20000 Варуна

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
20000 Варуна Varuna symbol (bold).svg
20000-varuna hst.jpg
Слика од Хабл од 2005 година
Откривање [1]
ОткривачСпејсвоч
(Роберт Мекмилан)
Откриено28 ноември 2000
Ознаки
Изговор/ˈværənə/ VARR-ə-nə[4]
Наречена по
Варуна
2000 WR106
ЗНО  · Кубевано[2]
Расеан диск[3]
Орбитални особености [1]
Епоха 31 мај 2020 (јд 2459000.5)
Параметар на неодреденост 2
Лак на набљудување64.49 yr (23,555 days)
Афел45.117 ае (6.7494 )
Перихел40.319 ае (6.0316 Tм)
42.718 ае (6.3905 Tм)
Занесеност0.05617
279.21 јг (101,980 d)
4.53 km/s
119.121°
0° 0м 12.708с / ден
Наклон17.221°
97.372°
262.220°
Нептуново НРОП12.040 ае (1.8012 Tм)[6]
Физички особености
Маса≈ 1,55⋅1020 kg [б 1]
Средна густина
0,992+0,086
0,015
 g/cm3
[7]
6,343572 ± 0,000006[8]
0,127+0,04
0,042
[9]
IR (умерено црвено)[10]
B−V=0,88 ± 0,02[11][12]
V−R=0,62 ± 0,01[11]
V−I=1,24 ± 0,01[11]
20.3 (опозиција)[13][14]
3,760 ± 0,035,[9]
3.6[1]

20000 Варуна, привремена ознака 2000 WR106 — голем заднептунски објект во Кајперовиот појас. Бил откриен во декември 2000 година од американскиот астроном Роберт Мекмилан за време на истражувањето на Спејсвоч во Националната опсерваторија „Кит Пик“. Има издолжена форма поради брзата ротација. Името го добило по хинду божеството Варуна, едно од најстарите божества споменати во ведските текстови.

Пресметките од светлосната крива на Варуна покажуваат дека тоа е Јакобиски елипсоид, кој има издолжена форма поради неговата брза ротација. Површината на Варуна има умерено црвена боја поради присуството на сложени органски соединенија на нејзината површина. Водениот мраз е исто така присутен на неговата површина и се смета дека бил изложен од минатите судири што може да предизвикале и брза ротација на Варуна. Иако не се пронајдени природни сателити или директно снимени околу Варуна, анализата на варијациите на нејзината светлосна крива во 2019 година сугерира присуство на можен сателит кој орбитира блиску околу Варуна.

Историја[уреди | уреди извор]

Откритие[уреди | уреди извор]

Варуна е откриен со телескопот Спејсвоч од 0,9 метри во националната опсерваторија „Кит Пик“

Варуна била откриен од американскиот астроном Роберт Мекмилан со помош на телескопот Спејсвоч од 0,9 метри за време на рутинско истражување на 28 ноември 2000 година. Истражувањето преку Спејсвоч го спровел Мекмилан во Националната опсерваторија „Кит Пик“ во близина на Тусон, Аризона[1]. Во времето на откривањето, Варуна се наоѓала на умерено густо ѕвездено поле блиску до северниот галактички екватор. Иако Варуна не била откриена од компјутерскиот софтвер на Мекмилан во реално време, тој имал можност да ја идентификува Варуна како се движи бавно меѓу ѕвездите во заднина со рачно споредување на повеќе скенирања на истиот регион со помош на техниката на трепкање. По набљудувачката смена на Мекмилан, последователните набљудувања на Варуна биле спроведени од астрономот Џефри Ларсен со цел да се потврди објектот. До крајот на набљудувачката смена на Ларсен, и Мекмилан и Ларсен направиле вкупно 12 набљудувања во текот на три ноќи.

Откривањето на Варуна било формално објавено во Електронски расписи за мали планети на 1 декември 2000 година. Нему му била дадена привремената ознака 2000 WR106, што укажува дека е откриена во втората половина на ноември 2000 година. Варуна бил 2667-от објект забележан во втората половина на ноември, како што е наведено со последната буква и бројки во неговата привремена ознака. Во тоа време, се сметало дека Варуна е една од најголемите и најсветлите помали планети во Сончевиот Систем поради нејзината релативно висока привидна магнитуда од 20 за далечен објект, што имплицирало дека можеби е околу една четвртина од големината на Плутон и споредлива по големина со џуџестата планета Церера.

Последователно, по објавувањето на откритието на Варуна, германските астрономи Андре Кнофел и Рајнер Стос ги пронашле претходните слики на Варуна во Паломарската опсерваторија. Една посебна снимка, која е направена со телескопот од Биг Шмит на Паломарската опсерваторија во 1955 година, покажала дека Варуна се наоѓа на три степени подалеку од нејзината екстраполирана местоположба врз основа на приближната кружна орбита утврдена во декември 2000 година. Најстарата позната слика на Варуна е направена на 24 ноември 1954 година. Овие снимки од претходното откривање заедно со дополнителните набљудувања од Јапонија, Хаваи и Аризона им помогнале на астрономите да ја усовршат нејзината орбита и да ја одредат соодветната класификација на Варуна.

Во јануари 2001 година, на Варуна ѝ било доделено број за мала планета 20000 од Центарот за мали планети бидејќи нејзината орбита била добро одредена од сликите од претходното закривање и последователните набљудувања. Малата планета со број 20000 била особено избрана за да ја одбележи големината на Варуна, која била најголемиот класичен објект на Кајперовиот појас познат во тоа време и се верувало дека е голема колку Церера. Бројот 20000 е исто така избран за да ја одбележи случајната 200-годишнина од откривањето на Церера, што се случило во истиот месец со нумерирањето на Варуна.[6]

Име[уреди | уреди извор]

Варуна е именувана по истоименото хинду божество Варуна, според конвенцијата за именување на Меѓународниот астрономски сојуз за објектите од Кајперовиот појас што не звучат според божествата на создавачите. Името било предложено од индискиот кореограф Мриналини Сарабхаи и било одобрено од МАС во март 2001 година. Варуна е едно од најстарите ведски божества на хиндуската литература, споменато во најраните химни на Ригведа. Во хинду книжевноста, Варуна ги создавал и претседавал со водите на небото и океанот. Варуна е крал на боговите и луѓето и универзумот и има неограничено знаење.

Орбита и класификација[уреди | уреди извор]

Поларен погледПоларен поглед со други кубевани
Поларен и еклиптички поглед на орбитите на Варуна (сина), Плутон (црвена) и Нептун (бела). Орбиталните склоности на Варуна и Плутон како што е прикажано во еклиптичката приказ се слични. Сликата од десната страна ги прикажува орбитите на неколку други големи објекти од Кајперовиот појас вклучувајќи го и Плутон.

Варуна орбитира околу Сонцето на просечно растојание од 42,7 AU, потребни се 279 години за да се заврши целосната орбита. Нејзината орбита е речиси кружна, со мала орбитална ексцентричност од 0,056. Поради нејзината мала орбитална ексцентричност, нејзиното растојание од Сонцето малку варира во текот на нејзиното орбита. Минималното можно растојание на Варуна (МРОЗ) од Нептун е 12.04 AU. Во текот на својата орбита, растојанието на Варуна од Сонцето се движи од 40,3 AU на перихел (најблиско растојание) до 45,1 AU на афел (најдалечно растојание). Орбитата на Варуна е наклонета кон еклиптиката за 17 степени, слично на орбиталната наклонетост на Плутон. Варуна го помина својот перихел во 1928 година и моментално се оддалечува од Сонцето, и ќе се приближи до афелот до 2071 година[13].

Со речиси кружна орбита на околу 40 до 50 AU, Варуна е класифициран како класичен предмет на Кајперовиот појас (KBO)[2]. Полуглавната оска на Варуна од 42,8 AU е слична на онаа на другите големи класични KBO како што е Кваоар ( a =43,7 AU) и Макемаке (a=45,6 AU), иако другите орбитални карактеристики, како што е наклонот, многу се разликуваат. Варуна е член на „динамички жешката“ класа на класични KBO[10], што значи дека има орбитална наклонетост поголема од 4 степени, што е наметната максимална наклонетост за динамички студените членови на нејзината популација. Како класичен КБО, Варуна не е во орбитална резонанца со Нептун и исто така е ослободена од какви било значајни растројувања од Нептун[3].

Ротација[уреди | уреди извор]

Уметнички впечаток за Варуна ја прикажува нејзината црвеникава боја и елипсоидна форма

Варуна има брз период на ротација од приближно 6,34 часа. Ротацијата на Варуна првпат била измерена во јануари 2001 година од астрономот Тони Фарнам со помош на 2,1-метарскиот телескоп на опсерваторијата Мекдоналд, како дел од студијата за ротацијата и боите на далечните објекти. Фотометријата на CCD на светлосната крива на Варуна во 2001 година открила дека прикажува големи варијации на осветленоста со амплитуда од околу 0,5 магнитуди. Измерената ротациона светлосна крива на Варуна обезбедила два двосмислени периоди на ротација од 3,17 и 6,34 часа. Дополнителни можни периоди на ротација од 2,79 и 3,66 часа, исто така, биле добиени од Farnham, иако овие вредности не можеле да се исклучат во тоа време.

Интерпретацијата со еден врв на ротационата светлосна крива на Варуна (3,17 ч.) би добила сферична форма за Варуна, со албедо карактеристики на нејзината површина кои би ги објасниле нејзините варијации на осветленоста. Меѓутоа, за да може ова толкување да биде валидно, Варуна мора да има густина многу поголема од 1 (приближно густината на водата), во спротивно ќе се деформира и ќе се распадне бидејќи дадениот период на ротација ја надминува критичната стапка на ротација од ~ 3,3 часа за тело со густина од 1 g/cm3. Интерпретацијата со двоен врв на ротационата светлосна крива на Варуна (6,34 ч.) би претпоставила дека обликот на Варуна е издолжен елипсоид, со проценет a / b сооднос од 1,5–1,6. Ротационата светлосна крива на Варуна подоцна била истражена од астрономите Дејвид Џевит и Скот Шепард во текот на февруари и април 2001 година, кои заклучиле дека интерпретацијата со двоен врв за светлосната крива на Варуна е најверодостојното решение поради отсуството на ротациони варијации во бојата на Варуна во видливиот спектар[15].

Испитувањето на минатите фотометриски набљудувања на кривата на светлината на Варуна покажале дека замавот на нејзината светлосна крива се зголемила за приближно 0,13 магнитуди од 2001 до 2019 година[8]. Ова зголемување се должи на комбинираните ефекти на елипсоидната форма на Варуна, ротацијата и различниот фазен агол. Геометриските модели за променливиот замав на Варуна дале неколку можни решенија за ориентацијата на ротационите полови на Варуна во еклиптички координати, со најдоброто решение кое усвојува десно воздигнување на оската на вртење и деклинација од 54° и −65°, соодветно. Најдобро одговара ориентација на полот на Варуна имплицира дека се гледа на блискиот раб на конфигурацијата, во која екваторот на Варуна речиси е свртен директно кон Земјата. [б 2]

Се верува дека брзата ротација на Варуна е резултат на нарушувачки судири кои ја забрзале нејзината ротација за време на формирањето на Сончевиот Систем. Сегашната стапка на судир во заднептунскиот регион е минимална, иако судирите биле почести за време на формирањето на Сончевиот Систем. Сепак, Џевит и Шепард пресметале дека стапката на прекинувачки судири меѓу големи заднептунски објекти (ЗНО) за време на формирањето на Сончевиот Систем е крајно невообичаена, контрадикторна со сегашното изобилство на бинарни и брзо ротирачки ЗНО за кои се верува дека потекнуваат од такви судири. За да се објасни изобилството на бинарни и брзо ротирачки ЗНО, стапката на судири меѓу ЗНО најверојатно се зголемила како резултат на надворешната миграција на Нептун што ги нарушува орбитите на ЗНО, со што се зголемува фреквенцијата на судири што можеби довело до брза ротација на Варуна.

Физички карактеристики[уреди | уреди извор]

Големина и облик[уреди | уреди извор]

Проценки за големината на Варуна
година Дијаметар (км) Метод Реф
2000 900+129
145
термички [16]
2002 1.060+180
220
термички [15]
2002 788 најдобро одговара албедо [17]
2005 936+238
324
термички [18]
2005 600 ± 150 термички [19]
2005 586+129
190
термички [20]
2007 502+64,0
69,5

или 412.3 ~ 718,2
или ≤744,1
термички



(Spitzer 1-Band)
[21]
2007 > 621+178,1
139,1
термички



(Spitzer 2-Band)
[21]
2007 500 ± 100 термички



(adopted)
[21]
2008 714+178
128
термички [22]
2010 1.003 ± 9



(long-axis minimum only)
окултација [23]
2013 668+154
−86
термички [9]
2013 816 најдобро одговара албедо [10]
2013 686 окултација [24]
2014 670 (minimum) окултација [24]
2019 654+154
102
термички [25]
Варуна во споредба со Земјата и Месечината

Како резултат на нејзината брза ротација, обликот на Варуна се деформира во триаксијален елипсоид. Со оглед на брзата ротација, ретка за објекти толку големи, обликот на Варуна е опишан како Јакобиски елипсоид, со однос a / b од околу 1,5–1,6 (во кој најдолгата полуоска a на Варуна е 1,5–1,6 пати подолга од нејзината b полуоска). Испитувањето на светлосната крива на Варуна покажало дека најдобро одговара модел за обликот на Варуна е триаксијален елипсоид со полуоските a, b и c во сооднос во опсег од b / a = 0,63-0,80, и c / a = 0,45-0,52.[7]

Поради елипсоидната форма на Варуна, повеќекратните набљудувања дале различни проценки за нејзиниот пречник, кои се движат од 500-1000 километри. Повеќето проценки на пречникот за Варуна биле утврдени со мерење на нејзината топлинска емисија, иако проценките на големината биле ограничени на помали вредности како резултат на повисокото албедо утврдено со термички мерења базирани на вселената. Набљудувањата на ѕвездените окултации од Варуна, исто така, дало проценки за различни големини. Окултација од Варуна во февруари 2010 година дал акорд со должина од 1,003 километри, со заклучок дека е преку неговата најдолга оска. Подоцнежните окултации во 2013 година и 2014 година дале просечни пречници од 686 и 670 километри соодветно.

Од откривањето на Варуна, била откриена и Хаумеја, уште еден поголем брзо ротирачки (3,9 часа) објект кој е двојно поголем од Варуна, и исто така се смета дека има издолжена форм, иако малку помалку изразена (проценети соодноси од b / a = 0,76~0,88, и c / a = 0,50~0,55, веројатно поради поголема проценета густина приближно 1,757+–
1,965
 g/cm3
).

Џуџеста планета?[уреди | уреди извор]

Астрономот Гонзало Танкреди сметал дека Варуна најверојатно е џуџеста планета и во форма на Јакобиски елипсоид. Лакеда и Џевид проценуваат дека Варуна има прилично мала густина, од 0,992 g/cm3, веднаш под критериумот за минимална густина на Танкреди. И покрај ова, тие претпоставуваа дека Варуна е во хидростатска рамнотежа за нивните пресметки. Астрономот Вилијам Грунди и неговите колеги предлагаат темни, ЗНО со мала густина со опсег 400-1000 километри кои веројатно се некомпресирани и се делумно порозни тела. Додека поголемите објекти во овој опсег, како што е Варуна, можеби целосно се срушиле во цврст материјал во нивната внатрешност, нивните површини веројатно остануваат некомпресирани. Односно, тие не би биле во хидростатска рамнотежа и не би биле џуџести планети.

Термички мерења[уреди | уреди извор]

Набљудувањата на земјата на топлинската емисија на Варуна од 2000 до 2005 година дадоа проценки со голем пречник од 900 до 1060 километри, што го прави споредлив со големината на Церера. Спротивно на копнените проценки, вселенските термички набљудувања од вселенскиот телескоп „Спицер“ обезбедиле опсег со помал пречник од 450-750 километри. Неусогласеноста помеѓу проценките за големината на земјата и вселената се должи на ограничените забележливи бранови должини за набљудувања на земјата, како резултат на апсорпцијата на атмосферата на Земјата. Далечните заднептунски објекти како што е Варуна суштински испуштаат топлинско зрачење на подолги бранови должини поради нивните ниски температури. Меѓутоа, при долги бранови должини, топлинското зрачење не може да помине низ атмосферата на Земјата и набљудувањата на земјата може да ги измерат само слабите термални емисии од Варуна на блиску инфрацрвени и субмилиметарски бранови должини, што ја попречува точноста на термалните мерења на земјата.

Набљудувањата базирани на вселената обезбедиле попрецизни термички мерења бидејќи тие се способни да ги измерат топлинските емисии на широк опсег на бранови должини кои вообичаено се мешаат од атмосферата на Земјата. Прелиминарните термички мерења со „Спицер“ во 2005 година обезбедиле повисоко ограничување на албедото од 0,12 до 0,3, што одговара на ограничување со помал пречник од 450-750 километри. Понатамошните термички мерења на Спицер на повеќе опсези на бранови должини (појаси) во 2007 година дале проценки на просечниот пречник околу 502 и 621 за еднопојасно и двопојасно решение за податоците, соодветно. Од овие резултати, усвоениот среден пречник бил 500 километри. Последователните термални набљудувања со поголем опсег од вселенската опсерваторија Хершел во 2013 година дале просечен пречник од 668+154
86
, во согласност со претходните ограничувања за пречникот на Варуна[9].

Окултации[уреди | уреди извор]

Претходните обиди за набљудување на ѕвездените окултации од Варуна во 2005 и 2008 година биле неуспешни поради несигурноста во правилното движење на Варуна заедно со непожелните услови за набљудување. Во 2010 година, окултација од Варуна била успешно забележана од тим астрономи предводени од Бруно Сикарди во ноќта на 19 февруари. Окултацијата била забележана од различни региони во јужна Африка и северо-источен Бразил. Иако набљудувањата на окултацијата од Јужна Африка и Намибија имале негативни резултати, набљудувањата од Бразил, особено во Сао Луис во Марањао, успешно откриле со ѕвезда со светлинска величина. Окултацијата дала должина на акорд од 1.003 ± 9 km, доста голем во споредба со процените на просечниот дијаметар од термичките мерења. Бидејќи окултирањето се случило во близина на максималната осветленост на Варуна, окултацијата ја набљудувала максималната привидна површина за елипсоидна форма; најдолгата оска на обликот на Варуна била забележана за време на окултацијата. Сао Луис исто така се наоѓал многу блиску до предвидената централна линија на патеката на сенката на Варуна, што значи дека должината на акордот била блиску до најдолгата мерлива за време на настанот, блиску ограничувајќи го можниот максимален екваторијален пречник.

Резултати од истиот настан од Камалау, Параиба, приближно 450 километри на југ (и на она што било предвидено да биде појужниот дел на патеката во сенка), покажале окултација од 28 секунди, што одговара на приближно 535 километри акорд, многу подолг отколку што инаку можело да се очекува. Сепак, Кишада, 255 километри јужно од Сао Луис – меѓу него и Камалау – имале негативен резултат. За да се земат предвид негативните резултати на Кишада, очигледната заобленост (израмнување) на Варуна била наметната на минимална вредност од приближно 0,56 (сооднос на аспект c / a ≤ 0,44), одговара на минимална поларна димензија од приближно 441 километри, врз основа на дадената должина на акорд од 1.003 ± 9. Резултирачката долна граница на поларната димензија на Варуна е приближно еднаква на долната граница на Лацерда и Џевит c / a сооднос од 0,45, што тие претходно го пресмле аа во 2007 годин. Прелиминарната презентација на конференцијата, дадена пред целосно да се анализираат резултатите од Камалау, закллаучи каза Вару има издолжена формана.

Подоцнежните окултации во 2013 и 2014 година дале просечни пречници од 686 килоетри и 670 километри. Просечниот дијаметар од 678 километри, пресметано од двата акорда од окултациите, изгледа навидум во согласност со термалното мерење на Спицер и Хершел од 668 километри. Додека привидната заобленост на Варуна не можела да се одреди од единечниот акорд добиен од окултирањето во 2014 година, окултирањето од 2013 година дало два акорда, што одговара на привидна заобленост од приближно 0,29. Наметнатата заобленост за должината на акордите од 2013 година од 686 како дијаметарот на Варуна одговара на поларна димензија од приближно 487 километри, донекаде во согласност со пресметаната минимална поларна димензија за 2010 година од 441,3.

Спектар и површина[уреди | уреди извор]

Споредба на големини, албедо и бои на разни големи заднептунски објекти. Сивите лакови претставуваат несигурности за големината на објектот.
Уметнички концепт на Варуна, кој вклучува дел од она што е познато, вклучително и нејзината форма и боја од спектрална анализа

Спектарот на Варуна првпат бил анализиран на почетокот на 2001 година со спектрометарот на блиска инфрацрвена камера (NICS) на Националниот телескоп „Галилео“ во Шпанија. Спектралните набљудувања на Варуна на блиску инфрацрвени бранови должини открило дека површината на Варуна е умерено црвена и прикажува црвен спектрален наклон помеѓу опсегот на бранова должина од 0,9 и 1,8 μm. Спектарот на Варуна, исто така, покажува силни појаси на апсорпција на бранови должини од 1,5 и 2 μm, што укажува на присуство на воден мраз на нејзината површина.

Црвената боја на површината на Варуна е резултат на фотолизата на органските соединенија озрачени од сончевата светлина и космичките зраци. Зрачењето на органски соединенија како што е метанот на површината на Варуна произведува толини, за кои е познато дека ја намалуваат нејзината површинска рефлексивност (албедо) и се очекува да предизвикаат нејзината спектар да изгледа без карактеристики. Во споредба со Хуја, која била забележана заедно со Варуна во 2001 година, таа изгледа помалку црвена и покажува повеќе очигледни појаси за апсорпција на мразот на водата, што укажува на тоа дека површината на Варуна е релативно свежа и дека има задржано дел од својот оригинален материјал на нејзината површина. Свежиот изглед на површината на Варуна можеби е резултат на судири кои изложиле свеж воден мраз под слојот на толини на Варуна над неговата површина.

Друга студија за спектрите на Варуна на блиску инфрацрвени бранови должини во 2008 година дала безобичен спектар со сина спектрална падина, спротивно на претходните резултати во 2001 година. Спектрите добиени во 2008 година не покажале јасна индикација за воден мраз, што е контрадикторно со резултатите од 2001 година. Несовпаѓањето помеѓу двата резултати било протолкувано како индикација за варијација на површината на Варуна, иако оваа можност подоцна била отфрлена од студијата за спектрите на Варуна во 2014 година. Резултатите од 2014 година тесно се совпаѓаат со претходните спектри добиени во 2001 година, што значи дека безкарактеристичните спектри добиени во 2008 година веројатно се погрешни.

Моделите за спектарот на Варуна сугерираат дека нејзината површина најверојатно е формирана од мешавина на аморфни силикати (25%), сложени органски соединенија (35%), аморфен јаглерод (15%) и воден мраз (25%) до 10% метански мраз. За објект со големина сличен на Варуна, присуството на испарливиот метан не може да биде исконско бидејќи Варуна не е доволно масивна за да ги задржи испарливите материи на својата површина. Настанот што се случил подоцна по формирањето на Варуна – како што е енергетскиот удар – веројатно би го отслужил присуството на метан на површината на Варуна. Дополнителни блиски инфрацрвени набљудувања на спектрите на Варуна биле спроведени во постројката за инфрацрвен телескоп на НАСА во 2017 година и идентификувале карактеристики на апсорпција помеѓу 2,2 и 2,5 μm што може да биде поврзано со етан и етилен, врз основа на прелиминарна анализа. За телата со средна големина како што е Варуна, испарливите материи како што се етанот и етиленот се со поголема веројатност да се задржат отколку полесните испарливи како што е метанот според теориите за испарливо задржување формулирани од астрономите Шалер и Браун во 2007 година.

Осветленост[уреди | уреди извор]

Очигледната величина на Варуна, нејзината осветленост гледана од Земјата, варира од 19,5 до 20 магнитуди. При спротивставување, нејзината привидна магнитуда може да достигне до 20,3 степени[14]. Комбинираните термички мерења од вселенскиот телескоп Спицер и вселенската опсерваторија Хершел во 2013 година добиле визуелна апсолутна величина (H V) од 3,76, споредлива со онаа на објектот со слична големина на Кајперовиот појас, Иксион (H V = 3,83). Варуна е меѓу дваесетте најсветли познати заднептунски објекти, и покрај тоа што Центарот за мали планети претпоставува апсолутна магнитуда од 3,6.

Површината на Варуна е темна, со измерено геометриско албедо од 0,127 врз основа на термички набљудувања во 2013 година. Геометриското албедо на Варуна е слично на она на можната џуџеста планета Кваоар, која има геометриско албедо од 0,109. Првично се сметало дека Варуна има многу пониско геометриско албедо, бидејќи раните земјени набљудувања на топлинските емисии на Варуна од 2000 до 2005 година проценети вредности на албедо се движат од 0,04 до 0,07, околу осум пати потемни од албедото на Плутон. Подоцнежните термални мерења на Варуна со телескопи базирани на вселената ги побиле овие претходни мерења на албедо: Спицер измерил повисоко геометриско албедо од 0,116 додека понатамошните термички мерења од Спицер и Хершел во 2013 година процениле геометриско албедо од 0,127.

Фотометриските набљудувања на Варуна во 2004 и 2005 година биле извршени за да се набљудуваат промените во кривата на светлината на Варуна предизвикани од спротивставени бранови кога фазниот агол на Варуна се приближува до нула степени при спротивставување. Резултатите од фотометријата покажале дека амплитудата на кривата на светлината на Варуна се намалила на 0,2 магнитуди при спротивставување, помалку од нејзината вкупна амплитуда од 0,42 магнитуди. Резултатите од фотометријата, исто така, покажале зголемување на асиметријата на светлосната крива на Варуна во близина на спротивставување, што укажува на варијации на својствата на расејување над нејзината површина. Опозицискиот бран на Варуна се разликува од оние на темните астероиди, кои постепено стануваат поизразени во близина на опозиција за разлика од тесниот бран на спротивставување на Варуна, во кој амплитудата на нејзината светлосна крива остро се менува во фазен агол од 0,5 степени. Спротивните бранови на други тела на Сончевиот Систем со умерено албедо се однесуваат слично како Варуна, индиректно сугерирајќи дека Варуна може да има повисоко албедо за разлика од проценките на албедото на земјата. Оваа импликација на повисоко албедо за Варуна била потврдена во последователните термални мерења од Спицер и Хершел.

Внатрешна структура[уреди | уреди извор]

Варуна се проценува дека има волуменска густина од 0,992, маргинално помала од онаа на водата ( 1g/cm3). Ниската волуменска густина на Варуна најверојатно се должи на порозната внатрешна структура составена од речиси пропорционален сооднос на воден мраз и карпи. За да ја објаснат нејзината порозна внатрешна структура и состав, Лацерда и Џевит сугерирале дека Варуна може да има зрнеста внатрешна структура. Зрнетата внатрешна структура на Варуна се смета дека е резултат на фрактури предизвикани од минатите судири кои најверојатно се одговорни за нејзината брза ротација. Други објекти, вклучувајќи ги месечините на Сатурн, Тетида и Јапет, исто така се познати по тоа што имаат слично мала густина, со порозна внатрешна структура и состав кој е претежно воден мраз и карпи. Вилијам Гранди и неговите колеги предложиле темни, ЗНО со мала густина околу опсегот на големина од приближно 400-1000 километри се преодни помеѓу помали, порозни (а со тоа и тела со мала густина) и поголеми, погусти, посветли и геолошки диференцирани планетарни тела (како што се џуџестите планети). Внатрешните структури на ЗНО со мала густина, како што е Варуна, биле само делумно диференцирани, бидејќи нивната веројатна карпеста внатрешност не достигнала доволна температура за да се стопи и да пропадне во порите простори од формирањето. Како резултат на тоа, повеќето ЗНО со средна големина останале внатрешно порозни, што резултирало со мала густина. Во овој случај, Варуна можеби не е во хидростатска рамнотежа.

Можен сателит[уреди | уреди извор]

Фотометриските набљудувања на светлосната крива на Варуна, предводени од Валензуела и колегите во 2019 година, покажуваат дека можен сателит би можел да орбитира околу Варуна на блиска далечина. Со користење на методот на Фуриеова анализа за комбинирање на четири посебни криви на светлината добиени во 2019 година, тие извлекле амплитуда на кривата на светлината со понизок квалитет со поголемо количество на остатоци. Нивниот резултат покажал дека светлосната крива на Варуна доживува суптилни промени со текот на времето. Тие ги нацртале остатоците од комбинираната светлосна крива во периодограм и извеле орбитален период од 11,9819 часа за можниот сателит. Сателитот варира во осветленоста за 0,04 магнитуди додека орбитира околу Варуна. Под претпоставка дека густината на Варуна е 1,1 и сателитот е плимно заклучен, тимот проценува дека орбитира околу Варуна на растојание од 1,300-2000 километри, веднаш над проценетата граница на Рош на Варуна (~ 1.000 ). Поради близината на сателитот до Варуна, сè уште не е можно да се реши со вселенски телескопи како што е вселенскиот телескоп Хабл бидејќи аголното растојание помеѓу Варуна и сателитот е помало од резолуцијата на сегашните вселенски телескопи. Иако директните набудувања на сателитот на Варуна се неостварливи со сегашните телескопи, екваторот на Варуна директно се гледа на крајна конфигурација, што значи дека меѓусебните настани меѓу сателитот и Варуна веројатно би можеле да се случат во иднина.

Истражување[уреди | уреди извор]

Планетарниот научник Аманда Зангари пресметал дека мисијата на прелет до Варуна може да потрае нешто повеќе од 12 години со помош на гравитациска помош на Јупитер, врз основа на датумот на лансирање 2035 или 2038 година. Разгледани се и алтернативни траектории со помош на гравитацијата од Јупитер, Сатурн или Уран. Траекторијата со помош на гравитацијата од Јупитер и Уран би можела да потрае нешто повеќе од 13 години, врз основа на датумот на лансирање во 2034 или 2037 година, додека траекторијата со помош на гравитацијата од Сатурн и Уран би можела да потрае под 18 години, врз основа на претходен датум на лансирање во 2025 година или 2029 година. Варуна би била оддалечена приближно 45 AU од Сонцето кога вселенското летало ќе пристигне пред 2050 година, без оглед на траекториите што се користат.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 „JPL Small-Body Database Browser: 20000 Varuna (2000 WR106)“ (2019-05-22 last obs.). Jet Propulsion Laboratory. 12 July 2019. Посетено на 20 February 2020.
  2. 2,0 2,1 Marsden, Brian G. (7 August 2009). „MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (2009 AUG. 17.0 TT)“. Minor Planet Electronic Circular. International Astronomical Union. Посетено на 16 September 2009.
  3. 3,0 3,1 Buie, M. W. (12 January 2007). „Orbit Fit and Astrometric record for 20000“. Southwest Research Institute. Посетено на 19 September 2008.
  4. Merriam Webster's Collegiate Dictionary. From the Sanskrit वरुण [ʋɐˈɽʊɳɐ]
  5. Duchesne-Guillemin (1958) The Western response to Zoroaster
  6. 6,0 6,1 „(20000) Varuna = 2000 WR106 Orbit“. IAU Minor Planet Center. Посетено на 12 September 2019.
  7. 7,0 7,1 Lacerda, P.; Jewitt, D. (2006). „Densities Of Solar System Objects From Their Rotational Lightcurve“. The Astronomical Journal. 133 (4): 1393–1408. arXiv:astro-ph/0612237. Bibcode:2007AJ....133.1393L. doi:10.1086/511772. S2CID 17735600.
  8. 8,0 8,1 Fernández-Valenzuela, Estela; Ortiz, Jose Luis; Morales, Nicolás; Santos-Sanz, Pablo; Duffard, René; Aznar, Amadeo; Lorenzi, Vania; Pinilla-Alonso, Noemí; Lellouch, Emmanuel (23 September 2019). „The Changing Rotational Light-curve Amplitude of Varuna and Evidence for a Close-in Satellite“. The Astrophysical Journal Letters. 883 (1): L21. arXiv:1909.04698. Bibcode:2019ApJ...883L..21F. doi:10.3847/2041-8213/ab40c2. S2CID 202558865.
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 Lellouch, E.; Santos-Sanz, P.; Lacerda, P.; Mommert, M.; Duffard, R.; Ortiz, J. L.; Müller, T. G.; Fornasier, S.; Stansberry, J.; Kiss, Cs.; Vilenius, E.; Mueller, M.; Peixinho, N.; Moreno, R.; Groussin, O.; Delsanti, A.; Harris, A. W. (September 2013). "TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. IX. Thermal properties of Kuiper belt objects and Centaurs from combined Herschel and Spitzer observations“ (PDF). Astronomy & Astrophysics. 557: A60. Bibcode:2013A&A...557A..60L. doi:10.1051/0004-6361/201322047. Посетено на 7 November 2014.
  10. 10,0 10,1 10,2 Mommert, Michael (2013). Remnant Planetesimals and their Collisional Fragments (PDF). Refubium (Thesis). Freie Universität Berlin. doi:10.17169/refubium-6484. Посетено на 28 September 2019.
  11. 11,0 11,1 11,2 Belskaya, Irina N.; Barucci, Maria A.; Fulchignoni, Marcello; Lazzarin, M. (April 2015). „Updated taxonomy of trans-neptunian objects and centaurs: Influence of albedo“. Icarus. 250: 482–491. Bibcode:2015Icar..250..482B. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.004.
  12. „LCDB Data for (20000) Varuna“. Asteroid Lightcurve Database (LCDB). Посетено на 18 October 2019.
  13. 13,0 13,1 „HORIZONS Web-Interface“. Jet Propulsion Laboratory. Посетено на 14 September 2019.
  14. 14,0 14,1 „(20000) Varuna–Ephemerides“. Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. Посетено на 19 October 2019.
  15. 15,0 15,1 Lellouch, E.; Moreno, R.; Ortiz, J. L.; Paubert, G.; Doressoundiram, A.; Peixinho, N.; и др. (June 2002). „Coordinated thermal and optical observations of Trans-Neptunian object (20000) Varuna from Sierra Nevada“. Astronomy & Astrophysics. 391 (3): 1133–1139. arXiv:astro-ph/0206486. Bibcode:2002A&A...391.1133L. doi:10.1051/0004-6361:20020903. S2CID 6840895.
  16. Jewitt, D.; Aussel, H.; Evans, A. (2001). „The size and albedo of the Kuiper-belt object (20000) Varuna“ (PDF). Nature. 411 (6836): 446–7. Bibcode:2001Natur.411..446J. doi:10.1038/35078008. PMID 11373669. S2CID 4325313. Архивирано од изворникот (PDF) на 29 April 2006. Посетено на 23 April 2006.
  17. Doressoundiram, A.; Peixinho, N.; de Bergh, C.; Fornasier, S.; Thébault, Ph.; Barucci, M. A.; Veillet, C. (October 2002). „The color distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt“. The Astronomical Journal. 124 (4): 2279–2296. arXiv:astro-ph/0206468. Bibcode:2002AJ....124.2279D. doi:10.1086/342447. S2CID 30565926.
  18. Grundy, W. M.; Noll, K. S.; Stephens, D. C. (2005). „Diverse albedos of small trans-neptunian objects“. Icarus. 176 (1): 184–191. arXiv:astro-ph/0502229. Bibcode:2005Icar..176..184G. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.007. S2CID 118866288.
  19. Stansberry, J. A.; Cruikshank, D. P.; Grundy, W. G.; Margot, J. L.; Emery, J. P.; Fernandez, Y. R.; Reike, G. H. (August 2005). Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects. 37th DPS Meeting. 37. American Astronomical Society. стр. 737. Bibcode:2005DPS....37.5205S. 52.05.
  20. Cruikshank, D. P.; Barucci, M. A.; Emery, J. P.; Fernández, Y. R.; Grundy, W. M.; Noll, K. S.; Stansberry, J. A. (2005). „Physical Properties of Transneptunian Objects“ (PDF). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. стр. 879–893. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  21. 21,0 21,1 21,2 Stansberry, John; Grundy, Will; Brown, Mike; Cruikshank, Dale; Spencer, John; Trilling, David; Margot, Jean-Luc (2008). „Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from the Spitzer Space Telescope“ (PDF). The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press. стр. 161–179. arXiv:astro-ph/0702538. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  22. Brucker, M. J.; Grundy, W. M.; Stansberry, J. A.; Spencer, J. R.; Sheppard, S. S.; Chiang, E. I.; Buie, M. W. (May 2009). „High Albedos of Low Inclination Classical Kuiper Belt Objects“. Icarus. 201 (1): 284–294. arXiv:0812.4290. Bibcode:2009Icar..201..284B. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.040. S2CID 119189957.
  23. Sicardy, Bruno; F., Colas; L., Maquet; F., Vachier; A., Doressoundiram; F., Roques; и др. (October 2010). The 2010, February 19 stellar occultation by Varuna. 42nd DPS Meeting. 42. American Astronomical Society. стр. 993. Bibcode:2010DPS....42.2311S. 23.11. Архивирано од изворникот на 13 November 2013. Посетено на 12 November 2010.
  24. 24,0 24,1 Braga-Ribas, F.; Vieira-Martins, R.; Assafin, M.; Camargo, J. I. B.; Sicardy, B.; Ortiz, J. L. (October 2014). Stellar Occultations by Transneptunian and Centaurs Objects: results from more than 10 observed events (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 44. стр. 3. Bibcode:2014RMxAC..44....3B.
  25. Lellouch, E.; Moreno, R.; Müller, T.; Fornasier, S.; Sanstos-Sanz, P.; Moullet, A.; Gurwell, M.; Stansberry, J.; Leiva, R.; Sicardy, B.; Butler, B.; Boissier, J. (September 2019). „The thermal emission of Centaurs and Trans-Neptunian objects at millimeter wavelengths from ALMA observations“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 488 (3): 3035–3044. arXiv:1709.06747. doi:10.1093/mnras/stz1880.

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. Пресметано со помош на дијаметарот на Шпицер и Хершел од 668 km (радиус 334 km) и густина од 0,992 g/cm3. Претпоставувајќи сферична форма за Варуна, радиусот од 334 km дава волумен од приближно 1,548×1020 km3. Со множење на волуменот со неговата густина од 0,992 g/cm3 се добива приближна маса од 1,55×1020 kg.
  2. Varuna's north pole points in the direction of RA = 54° and Dec = −65°, meaning that pole's right ascension points nearly perpendicular to the vernal equinox (resulting in an edge-on view of Varuna's equator) and the negative declination indicating that Varuna's north pole points downwards, 65° south of the celestial equator.

 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]