(20000) Varuna



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(20000) Varuna
Beschreibung dieses Bildes, auch unten kommentiert
Bild von Varuna, aufgenommen vom Hubble- Weltraumteleskop im Jahr 2005.
Orbitalmerkmale
Epoche ( JJ 2.458.600,5)
Basierend auf 463 Beobachtungen über 23.555 Tage ist U = 2
Semi-Major-Achse ( a ) 6,3999 x 10 9 km
(42,781 ua )
Perihel ( q ) 6,0536 x 10 9 km
(40,466 ua )
Aphelia ( Q ) 45,097 x 10 9 km
(45,097 ua )
Exzentrizität ( e ) 0,05413
Zeit der Revolution ( P rev ) 102 138 j
(279,83 a )
Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit ( v orb ) 4,53 km / s
Neigung ( i ) 17.220 °
Länge des aufsteigenden Knotens ( Ω ) 97,369 °
Perihel-Argument ( ω ) 262,875 °
Durchschnittliche Anomalie ( M 0 ) 117,224 °
Kategorie OTN  : Cubewano
Scattered Objects Disc
Bekannte Satelliten 0
DMIO Neptun 12.040 ua
Weberparameter (T Jup ) 5,591
Physikalische Eigenschaften
Maße ~ 678 km (berechnet)
654+154
-102
 km
668+154
−86
 km
Masse ( m ) ~ 1,55 × 10 20 kg
Dichte ( ρ ) 992+86
−15
kg / m 3
Äquatoriale Schwerkraft an der Oberfläche ( g ) 0,15 m / s 2
Freigabegeschwindigkeit ( v lib ) 0,39 km / s
Rotationsperiode ( P rot ) 0,26431 d
(6,343572 ± 0,000006 h )
Spektrale Klassifikation IR (mäßig rot)
B - V = 0,88 ± 0,02
V - R = 0,62 ± 0,01
V - I = 1,24 ± 0,01
Absolute Größe ( H ) 3,760 ± 0,035,
3,6
Albedo ( A ) 0,1270,04 -
0,042
( geometrische Albedo )
Temperatur ( T ) ~ 59 K.
Entdeckung
Älteste Sichtung vor der Entdeckung
Datiert
Entdeckt von Robert S. McMillan
Spacewatch
Ort Kitt Peak
Benannt nach Varuna
Bezeichnung 2000 WR 106

(20000) Varuna , vorläufige Bezeichnung 2000 WR 106 , ist ein massives transneptunisches Objekt mit einem Durchmesser von etwa 700 Kilometern und ein potenzieller Zwergplanet im Kuipergürtel . Es wurde in entdecktvon dem amerikanischen Astronomen Robert McMillan während einer Spacewatch- Vermessung am Kitt Peak Observatory . Es ist nach der hinduistischen Gottheit Varuna benannt , die eine der ältesten in den vedischen Texten erwähnten Gottheiten ist .

Die Lichtkurve Varuna zeigt an, dass es sich um ein Ellipsoid von Jacobi  (fr) handelt , das aufgrund seiner schnellen Rotation eine längliche Form aufweist. Varunas Oberfläche ist aufgrund der Anwesenheit komplexer organischer Verbindungen mäßig rot gefärbt . Von Eiswasser ist auch auf seiner Oberfläche vorhanden, und es wird angenommen, dass es in der Vergangenheit mit Kollisionen konfrontiert wurde , die auch die Ursache für seine schnelle Rotation sein könnten. Obwohl kein natürlicher Satellit in der Nähe von Varuna gefunden oder direkt abgebildet wurde, deuten Analysen von Variationen seiner Lichtkurve im Jahr 2019 auf das Vorhandensein eines möglichen Satelliten in der Umlaufbahn nahe des Sterns hin.

Historisch

Entdeckung

Varuna wurde vom amerikanischen Astronomen Robert McMillan mit dem 0,9-Meter- Spacewatch- Teleskop während einer Routineuntersuchung am entdeckt. Diese Spacewtach-Umfrage wurde von McMillan am Kitt Peak Observatory in der Nähe von Tucson , Arizona , USA, durchgeführt . Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung befand sich Varuna in einem mäßig dichten Sternfeld im Norden, jedoch nicht weit vom galaktischen Äquator entfernt . Obwohl Varuna von McMillans Echtzeit- Systemsoftware nicht erkannt wurde , gelang es ihm, die langsame Bewegung zwischen den Sternen im Hintergrund zu identifizieren, indem er mehrere Scans derselben Region mithilfe der Blinkmethode manuell verglich . Varuna wurde in den folgenden Nächten von dem Astronomen Jeffrey Larsen erneut beobachtet, der McMillan in der Beobachterrotation ersetzte, um das Objekt zu bestätigen. Die beiden Astronomen machten insgesamt zwölf Beobachtungen von Varuna, die sich über drei Nächte erstreckten.

Die Entdeckung von Varuna wurde in einem offiziell angekündigt elektronischen Rundschreiben vom Minor Planet Center auf. Es erhielt die vorläufige Bezeichnung 2000 WR 106, die das Jahr seiner Entdeckung angibt, wobei der Buchstabe "W" angibt, dass seine Entdeckung in der zweiten Novemberhälfte stattgefunden hat. Der Buchstabe „R“ und die Zahl „  106  “ im Index zeigen , dass Varuna die 2667 ist th Objekt in der zweiten Novemberhälfte beobachtet. Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung wurde angenommen, dass Varuna einer der massereichsten und hellsten Kleinplaneten im Sonnensystem ist, da es für ein so weit entferntes Objekt eine relativ hohe scheinbare Größe von 20 hat, was bedeutet, dass es ungefähr ein Viertel der Größe hätte Größe von Pluto und dass es in der Größe mit dem Zwergplaneten Ceres vergleichbar gewesen wäre , was eine Premiere war.

Nach der Ankündigung seiner Entdeckung wurden von den deutschen Astronomen Andre Knofel und Reiner Stoss am Palomar-Observatorium Bilder von Varuna vor der Entdeckung gefunden . Insbesondere ein Bild vor der Entdeckung, das 1955 mit dem Big Schmidt-Teleskop aufgenommen wurde, zeigte, dass Varuna drei Grad von seiner extrapolierten Position entfernt war, basierend auf der ungefähren Kreisbahn, die in bestimmt wurde. Das älteste vorentdeckte Bild von Varuna wurde aufgenommen. Diese Bilder, kombiniert mit zusätzlichen Beobachtungen aus Japan, Hawaii und Arizona, ermöglichten es den Astronomen, ihre Umlaufbahn zu verfeinern und die korrekte Klassifizierung von Varuna zu bestimmen.

Im Das Minor Planet Center wies Varuna den Minor Planet Nummer 20.000 zu, da seine Umlaufbahn dank der Bilder vor der Entdeckung und der anschließenden Beobachtungen nun gut bestimmt war. Die Nummer "20000" wurde besonders gewählt, um die Größe von Varuna hervorzuheben, da es sich zu diesem Zeitpunkt tatsächlich um das größte bekannte klassische Kuipergürtelobjekt handelte und angenommen wurde, dass es so groß wie Ceres war. Die Zahl 20000 wurde auch die symbolisch zu gedenken gewählte 200 - ten Jahrestag der Entdeckung von Ceres gehalten, zufällig im Januar als wenn Varuna nummeriert wurde.

Nachname

Steinstatue einer lächelnden hinduistischen Gottheit, die auf einem Sockel steht
Statue des Gottes Varuna der Hindu - Tempel des XI ten  Jahrhundert Rajarani

Varunas Name leitet sich von der hinduistischen Gottheit Varuna ab und folgt der von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erlassenen Namenskonvention, wonach Objekte des Kuipergürtels, die nicht in großer Resonanz mit Neptun stehen, wie nach Schöpfungsgottheiten benannt werden. Ihr Name wurde von einem indischen Choreografen, Mrinalini Sarabhai , vorgeschlagen und von der UAI in genehmigt. Varuna ist eine der ältesten vedischen Gottheiten in der Hindi-Literatur , da sie insbesondere aus den ersten Hymnen des Rig-Veda erwähnt wird . In der Hindi-Literatur schuf und regierte Varuna das Wasser des Paradieses und des Ozeans, was ihn in gewisser Weise Poseidon / Neptun näher bringt. Varuna ist der König der Götter, der Menschen und des Universums und er hat unbegrenztes Wissen.

Drehung

Varuna hat eine schnelle Rotationsperiode von ungefähr 6,34 Stunden, abgeleitet aus einer Interpretation als Doppelpeak der Lichtkurve, die durch die Rotation des Sterns erzeugt wird. Varunas Rotation wurde zum ersten Mal in gemessenvon dem Astronomen Tony Farnham am McDonald Observatory mit seinem 2,1-Meter-Teleskop in einer Studie über die Rotation und Farbe entfernter Objekte. Die photometrische CCD- Varuna-Lichtkurve ergab, dass große Helligkeitsschwankungen mit einer Amplitude von etwa 0,5 Größen und einer Periode in einem einzelnen Peak von 3,17 Stunden auftraten. Varunas gemessene Rotationslichtkurve lieferte zwei mehrdeutige Rotationsperioden von 3,17 und 6,34 Stunden für die Einzelpeak- bzw. Doppelpeakinterpretation. Andere mögliche Rotationsperioden von 2,79 und 3,66 Stunden, die dann nicht ausgeschlossen werden konnten, wurden ebenfalls von Farnham erhalten.

Eine Interpretation der Varuna-Lichtkurve als einzelner Peak (3,17  h ) würde voraussetzen, dass sie kugelförmig ist und Albedoformationen auf ihrer Oberfläche aufweist, die den Ursprung ihrer Helligkeitsschwankungen darstellen. Diese Interpretation würde jedoch implizieren, wenn es gültig wäre, dass Varuna dichter als 1  g / cm 3 (ungefähr die Dichte von Wasser) sein müsste , da diese Rotationsperiode größer ist als die kritische Rotationsgeschwindigkeit  (in) von ungefähr 3,3 Stunden für einen Körper mit einer Dichte von 1  g / cm 3, ab dem er sich auflösen würde. Eine Doppelpeaklösung der Varuna-Rotationslichtkurve (6,34  h ) würde annehmen, dass Varuna eine längliche Ellipsoidform mit einem a / b- Achsenverhältnis von 1,5 bis 1,6 aufweist. Die Rotationslichtkurve von Varuna wurde von den Astronomen David Jewitt und Scott Sheppard im Februar und April 2001 weiter untersucht. Sie kamen zu dem Schluss, dass die Doppelpeakinterpretation der Lichtkurve von Varuna die plausibelste Lösung ist, da keine Variation der Farbe von Varuna in der sichtbares Spektrum während seiner Drehung.

Die Untersuchung früherer photometrischer Beobachtungen der Lichtkurve von Varuna ergab, dass die Amplitude der Lichtkurve zwischen 2001 und 2019 um etwa 0,13 Größenordnungen zunahm. Diese Zunahme erklärt sich aus den kombinierten Effekten der Ellipsoidform, der Rotation und des variablen Phasenwinkels von Varuna . Die geometrischen Modelle, die die Änderung der Amplitude von Varuna berücksichtigen, lieferten mehrere mögliche Lösungen für die Ausrichtung der Rotationspole, wobei die beste Lösung eine Rotationsachse mit einem Rechtsanstieg von 54 ° und einer Deklination von –65 ° annimmt . Varunas beste polare Ausrichtung impliziert, dass es in einer fast seitlichen Konfiguration gesehen wird, in der sein Äquator fast direkt zur Erde zeigt.

Varunas schnelle Rotation scheint durch störende Kollisionen verursacht worden zu sein , die seine Rotation während der Bildung des Sonnensystems beschleunigten . Die aktuelle Kollisionsrate in der transneptunischen Region ist sehr niedrig; Sie waren jedoch häufiger während der Bildung des Sonnensystems. Jewitt und Sheppard berechneten jedoch, dass die Rate störender Kollisionen zwischen großen Transneptunion-Objekten (OTNs) selbst während der Bildung des Sonnensystems extrem niedrig blieb, was mit der Häufigkeit binärer oder sich schnell drehender OTNs unvereinbar ist und von denen angenommen wird, dass sie es sind haben sich aus genau solchen Kollisionen ergeben. Um die Häufigkeit dieser OTNs zu erklären, muss die Kollisionsrate zwischen den OTNs wahrscheinlich nach der Migration von Neptun aus dem Sonnensystem gestiegen sein, was dann die Umlaufbahn der OTNs störte und die Häufigkeit erhöhte. Kollisionen, die unter anderem zu den führten schnelle Rotation von Varuna.

Physikalische Eigenschaften

Aussehen

Schätzungen der Varuna-Größe
Jahr Durchmesser (km) Methode Ref
2000 900+129
−145
Thermal-
2002 1.060+180
-220
Thermal-
2002 ~ 788 bessere
Albedoeinstellung
2005 936+238
-324
Thermal-
2005 600 ± 150 Thermal-
2005 586+129
−190
Thermal-
2007 502+64,0 -
69,5

oder  412,3 ~ 718,2
oder  ≤ 744,1
thermisch
(Spitzer Streifen 1)
2007 > 621+178,1 -
139,1
thermisch
(Spitzer Streifen 2)
2010 1 003 ± 9
(nur
Mindestgröße der Längsachse)
Bedeckung
2013 668+154
−86
Thermal-
2013 ~ 816 bessere
Albedoeinstellung
2013 ~ 686 Bedeckung
2014 ~ 670 (Minimum) Bedeckung
2019 654+154
-102
Thermal-

Aufgrund seiner schnellen Rotation, die für ein so großes Objekt ungewöhnlich ist, hat Varuna eine dreiachsige Ellipsoidform . Es wird genauer als Jacobi-Ellipsoid  (in) mit einem Verhältnis seiner a / b- Achsen von etwa 1,5 bis 1,6 beschrieben (d. H. Die längste Hauptachse von Varuna a ist 1,5 bis 1,6-mal größer als die Hauptachse b ). Die Untersuchung der Varuna-Lichtkurve hat ergeben, dass das Modell, das am besten zu seiner Form passt, ein dreiachsiges Ellipsoid mit seinen Hauptachsen a , b und c ist , die Verhältnisse in der Größenordnung von b / a = 0,63 bis 0,80 und c / a = aufweisen 0,45-0,52.

Die Ellipsoidform von Varuna hat zu mehreren Schätzungen seines Durchmessers geführt, die zwischen 500 und 1.000  km liegen . Die meisten von ihnen wurden durch Messung ihrer Wärmestrahlung bestimmt . Aufgrund von Wärmemessungen aus dem Weltraum könnten diese Schätzungen auf kleinere Werte beschränkt werden, da sich herausstellte, dass Varunas Albedo höher ist als ursprünglich vorgesehen. Die Beobachtung von Sternen, die vom Stern verdeckt werden, hat auch unterschiedliche Schätzungen seiner Größe geliefert. Eine Bedeckung ingab eine Seillänge von 1.003  km , die abgeleitet wurde, um mit seiner längsten Achse zusammenzufallen. Nachfolgende Bedeckungen in den Jahren 2013 und 2014 ergaben durchschnittliche Durchmesser von 686  km bzw. 670  km .

Seit der Entdeckung von Varuna wurde Haumea entdeckt , ein weiteres sich schnell bewegendes Objekt (3,9  h ), das mehr als doppelt so groß wie Varuna ist. Es hat auch eine längliche Form, wenn auch eine etwas weniger ausgeprägte (mit geschätzten Verhältnissen von b / a = von 0,76 bis 0,88, und c / a = 0,50-0,55), möglicherweise aufgrund einer höheren Dichte (etwa 1,757 - 1,965  g / cm 3 ).

Möglicher Zwergplanet

Die Internationale Astronomische Union hat Varuna nicht als Zwergplaneten eingestuft und die Möglichkeit der Akzeptanz neuer Zwergplaneten im Allgemeinen nicht in Betracht gezogen. Der Astronom Gonzalo Tancredi betrachtet Varuna als "wahrscheinlichen Kandidaten" , vorausgesetzt, es hat eine Dichte, die größer oder gleich der von Wasser ( 1  g / cm 3 ) ist, die erforderlich ist, damit es sich als Jacobi-Ellipsoid im hydrostatischen Gleichgewicht befindet . Tancredi gab jedoch keine ausdrückliche Empfehlung für seine Akzeptanz als Zwergplanet ab. Der amerikanische Astronom Michael Brown betrachtet Varuna als einen „höchst wahrscheinlichen“ Zwergplaneten , der mit Objekten „nahe an der Sicherheit“ knapp unter der Grenze liegt. Basierend auf dem am besten passenden Jacobi-Ellipsoidmodell für Varuna schätzten Lacerda und Jewitt, dass Varuna eine niedrige Dichte von 0,992  g / cm 3 aufweist , die geringfügig unter dem Mindestdichtekriterium von Tancredi liegt. Trotzdem nahmen sie an, dass sich Varuna in ihrem Modell im hydrostatischen Gleichgewicht befand. Der Astronom William Grundy und seine Kollegen haben vorgeschlagen, dass die dunklen transneptunischen Objekte mit geringer Dichte, die zwischen 400 und 1000  km groß sind, wahrscheinlich teilweise differenzierte Objekte mit poröser und felsiger innerer Zusammensetzung sind. Während die Innenräume mittelgroßer OTNs wie Varuna wahrscheinlich unter ihrer eigenen Schwerkraft komprimiert wurden, hätte sich ihre Oberfläche nicht komprimiert, sodass Varuna möglicherweise nicht im hydrostatischen Gleichgewicht ist.

Wärmemessungen

Beobachtungen der Wärmestrahlung von Varuna vom Boden aus von 2000 bis 2005 ergaben Schätzungen großer Durchmesser zwischen 900 und 1060  km , was mit der Größe von Ceres vergleichbar ist . Entgegen den Schätzungen vom Boden aus lieferten thermische Beobachtungen aus dem Weltraum mit dem Spitzer-Weltraumteleskop eine Reihe reduzierter und kleinerer Werte zwischen 450 und 750  km . Dieser Unterschied zwischen den Schätzungen der bodengestützten Beobachtungen und den Schätzungen der Beobachtungen aus dem Weltraum ist in der Tat auf die Begrenzung der vom Boden aus beobachtbaren Wellenlängen aufgrund der durch die Erdatmosphäre verursachten Absorption zurückzuführen . Entfernte transneptunische Objekte wie Varuna emittieren aufgrund ihrer niedrigen Temperaturen intrinsische Wärmestrahlung bei längeren Wellenlängen. Bei solchen Wellenlängen kann Wärmestrahlung jedoch nicht durch die Erdatmosphäre gelangen, und Beobachtungen vom Boden aus können nur geringe Wärmeabgaben von Varuna im nahen Infrarot und messen Submillimeter - Bereich , um die Genauigkeit der thermischen Messungen verschlechtert.

Die Beobachtung aus dem Weltraum ermöglicht es, die von der Erdatmosphäre erzeugte Absorption zu überwinden und somit bessere thermische Messungen über einen größeren Wellenlängenbereich durchzuführen. Die ersten von Spitzer im Jahr 2005 durchgeführten Messungen ergaben eine bessere Einschränkung der Albedo von Varuna, die somit zwischen 0,12 und 0,3 liegt, was einer Einschränkung mit kleinerem Durchmesser von 400 bis 750  km entspricht . Nachfolgende Spitzer-Messungen in mehreren Wellenlängenbereichen (Bändern) im Jahr 2007 ergaben Schätzungen des mittleren Durchmessers von etwa ~ 502  km und ~ 621  km, abhängig von der Verwendung von Daten aus Einzelbandmessungen bzw. mit zwei Bändern. Neue thermische Multiband-Beobachtungen mit dem Herschel-Weltraumteleskop im Jahr 2013 ergaben einen durchschnittlichen Durchmesser von 668+154
−86
 km , im Einklang mit den vorherigen Einschränkungen für den Durchmesser von Varuna.

Stromausfälle

Die ersten Versuche von Varuna in den Jahren 2005 und 2008, Beobachtungen zur Okkultation von Sternen durchzuführen, waren aufgrund der mit Varunas eigener Bewegung verbundenen Unsicherheit sowie der schlechten Beobachtungsbedingungen erfolglos . Dann, im Jahr 2010, wurde eine Bedeckung mit Erfolg von einem Team von Astronomen unter der Leitung von Bruno Sicardy in der Nacht von beobachtetaus mehreren Regionen des südlichen Afrikas und des Nordostens Brasiliens . Obwohl Beobachtungen aus Südafrika und Namibia keine positiven Ergebnisse erbrachten , haben Beobachtungen aus Brasilien, insbesondere in São Luís in Maranhão , erfolgreich eine Bedeckung durch Varuna mit einer Dauer von 52,5 Sekunden von einem Stern der Stärke 11,1 festgestellt . Die Okkultation ermöglichte die Bestimmung einer Seillänge von 1.003 ± 9  km , die im Vergleich zu den durch thermische Messungen geschätzten durchschnittlichen Durchmessern relativ groß war. Da die Okkultation nahe der maximalen Helligkeit von Varuna auftrat, bedeutet dies, dass sie den maximalen scheinbaren Bereich für eine Ellipsoidform abdeckte; Mit anderen Worten, die längste Achse von Varuna wurde während der Okkultation beobachtet. São Luís befand sich auch auf dem Weg von Varunas Schatten in der Nähe seiner Mittelachse, was bedeutet, dass die Länge des Seils während des Ereignisses nahe an der maximal messbaren Länge lag, wodurch sein maximaler äquatorialer Durchmesser stark eingeschränkt wurde.

Die Ergebnisse des gleichen Ereignisses, das von Camalaú in Paraiba aus beobachtet wurde , das sich ungefähr 450  km südlich befindet (und sich voraussichtlich am südlichen Ende der Schattenfahrt befindet), zeigten eine Bedeckung von 28 Sekunden, was einem Seil von ungefähr 535  km entspricht viel länger als erwartet. Die Beobachtung in Quixadá , 255  km südlich von São Luís - zwischen letzterem und Camalaú - zeigte jedoch paradoxerweise ein negatives Ergebnis. Um die negativen Ergebnisse von Quixadá zu berücksichtigen, wurde die anscheinend Varuna- Abflachung bei einem Mindestwert um 0,56 (d. H. Ein Verhältnis der Achsen c / a  ≤ 0,44) auferlegt , was einem Polargrößenminimum von 441,3  km entspricht , basierend auf die angegebene Seillänge von 1.003 ± 9  km . Die resultierende Untergrenze der Polargröße von Varuna entspricht ungefähr der Untergrenze von Lacerda und Jewitt für das c / a- Achsenverhältnis von 0,45, die sie zuvor im Jahr 2007 berechnet hatten. Ein Vortrag, der während einer Konferenz vor den Ergebnissen von Camalaú gehalten wurde vollständig analysiert kam zu dem Schluss, dass "die Ergebnisse von São Luís und Quixadá darauf hindeuten, dass für Varuna eine signifikant verlängerte Form erforderlich ist".

Nachfolgende Bedeckungen in den Jahren 2013 und 2014 führten zu durchschnittlichen Durchmessern von 686  km bzw. 670  km . Der durchschnittliche Durchmesser von 678  km , berechnet aus den beiden aus diesen Bedeckungen resultierenden Sehnenlängen, scheint mit den kombinierten thermischen Messungen von Spitzer und Herschel von 668 km übereinzustimmen  . Während die offensichtliche Kurtosis von Varuna nicht aus dem während der Okkultation 2014 erhaltenen Einzelakkord bestimmt werden konnte, ergab die von 2013 zwei, wodurch eine scheinbare Kurtosis von etwa 0,29 berechnet werden konnte. Die für die Akkordlänge 2013 von 686 km als Varunas Durchmesser auferlegte Abflachung  entspricht einer Polargröße von etwa 487  km , was in gewisser Weise mit der 2010 angegebenen Mindestpolargröße von 441,3 km übereinstimmt  .

Spektrum und Oberfläche

Das Spektrum von Varuna wurde Anfang 2001 erstmals mit dem Nahinfrarot- Kameraspektrometer (NICS) des Telescopio Nazionale Galileo in Spanien analysiert . Diese spektroskopischen Beobachtungen im nahen Infrarot zeigten somit, dass die Oberfläche des Sterns mäßig rot ist und einen roten spektralen Gradienten in den Wellenlängen zwischen 0,9 und 1,8  μm zeigt . Varunas Spektrum zeigt auch starke Absorptionslinien bei Wellenlängen von 1,5 und 2  & mgr; m , was die Anwesenheit von Wasser Eis auf seiner Oberfläche.

Varunas rote Farbe stammt von der Photolyse von organischen Verbindungen , die auf seiner Oberfläche durch Sonneneinstrahlung und kosmische Strahlen . Zum Beispiel ist die Wirkung der Strahlung auf Methan produziert tholins , die bekannt sind , um das Reflexionsvermögen der Oberfläche (reduzieren Albedo ). Es wird auch erwartet, dass sein Spektrum keine Eigenschaften aufweist. Im Vergleich zu (38628) Huya , das ebenfalls im Jahr 2001 beobachtet wurde, erscheint Varuna weniger rot und zeigt Absorptionslinien von Wassereis, was darauf hindeutet, dass Varunas Oberfläche relativ unberührt ist und einen Teil seines ursprünglichen Materials auf seiner Oberfläche zurückgehalten hat. Die offensichtliche Erhaltung der Oberfläche von Varuna könnte das Ergebnis von Kollisionen gewesen sein, die Süßwassereis, das sich zuvor unter der Tholinschicht befand, an die Oberfläche gehoben hatten.

Eine weitere Untersuchung des Varuna-Spektrums im nahen Infrarot im Jahr 2008 ergab ein Spektrum ohne Eigenschaften, jedoch mit einem blauen Spektralgradienten im Gegensatz zu den Ergebnissen aus dem Jahr 2001. Das im Jahr 2008 erhaltene Spektrum lieferte keinen klaren Hinweis auf das Vorhandensein von Eiswasser, das Dies steht auch im Widerspruch zu den Ergebnissen von 2001. Der Unterschied zwischen diesen beiden Ergebnissen wurde als Änderung der Varuna-Oberfläche interpretiert, obwohl diese Möglichkeit später durch eine veröffentlichte Varuna-Spektrum-Studie im Jahr 2014 ausgeschlossen wurde. Die Ergebnisse für 2014 stimmen tatsächlich eng überein die Ergebnisse aus dem Jahr 2001, was bedeutet, dass das Spektrum ohne Eigenschaften aus dem Jahr 2008 wahrscheinlich fehlerhaft ist.

Erklärende Modelle des Varuna-Spektrums legen nahe, dass seine Oberfläche höchstwahrscheinlich aus einer Mischung von amorphen Silikaten (25%), komplexen organischen Verbindungen (35%), amorphem Kohlenstoff (15%) und Wassereis (25%) besteht Methaneis vorhanden bis zu 10%. Das flüchtige Methan könnte nach der Bildung von Varuna eingeführt worden sein, da seine Masse nicht ausreicht, um die flüchtigen Verbindungen auf seiner Oberfläche zurückzuhalten. Ein Ereignis, das sich in seiner Geschichte ereignete, wie beispielsweise ein energiereicher Aufprall, würde wahrscheinlich das Vorhandensein von Methan auf seiner Oberfläche erklären. Zusätzliche Beobachtungen des Varuna-Spektrums im nahen Infrarot wurden 2017 von der NASA Infrared Telescope Facility durchgeführt und identifizierten Absorptionslinien zwischen 2,2 und 2,5  μm , die nach den ersten Analysen mit der Anwesenheit von Ethan und Ethylen assoziiert sein könnten . Bei mittelgroßen Objekten wie Varuna bleiben flüchtige Verbindungen wie Ethan und Ethylen nach den von Schaller-Astronomen und Brown im Jahr 2007 formulierten flüchtigen Retentionstheorien eher zurück als flüchtige Stoffe, die leichter als Methan sind

Helligkeit

Die scheinbare Größe von Varuna variiert zwischen 20 und 20,3. Kombinierte thermische Messungen von Spitzer- und Herschel-Weltraumteleskopen im Jahr 2013 ergaben eine visuelle absolute Größe ( H V ) von 3,76, vergleichbar mit Ixion ( H V = 3,83), einem Kuiper-Gürtelobjekt mit ähnlicher Größe. Varuna ist eines der zwanzig hellsten transneptunischen Objekte, die aus dem Minor Planets Center bekannt sind, und weist ihm eine absolute Größe von 3,6 zu.

Varunas Oberfläche ist dunkel mit einer geometrischen Albedo von 0,127, die 2013 anhand thermischer Beobachtungen gemessen wurde. Sie ähnelt der des möglichen Zwergplaneten Quaoar mit einer geometrischen Albedo von 0,109. Ursprünglich wurde angenommen, dass Varuna eine viel niedrigere Albedo hat. Beobachtungen seiner thermischen Emission aus dem Boden zwischen 2000 und 2005 hatten tatsächlich Albedo-Schätzungen zwischen 0,04 und 0,07 geliefert, was etwa achtmal dunkler ist als Plutos Albedo . Nachfolgende thermische Messungen von Varuna mit Weltraumteleskopen widerlegten jedoch diese frühen Messungen der Albedo. So maß Spitzer eine höhere geometrische Albedo von 0,116, während nachfolgende kombinierte Messungen von Spitzer und Herschel im Jahr 2013 eine geometrische Albedo von 0,127 schätzten.

Photometrische Beobachtungen wurden in den Jahren 2004 und 2005 durchgeführt, um Änderungen in der Varuna- Lichtkurve zu beobachten , die auf gegensätzliche Effekte zurückzuführen sind , die auftreten, wenn sich ihr Phasenwinkel während der Opposition 0 ° nähert . Diese zeigten, dass die Amplitude der Varuna-Lichtkurve im Gegensatz zu ihrer durchschnittlichen Amplitude von 0,42 um 0,2 abnahm. Sie zeigten auch eine Zunahme der Asymmetrie der Varuna-Lichtkurve in der Nähe der Opposition, was auf Variationen ihrer Streuungseigenschaften auf ihrer Oberfläche hinweist . Varunas Gegenwirkung unterscheidet sich von der bei dunklen Asteroiden , die in der Nähe ihrer Gegenüberstellung allmählich stärker ausgeprägt werden. Dies steht im Gegensatz zu der von Varuna, die eng ist und bei der sich die Amplitude ihrer Lichtkurve innerhalb eines Phasenwinkels von 0,5 ° schnell ändert . Die gegensätzlichen Wirkungen anderer Sonnensystemkörper mit moderaten Albedos verhalten sich ähnlich wie die von Varuna, was bereits indirekt darauf hindeutet, dass Varuna möglicherweise eine höhere Albedo aufweist als die Schätzungen, die Mitte der 2000er Jahre vorlagen.

Interne Struktur

Varuna hat eine geschätzte Schüttdichte von 0,992  g / cm 3 , was kaum weniger ist als die von Wasser ( 1  g / cm 3 ). Seine geringe Dichte ist wahrscheinlich auf seine poröse innere Struktur zurückzuführen, die aus einer nahezu äquivalenten Mischung aus Wassereis und Gesteinen besteht. Um seine poröse innere Struktur und Zusammensetzung zu erklären, schlugen Lacerda und Jewitt vor, dass Varuna eine körnige innere Struktur haben könnte . Es wird angenommen, dass es das Ergebnis von Brüchen ist, die durch vergangene Kollisionen entstanden sind und möglicherweise für seine schnelle Drehzahl verantwortlich sind. Andere Objekte, wie die Monde von Saturn Tethys und Iapetus , besitzen ebenfalls eine geringe Dichte in Kombination mit einer porösen inneren Struktur und Zusammensetzung, die von Wassereis und Gesteinen dominiert wird. William Grundy und seine Mitarbeiter schlugen vor, dass dunkle transneptunische Objekte mit geringer Dichte, die ungefähr zwischen 400 und 1000  km groß sind, den Übergang zwischen kleinen porösen (und daher mit geringer Dichte) Körpern und Planetenkörpern markieren. Größer , heller und geologisch differenziert ( wie Zwergplaneten). Somit ist die innere Struktur von OTNs niedriger Dichte wie Varuna nur teilweise differenziert, da ihre inneren felsigen Regionen keine ausreichende Temperatur erreicht haben, um eine teilweise Fusion zu initiieren und sich selbst zu komprimieren , so dass ihre Porosität verringert würde. Daher blieben die meisten mittelgroßen OTNs innen porös, was ihre geringe Dichte erklärt. In diesem Fall befindet sich Varuna möglicherweise nicht im hydrostatischen Gleichgewicht.

Umlaufbahn und Klassifikation

Polare und ekliptische Ansicht der Umlaufbahnen von Varuna (blau), Pluto (rot) und Neptun (weiß). Die in der Ekliptikansicht gezeigten Bahnneigungen von Varuna und Pluto sind besonders ähnlich. Das Bild rechts zeigt die Umlaufbahnen mehrerer anderer großer Objekte des Kuipergürtels, einschließlich Pluto.

Varuna umkreist die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung von 42,8  astronomischen Einheiten  (6.402.794.400  km ) , und es dauert 280 Erdjahre, um eine Umlaufbahn abzuschließen. Letzteres ist mit einer Exzentrizität von 0,054 quasi kreisförmig. Varunas Abstand von der Sonne variiert jedoch etwas und liegt somit zwischen 40,5 AE am Perihel (nächster Abstand) und 45,1 AE am Aphel (am weitesten entfernt). Seine Umlaufbahn ist geneigt von 17  Grad relativ zu der Ekliptik , die auf die Bahnneigung der ähnlich ist Pluto . Der Stern passierte 1928 das Perihel und bewegt sich derzeit von der Sonne weg und nähert sich seinem Aphel, das er 2071 erreichen wird.

Mit seiner nahezu kreisförmigen Umlaufbahn zwischen 40 und 50 AE wird Varuna als klassisches Objekt des Kuipergürtels (oder Cubewano) klassifiziert . Seine Semi-Major-Achse von 42,8 AE ähnelt der anderer großer Cubewanos wie Quaoar (mit a = 43,7 AE) und Makemake (a = 45,6 AE), obwohl sich andere seiner Orbitalparameter als Neigung stark unterscheiden. Varuna ist Teil der "  dynamisch heißen  " Klasse klassischer Kuipergürtelobjekte, was bedeutet, dass es eine Umlaufbahnneigung von mehr als 4 ° hat, dh über die maximale Neigung hinaus, die für die "dynamisch kalten" Mitglieder von Cubewanos auferlegt wurde. Als Cubewano befindet sich Varuna nicht in Orbitalresonanz mit Neptun und sie ist auch frei von signifikanten Störungen des Riesenplaneten. Varunas minimaler Abstand ( DMIO ) von Neptun beträgt 12.04 AU.

Möglicher Satellit

Photometrische Beobachtungen der Varuna-Lichtkurve, die 2019 von Valenzuela und Kollegen durchgeführt wurden, deuten darauf hin, dass ein möglicher Satellit Varuna in kurzer Entfernung umkreisen könnte. Mit der Methode der Fourier-Analyse , mit der vier verschiedene Lichtkurven kombiniert werden können, die sie 2019 erhalten haben, haben sie eine Gesamtamplitudenkurve von geringerer Qualität, jedoch mit einer größeren Anzahl von Residuen abgeleitet . Ihre Ergebnisse zeigen, dass sich die Lichtkurve von Varuna im Laufe der Zeit geringfügig ändert. Sie haben die Rückstände in einem Periodogramm von Lomb  (in) verfolgt und eine Umlaufzeit von 11.981 9:00 für einen möglichen Satelliten abgeleitet, dessen Helligkeit während seiner Umlaufbahn um 0,04 Größen variiert. Unter der Annahme, dass Varunas Dichte 1,1  g / cm 3 beträgt und sein Satellit sich synchron dreht , schätzt das Team, dass es eine Entfernung von 1300 bis 2000 km oder knapp über der Grenze von Roche de Varuna (etwa 1000  km ) umkreisen würde  . Aufgrund dieser Nähe ist es noch nicht möglich, den Satelliten von Weltraumteleskopen wie dem Hubble- Weltraumteleskop zu unterscheiden , da der Winkelabstand zwischen Varuna und seinem Mond kleiner ist als die aktuelle Auflösung von Weltraumteleskopen. Obwohl direkte Beobachtungen daher noch nicht möglich sind, wird der Äquator von Varuna direkt von der Seite gesehen, was bedeutet, dass in Zukunft gegenseitige Finsternisereignisse zwischen Varuna und seinem Satelliten auftreten könnten.

Erkundung

Die Planetenwissenschaftlerin Amanda Zangari berechnete, dass eine Vorbeiflugmission nach Varuna etwas mehr als 12 Jahre benötigt, um die Schwerkraftunterstützung von Jupiter mit einem Startdatum in 2035 oder 2038 nutzen zu können. Alternative Wege mit der Schwerkraftunterstützung von Jupiter, Saturn oder Uranus wurden ebenfalls untersucht. Eine Flugbahn mit der Gravitationshilfe von Jupiter und Uranus könnte etwas mehr als 13 Jahre dauern, mit einem Startdatum im Jahr 2034 oder 2037, während eine Flugbahn mit der Gravitationshilfe von Saturn und Uranus weniger als 18 Jahre dauern würde, aber es würde dauern Gehen Sie früher, entweder im Jahr 2025 oder 2029. Varuna würde sich ungefähr 45 AE von der Sonne entfernt befinden, wenn die Sonde vor 2050 ankommt, unabhängig von der verwendeten Flugbahn.

Anhänge

Literaturverzeichnis

Externer Link

Anmerkungen und Referenzen

Anmerkungen

  1. der mittlere Durchmesser von ca. 678  km von der Berechnung des mittleren Durchmessers der Saiten des occultations von 2013 und 2014 von ~ 686 abgeleitet  km und ~ 670  km bzw.
  2. Berechnet aus dem mit den Spitzer- und Herschel-Teleskopen erhaltenen Durchmesser von 668  km (Radius 334  km ) und einer Dichte von 0,992  g / cm 3 . Unter der Annahme, dass Varuna eine Kugelform hat, ergibt der Radius von 334  km ein Volumen von ungefähr 1,548 × 10 20  km3. Die Multiplikation seines Volumens mit seiner Dichte von 0,992  g / cm 3 ergibt eine ungefähre Masse von 1,55 × 10 20  kg .
  3. Die angegebenen Werte für Auf- und Abstieg nach rechts kennzeichnen Varunas Position im geozentrischen äquatorialen Koordinatensystem . Der rechte Aufstieg ist der Winkelabstand östlich des Himmelsäquators vom Frühlingspunkt ( März- Äquinoktium ), während die Deklination der Winkelabstand senkrecht oder vertikal zum Himmelsäquator ist
  4. Der Nordpol von Varuna zeigt in Richtung α = 54 ° und δ = −65 ° , was bedeutet, dass der rechte Aufstieg des Pols fast senkrecht zum Frühlingspunkt zeigt (was zu einer Vorderansicht des Äquators von Varuna führt) und die negative Deklination anzeigt dass der Nordpol von Varuna nach unten zeigt, 65 ° südlich des Himmelsäquators.
  5. Hauméas Abmessungen betragen 2.322 × 1.704 × 1.026  km , wobei 2.322  km der größten Hauptachse entsprechen. Im Vergleich dazu ist die längste Hauptachse von Varuna 1.003 km wert  oder weniger als die Hälfte der von Hauméa. Tatsächlich ist Hauméas 1.026 km große Hauptpolachse mehr als doppelt so groß wie Varuna, die eine Hauptpolachse  von 400 bis 500  km hat , basierend auf Werten ihrer scheinbaren Abflachung, die aus den Bedeckungen von 2010 und 2010 erhalten wurden 2013.
  6. Die polare Größe wird berechnet, indem der Akkord von 1.003 ± 9 km mit dem c / a- Verhältnis von 0,44 multipliziert wird  , das selbst von 1 bis 0,56 berechnet wird. Dies ist die maximale Kurtosis, die von Braga-Ribas et al. im Jahr 2014.
  7. Polargröße wird berechnet, indem das 2013er Seil 686 km mit einem Verhältnis c / a von 0,71 multipliziert wird  , das selbst aus den von Braga-Ribas et al. im Jahr 2014.

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Gertrud Köhler

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