorile termice combinate ale Telescopului Spațial Spitzer și ale Observatorului Spațial Herschel din 2013 au obținut o magnitudine absolută vizuală (HV) de 3,76, comparabilă cu cea a obiectului de dimensiuni similare din centura Kuiper Ixion (HV=3,83). Varuna se numără printre cele mai strălucitoare douăzeci de obiecte transneptuniene cunoscute, în ciuda faptului că Minor Planet Center a presupus o magnitudine absolută de 3,6.

Suprafața lui Varuna este întunecată, cu un albedo geometric măsurat de 0,127 pe baza observațiilor termice din 2013. Albedo-ul geometric al lui Varuna este similar cu cel al posibilei planete pitice Quaoar, care are un albedo geometric de 0,109. Inițial, s-a crezut că Varuna are un albedo geometric mult mai mic, deoarece primele observații terestre ale emisiilor termice ale Varunei din perioada 2000-2005 estimau valori ale albedo-ului cuprinse între 0,04 și 0,07, de aproximativ opt ori mai întunecate decât albedo-ul lui Pluto. Măsurătorile termice ulterioare ale Varunei cu ajutorul telescoapelor spațiale au infirmat aceste măsurători anterioare ale albedoului: Spitzer a măsurat un albedo geometric mai mare, de 0,116, în timp ce măsurătorile termice ulterioare efectuate de Spitzer și Herschel în 2013 au estimat un albedo geometric de 0,127.

Observațiile fotometrice ale lui Varuna în 2004 și 2005 au fost efectuate pentru a observa schimbările în curba de lumină a lui Varuna cauzate de valurile de opoziție atunci când unghiul de fază al lui Varuna se apropie de zero grade la opoziție. Rezultatele fotometriei au arătat că amplitudinea curbei de lumină a lui Varuna a scăzut la 0.2 magnitudini la opoziție, mai puțin decât amplitudinea sa globală de 0,42 magnitudini. Rezultatele fotometriei au arătat, de asemenea, o creștere a asimetriei curbei de lumină a lui Varuna în apropierea opoziției, indicând variații ale proprietăților de împrăștiere pe suprafața sa. Valul de opoziție al lui Varuna diferă de cele ale asteroizilor întunecați, care devin treptat mai pronunțate în apropierea opoziției, spre deosebire de valul de opoziție îngust al lui Varuna, în care amplitudinea curbei sale de lumină se schimbă brusc într-un unghi de fază de 0,5 grade. Sursele de opoziție ale altor corpuri din Sistemul Solar cu albedo moderat se comportă în mod similar cu Varuna, sugerând indirect că Varuna ar putea avea un albedo mai mare, spre deosebire de estimările de albedo de la sol. Această implicație a unui albedo mai mare pentru Varuna a fost confirmată în măsurătorile termice ulterioare de la Spitzer și Herschel.

Structura internăEdit

Se estimează că Varuna are o densitate aparentă de 0,992 g/cm3, marginal mai mică decât cea a apei (1 g/cm3). Densitatea aparentă scăzută a Varunei se datorează probabil unei structuri interne poroase, compusă dintr-un raport aproape proporțional de gheață de apă și rocă. Pentru a explica structura internă poroasă și compoziția sa, Lacerda și Jewitt au sugerat că Varuna ar putea avea o structură internă granulară. Se crede că structura internă granulară a Varunei ar fi rezultat din fracturi cauzate de coliziunile din trecut, probabil responsabile de rotația sa rapidă. Se știe că și alte obiecte, inclusiv lunile lui Saturn, Tethys și Iapetus, au o densitate la fel de scăzută, cu o structură internă poroasă și o compoziție în care predomină gheața de apă și rocile. William Grundy și colegii săi au propus că TNO-urile întunecate, cu densitate scăzută în jurul intervalului de dimensiuni de aproximativ 400-1.000 km (250-620 mi) sunt corpuri de tranziție între corpurile mai mici, poroase (și, prin urmare, cu densitate scăzută) și corpurile planetare mai mari, mai dense, mai strălucitoare și diferențiate din punct de vedere geologic (cum ar fi planetele pitice). Structurile interne ale TNO-urilor de densitate scăzută, cum ar fi Varuna, s-au diferențiat doar parțial, deoarece interioarele lor probabil stâncoase nu au atins temperaturi suficiente pentru a se topi și a se prăbuși în spațiile poroase de la formare. Ca urmare, majoritatea TNO-urilor de dimensiuni medii au rămas poroase în interior, ceea ce a dus la densități scăzute. În acest caz, este posibil ca Varuna să nu se afle în echilibru hidrostatic.

.