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20000 Varunas

20000 Varuna [a] (designación provisional 2000 WR 106 ) es un gran objeto transneptuniano en el cinturón de Kuiper . Fue descubierto en noviembre de 2000 por el astrónomo estadounidense Robert McMillan durante un estudio de Spacewatch en el Observatorio Nacional Kitt Peak . Lleva el nombre de la deidad hindú Varuna , una de las deidades más antiguas mencionadas en los textos védicos .

La curva de luz de Varuna es compatible con que el cuerpo sea un elipsoide de Jacobi , lo que sugiere que tiene una forma alargada debido a su rápida rotación . La superficie de Varuna es de color moderadamente rojo debido a la presencia de compuestos orgánicos complejos en su superficie. También hay hielo de agua en su superficie, y se cree que quedó expuesto por colisiones pasadas que también pueden haber causado la rápida rotación de Varuna. Aunque no se han encontrado ni fotografiado directamente satélites naturales alrededor de Varuna, el análisis de las variaciones en su curva de luz en 2019 sugiere la presencia de un posible satélite orbitando cerca de Varuna.

Historia

Descubrimiento

Varuna fue descubierta con el telescopio Spacewatch de 0,9 metros en el Observatorio Nacional Kitt Peak

Varuna fue descubierta por el astrónomo estadounidense Robert McMillan utilizando el telescopio Spacewatch de 0,9 metros durante un estudio de rutina el 28 de noviembre de 2000. [15] El estudio Spacewatch fue realizado por McMillan en el Observatorio Nacional Kitt Peak cerca de Tucson, Arizona. [1] En el momento del descubrimiento, Varuna estaba ubicado en un campo estelar moderadamente denso cerca del ecuador galáctico norte . [16] Aunque Varuna no fue detectado por el software de computadora en tiempo real de McMillan , pudo identificar a Varuna moviéndose lentamente entre las estrellas del fondo comparando manualmente múltiples escaneos de la misma región usando la técnica de parpadeo . Después del cambio de observación de McMillan, el astrónomo Jeffrey Larsen realizó observaciones de seguimiento de Varuna para confirmar el objeto. [15] [16] Al final del turno de observación de Larsen, tanto McMillan como Larsen habían realizado un total de 12 observaciones que abarcaron tres noches. [15]

El descubrimiento de Varuna se anunció formalmente en una circular electrónica de planetas menores el 1 de diciembre de 2000. [17] Se le dio la designación provisional 2000 WR 106 , lo que indica que fue descubierto durante la segunda quincena de noviembre de 2000. [18] Varuna fue el Objeto 2667 observado en la segunda quincena de noviembre, como lo indican la última letra y los números de su designación provisional. [19] En ese momento, se pensaba que Varuna era uno de los planetas menores más grandes y brillantes del Sistema Solar debido a su magnitud aparente relativamente alta de 20 para un objeto distante, lo que implicaba que podría tener aproximadamente un cuarto del tamaño. de Plutón y comparable en tamaño al planeta enano Ceres . [15] [20] [16]

Posteriormente, tras el anuncio del descubrimiento de Varuna, los astrónomos alemanes Andre Knofel y Reiner Stoss encontraron imágenes previas a la recuperación de Varuna en el Observatorio Palomar . [15] [19] Una imagen previa a la recuperación en particular, que fue tomada con el telescopio Big Schmidt del Observatorio Palomar en 1955, mostró que Varuna estaba ubicada a tres  grados de su ubicación extrapolada basada en la órbita circular aproximada determinada en diciembre de 2000. [15] La imagen previa a la recuperación más antigua conocida de Varuna fue tomada el 24 de noviembre de 1954. [1] Estas imágenes previas a la recuperación, junto con observaciones adicionales de Japón, Hawái y Arizona, ayudaron a los astrónomos a refinar su órbita y determinar la clasificación adecuada de Varuna. [20] [15] [19]

En enero de 2001, el Centro de Planetas Menores asignó a Varuna el planeta menor número 20000, ya que su órbita estaba bien determinada a partir de imágenes previas a la recuperación y observaciones posteriores. [21] [15] [19] El planeta menor número 20000 fue elegido particularmente para conmemorar el gran tamaño de Varuna, siendo el objeto clásico más grande del cinturón de Kuiper conocido en ese momento y se creía que era tan grande como Ceres. [21] El número 20000 también fue elegido para conmemorar el coincidente 200 aniversario del descubrimiento de Ceres, que ocurrió en el mismo mes que la numeración de Varuna. [21]

Nombre

Varuna lleva el nombre de la deidad hindú del mismo nombre Varuna , siguiendo la convención de nomenclatura de la Unión Astronómica Internacional para objetos no resonantes del cinturón de Kuiper en honor a deidades creadoras. [15] El nombre fue propuesto por el coreógrafo indio Mrinalini Sarabhai , y fue aprobado por la IAU en marzo de 2001. [22] Varuna es una de las deidades védicas más antiguas de la literatura hindú , siendo mencionada en los primeros himnos del Rigveda . [22] [1] En la literatura hindú, Varuna creó y presidió las aguas del cielo y del océano. [23] Varuna es el rey de los dioses, los hombres y el universo, y tiene conocimiento ilimitado. [22] [24]

Los símbolos planetarios ya no se utilizan mucho en astronomía, por lo que Varuna nunca recibió un símbolo en la literatura astronómica. Tampoco existe un símbolo estándar para Varuna utilizado por los astrólogos. Denis Moskowitz, un ingeniero de software de Massachusetts que diseñó los símbolos de la mayoría de los planetas enanos, propuso un símbolo para Varuna (): deriva de la letra devanagari va व y del lazo de serpiente de Varuna. Este símbolo se menciona ocasionalmente en sitios web de astrología, pero no se utiliza ampliamente. [25]

Órbita y clasificación

Varuna orbita alrededor del Sol a una distancia promedio de 42,7  AU (6,39 mil millones de kilómetros; 3,97 mil millones de millas), y tarda 279 años en completar una órbita completa. [6] Su órbita es casi circular, con una excentricidad orbital baja de 0,056. Debido a su baja excentricidad orbital, su distancia al Sol varía ligeramente a lo largo de su órbita. La distancia mínima posible de Varuna ( MOID ) a Neptuno es 12,04 AU. [6] En el transcurso de su órbita, la distancia de Varuna al Sol varía desde 40,3 AU en el perihelio (distancia más cercana) hasta 45,1 AU en el afelio (distancia más lejana). [1] La órbita de Varuna está inclinada con respecto a la eclíptica 17 grados , similar a la inclinación orbital de Plutón. [1] Varuna había pasado su perihelio en 1928 y actualmente se está alejando del Sol, acercándose al afelio en 2071. [1] [13]

Con una órbita casi circular entre 40 y 50 AU, Varuna está clasificado como un objeto clásico del cinturón de Kuiper (KBO). [3] El semieje mayor de Varuna de 42,8 AU es similar al de otros grandes KBO clásicos como Quaoar ( a =43,7 AU) [26] y Makemake (a=45,6 AU), [27] aunque otras características orbitales como la inclinación difiere ampliamente. [1] Varuna es miembro de la clase "dinámicamente caliente" de KBO clásicos, [10] lo que significa que tiene una inclinación orbital superior a 4 grados, la inclinación máxima impuesta para los miembros dinámicamente fríos de su población. [28] Como KBO clásico, Varuna no está en resonancia orbital con Neptuno y también está libre de cualquier perturbación significativa por parte de Neptuno. [6] [4]

Rotación

Concepto artístico de Varuna, que incorpora algo de lo que se conoce, incluida su forma y coloración, a partir del análisis espectral.

Varuna tiene un período de rotación rápido de aproximadamente 6,34 horas, derivado de una solución de doble pico para la curva de luz rotacional de Varuna . [29] La rotación de Varuna fue medida por primera vez en enero de 2001 por el astrónomo Tony Farnham utilizando el telescopio de 2,1 metros del Observatorio McDonald , como parte de un estudio sobre la rotación y los colores de objetos distantes. La fotometría CCD de la curva de luz de Varuna en 2001 reveló que muestra grandes variaciones de brillo con una amplitud de aproximadamente 0,5 magnitudes . [30] La curva de luz rotacional medida de Varuna proporcionó dos períodos de rotación ambiguos de 3,17 y 6,34 horas, para una solución de un solo pico y una de doble pico, respectivamente. Farnham también obtuvo posibles períodos de rotación adicionales de 2,79 y 3,66 horas, aunque estos valores no pudieron descartarse en ese momento. [30] [29]

Una interpretación de un solo pico de la curva de luz rotacional de Varuna (3,17 h) asumiría una forma esférica para Varuna, con características de albedo en su superficie que explicarían sus variaciones de brillo. Sin embargo, para que esta interpretación sea válida, Varuna debe tener una densidad mucho mayor que la1  g/cm 3 (aproximadamente la densidad del agua); de lo contrario, se deformaría y rompería cuando el período de rotación dado exceda la velocidad de rotación crítica de ~3,3 horas para un cuerpo con una densidad de1 g/cm 3 . [30] Una interpretación de doble pico de la curva de luz rotacional de Varuna (6,34 h) asumiría que la forma de Varuna es un elipsoide alargado , con una relación de aspecto a / b estimada de 1,5 a 1,6. [30] [29] La curva de luz rotacional de Varuna fue investigada más tarde por los astrónomos David Jewitt y Scott Sheppard durante febrero y abril de 2001, y concluyeron que la interpretación de doble pico para la curva de luz de Varuna es la solución más plausible debido a la ausencia de variación rotacional del color de Varuna en el espectro visible . [31] [20]

El examen de observaciones fotométricas anteriores de la curva de luz de Varuna ha demostrado que la amplitud de su curva de luz había aumentado aproximadamente 0,13 magnitudes entre 2001 y 2019. [9] Este aumento en la amplitud se debe a los efectos combinados de la forma elipsoidal, la rotación y la fase variable de Varuna. ángulo . Los modelos geométricos para la amplitud cambiante de Varuna han proporcionado varias soluciones posibles para la orientación de los polos rotacionales de Varuna en coordenadas eclípticas , y la solución de mejor ajuste adopta una ascensión recta y una declinación del eje de giro de 54 ° y −65 °, respectivamente. [9] [b] La orientación del polo de mejor ajuste de Varuna implica que se está viendo en una configuración cercana al borde, en la que el ecuador de Varuna casi mira directamente hacia la Tierra. [9] [c]

Se cree que la rápida rotación de Varuna fue el resultado de colisiones disruptivas que aceleraron su rotación durante la formación del Sistema Solar . La tasa actual de colisiones en la región transneptuniana es mínima, aunque las colisiones fueron más frecuentes durante la formación del Sistema Solar. [20] Sin embargo, Jewitt y Sheppard calcularon que la tasa de colisiones disruptivas entre grandes objetos transneptunianos (TNO) durante la formación del Sistema Solar es extremadamente poco común, lo que contradice la abundancia actual de TNO binarios y de rápida rotación que se cree que se originaron. de tales colisiones. [20] Para explicar la abundancia de TNO binarios y que giran rápidamente, la tasa de colisiones entre TNO probablemente había aumentado como resultado de la migración hacia afuera de Neptuno que perturbó las órbitas de los TNO, aumentando así la frecuencia de colisiones que pueden haber llevado a la rápida rotación de Varuna. . [20]

Características físicas

Tamaño y forma

Varuna comparado con la Tierra y la Luna

Como resultado de su rápida rotación, la forma de Varuna se deforma en un elipsoide triaxial. Dada la rápida rotación, poco común en objetos tan grandes, la forma de Varuna se describe como un elipsoide de Jacobi , con una relación de aspecto a / b de alrededor de 1,5 a 1,6 (en el que el semieje a más largo de Varuna es 1,5 a 1,6 veces más largo que su b semieje). [20] [29] El examen de la curva de luz de Varuna ha encontrado que el modelo que mejor se ajusta a la forma de Varuna es un elipsoide triaxial con los semiejes a , b y c en proporciones en el rango de b / a = 0,63–0,80 yc / a = 0,45–0,52 . [42]

Debido a la forma elipsoidal de Varuna, múltiples observaciones han proporcionado diferentes estimaciones de su diámetro, que van desde 500 a 1000 km (310 a 620 millas). [43] La mayoría de las estimaciones de diámetro de Varuna se determinaron midiendo su emisión térmica , aunque las estimaciones de tamaño se han limitado a valores más pequeños como resultado de albedos más altos determinados por mediciones térmicas espaciales. [43] Las observaciones de ocultaciones estelares realizadas por Varuna también han proporcionado estimaciones de tamaño variables. [41] Una ocultación realizada por Varuna en febrero de 2010 arrojó una longitud de cuerda de 1.003 km (623 millas), que se infiere que se encuentra a lo largo de su eje más largo. [40] Ocultaciones posteriores en 2013 [44] y 2014 arrojaron diámetros medios de 686 km (426 millas) y 670 km (420 millas) respectivamente. [41]

Desde el descubrimiento de Varuna, se ha descubierto Haumea , otro objeto más grande que gira rápidamente (3,9 h), más del doble del tamaño de Varuna, [d] y también se cree que tiene una forma alargada, [46] aunque ligeramente menos pronunciada (proporciones estimadas de b / a = 0,76~0,88, y c / a = 0,50~0,55, posiblemente debido a una mayor densidad estimada aproximadamente1,757–1,965 g/cm 3 ). [42] [45]

Es poco probable que sea un planeta enano

El astrónomo Gonzalo Tancredi consideró probable que Varuna fuera un planeta enano y con forma de elipsoide de Jacobi. [47] [48] Basado en un modelo de elipsoide de Jacobi de mejor ajuste para Varuna, Lacerda y Jewitt estiman que Varuna tiene una densidad bastante baja, de0,992 g/cm 3 , justo por debajo del criterio de densidad mínima de Tancredi. A pesar de esto, asumieron que Varuna estaba en equilibrio hidrostático para sus cálculos. [42] El astrónomo William Grundy y sus colegas proponen que los TNO oscuros y de baja densidad, alrededor del rango de tamaño de aproximadamente 400 a 1000 km (250 a 620 millas), probablemente sean cuerpos parcialmente porosos y sin comprimir. Si bien los objetos más grandes en este rango, como Varuna, pueden haberse colapsado completamente en material sólido en su interior, es probable que sus superficies permanezcan sin comprimir. Es decir, no estarían en equilibrio hidrostático ni planetas enanos. [49]

Mediciones térmicas

Las observaciones terrestres de la emisión térmica de Varuna entre 2000 y 2005 arrojaron estimaciones de gran diámetro que van desde 900 km (560 millas) a 1.060 km (660 millas), lo que la hace comparable al tamaño de Ceres. [43] Contrariamente a las estimaciones terrestres, las observaciones térmicas espaciales del Telescopio Espacial Spitzer proporcionaron un rango de diámetro más pequeño de 450 a 750 km (280 a 470 millas). [35] [38] La discrepancia entre las estimaciones de tamaño terrestres y espaciales se debe a las longitudes de onda observables limitadas para las observaciones terrestres, como resultado de la absorción de la atmósfera terrestre . [50] Los objetos transneptunianos distantes como Varuna emiten intrínsecamente radiación térmica en longitudes de onda más largas debido a sus bajas temperaturas. [50] Sin embargo, en longitudes de onda largas, la radiación térmica no puede atravesar la atmósfera de la Tierra y las observaciones terrestres solo pudieron medir emisiones térmicas débiles de Varuna en longitudes de onda submilimétricas y del infrarrojo cercano , lo que dificulta la precisión de las mediciones térmicas terrestres. [50] [31]

Las observaciones espaciales proporcionaron mediciones térmicas más precisas, ya que pueden medir las emisiones térmicas en una amplia gama de longitudes de onda que normalmente son interferidas por la atmósfera terrestre. [35] [50] Las mediciones térmicas preliminares con Spitzer en 2005 proporcionaron una restricción de albedo más alta de 0,12 a 0,3, correspondiente a una restricción de diámetro más pequeña de 450 a 750 km (280 a 470 millas). [36] [37] Otras mediciones térmicas del Spitzer en múltiples rangos (bandas) de longitud de onda en 2007 arrojaron estimaciones del diámetro medio de alrededor de~502 kilómetros y~621 km para una solución de datos de una y dos bandas, respectivamente. A partir de estos resultados, el diámetro medio adoptado fue de 500 km (310 millas). [38] Las observaciones térmicas multibanda de seguimiento realizadas por el Observatorio Espacial Herschel en 2013 arrojaron un diámetro medio de668+
154-86 km , consistente con restricciones anteriores sobre el diámetro de Varuna. [8]

Ocultaciones

Los intentos anteriores de observación de ocultaciones estelares realizados por Varuna en 2005 y 2008 no tuvieron éxito debido a incertidumbres en el movimiento adecuado de Varuna junto con condiciones indeseables para la observación. [51] [52] En 2010, un equipo de astrónomos dirigido por Bruno Sicardy observó con éxito una ocultación de Varuna en la noche del 19 de febrero. [40] La ocultación se observó desde varias regiones del sur de África y el noreste de Brasil. [40] Aunque las observaciones de la ocultación desde Sudáfrica y Namibia tuvieron resultados negativos, las observaciones desde Brasil, particularmente en São Luís en Maranhão , detectaron con éxito una ocultación de 52,5 segundos por parte de Varuna de una estrella de magnitud 11,1. La ocultación produjo una longitud de cuerda de1003 ± 9 km , bastante grande en comparación con las estimaciones del diámetro medio de las mediciones térmicas. [40] Debido a que la ocultación ocurrió cerca del brillo máximo de Varuna, la ocultación estaba observando el área de superficie aparente máxima para una forma elipsoidal; El eje más largo de la forma de Varuna se observó durante la ocultación. [40] São Luís también estaba ubicado muy cerca de la línea central prevista de la trayectoria de la sombra de Varuna, [53] lo que significa que la longitud de la cuerda estaba cerca de la más larga medible durante el evento, lo que limita estrechamente el posible diámetro ecuatorial máximo.

Los resultados del mismo evento en Camalaú , Paraíba , aproximadamente a 450 km (280 millas) al sur (y en lo que se predijo que sería la extensión más al sur del camino de la sombra), [53] mostraron una ocultación de 28 segundos, correspondiente a aproximadamente Cuerda de 535 km (332 millas), mucho más larga de lo que se hubiera esperado. [54] Sin embargo, Quixadá , 255 km (158 millas) al sur de São Luís –entre éste y Camalaú– paradójicamente tuvo un resultado negativo. [40] Para tener en cuenta los resultados negativos de Quixadá, el aparente achatamiento (aplanamiento) de Varuna se impuso a un valor mínimo de aproximadamente 0,56 (relación de aspecto c / a ≤ 0,44), [41] correspondiente a una dimensión polar mínima de aproximadamente 441,3 km (274,2 mi), basado en la longitud de cuerda dada de1003 ± 9km . [e] El límite inferior resultante en la dimensión polar de Varuna es aproximadamente igual al límite inferior c / a de Lacerda y Jewitt con una relación de aspecto de 0,45, que calcularon previamente en 2007. [42] Una presentación preliminar en la conferencia, realizada antes de que los resultados de Camalaú fueran completamente analizado, concluyó que los resultados de São Luís y Quixadá juntos sugirieron que se requiere una forma significativamente alargada para Varuna. [40]

Ocultaciones posteriores en 2013 y 2014 arrojaron diámetros medios de 686 km (426 mi) y 670 km (420 mi), respectivamente. [41] El diámetro medio de 678 km (421 millas), calculado a partir de ambas cuerdas de las ocultaciones, [f] parece aparentemente consistente con la medición térmica de Spitzer y Herschel de 668 km (415 millas). [43] Si bien el aparente achatamiento de Varuna no pudo determinarse a partir del único acorde obtenido de la ocultación de 2014, la ocultación de 2013 arrojó dos acordes, correspondientes a un aparente achatamiento de aproximadamente 0,29. [55] [41] El achatamiento impuesto para la longitud de la cuerda de 2013686 km ya que el diámetro de Varuna corresponde a una dimensión polar de aproximadamente 487 km (303 millas), [g] algo consistente con la dimensión polar mínima calculada en 2010 de441,3 kilómetros .

Espectros y superficie

Comparación de tamaños, albedo y colores de varios objetos transneptunianos grandes. Los arcos grises representan incertidumbres sobre el tamaño del objeto.

El espectro de Varuna se analizó por primera vez a principios de 2001 con el espectrómetro de cámara de infrarrojo cercano (NICS) en el Telescopio Nacional Galileo en España . Las observaciones espectrales de Varuna en longitudes de onda del infrarrojo cercano revelaron que la superficie de Varuna es moderadamente roja y muestra una pendiente espectral roja entre el rango de longitud de onda de 0,9 y 1,8  μm . El espectro de Varuna también exhibe fuertes bandas de absorción en longitudes de onda de 1,5 y 2 μm, lo que indica la presencia de hielo de agua en su superficie. [56] [31]

El color rojo de la superficie de Varuna resulta de la fotólisis de compuestos orgánicos irradiados por la luz solar y los rayos cósmicos . La irradiación de compuestos orgánicos como el metano en la superficie de Varuna produce tolinas , que se sabe que reducen la reflectividad de su superficie ( albedo ) y se espera que hagan que su espectro parezca monótono. En comparación con Huya , que fue observado junto con Varuna en 2001, aparece menos rojo y muestra bandas de absorción de hielo de agua más aparentes, lo que sugiere que la superficie de Varuna es relativamente fresca y había mantenido parte de su material original en su superficie. La nueva apariencia de la superficie de Varuna puede haber sido el resultado de colisiones que han expuesto el hielo de agua dulce debajo de la capa de tolinas de Varuna sobre su superficie. [56]

Otro estudio de los espectros de Varuna en longitudes de onda del infrarrojo cercano en 2008 arrojó un espectro sin rasgos distintivos con una pendiente espectral azul, al contrario de resultados anteriores en 2001. [57] [58] Los espectros obtenidos en 2008 no mostraron ninguna indicación clara de hielo de agua, lo que contradice a los resultados de 2001. La discrepancia entre los dos resultados se interpretó como una indicación de variación de la superficie en Varuna, aunque esta posibilidad fue posteriormente descartada por un estudio de 2014 de los espectros de Varuna. Los resultados de 2014 coincidieron estrechamente con los espectros anteriores obtenidos en 2001, lo que implica que los espectros sin rasgos distintivos obtenidos en 2008 probablemente sean erróneos. [58]

Los modelos para el espectro de Varuna sugieren que lo más probable es que su superficie esté formada por una mezcla de silicatos amorfos (25%), compuestos orgánicos complejos (35%), carbono amorfo (15%) y hielo de agua (25%), con una posibilidad de hasta hasta un 10% de hielo de metano. Para un objeto con un tamaño similar a Varuna, la presencia de metano volátil no podría ser primordial ya que Varuna no es lo suficientemente masivo como para retener volátiles en su superficie. Un evento que ocurrió posteriormente después de la formación de Varuna, como un impacto energético, probablemente explicaría la presencia de metano en la superficie de Varuna. [58] Se realizaron observaciones adicionales en el infrarrojo cercano del espectro de Varuna en la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA en 2017 y se identificaron características de absorción entre 2,2 y 2,5 μm que podrían estar asociadas con etano y etileno , según un análisis preliminar. [59] Para cuerpos de tamaño mediano como Varuna, es más probable que se retengan volátiles como el etano y el etileno que los volátiles más ligeros como el metano, según las teorías de retención de volátiles formuladas por los astrónomos Schaller y Brown en 2007. [ 59] [60]

Brillo

La magnitud aparente de Varuna , su brillo visto desde la Tierra, varía de 19,5 a 20 magnitudes. [20] En oposición , su magnitud aparente puede alcanzar hasta 20,3 magnitudes. [13] [14] Las mediciones térmicas combinadas del Telescopio Espacial Spitzer y el Observatorio Espacial Herschel en 2013 obtuvieron una magnitud visual absoluta ( H V ) de 3,76, comparable a la del objeto Ixion del cinturón de Kuiper de tamaño similar ( H V = 3,83 ). [8] Varuna se encuentra entre los veinte objetos transneptunianos más brillantes conocidos, a pesar de que el Centro de Planetas Menores asume una magnitud absoluta de 3,6. [61] [6]

La superficie de Varuna es oscura, con un albedo geométrico medido de 0,127 basado en observaciones térmicas de 2013. [8] El albedo geométrico de Varuna es similar al del posible planeta enano Quaoar , que tiene un albedo geométrico de 0,109. [62] [8] Inicialmente se pensó que Varuna tenía un albedo geométrico mucho más bajo, ya que las primeras observaciones terrestres de las emisiones térmicas de Varuna de 2000 a 2005 estimaron valores de albedo que oscilaban entre 0,04 y 0,07, [43] alrededor de ocho veces más oscuro que el de Plutón . albedo. [63] Las mediciones térmicas posteriores de Varuna con telescopios espaciales refutaron estas mediciones de albedo anteriores: Spitzer midió un albedo geométrico más alto de 0,116 [38] mientras que mediciones térmicas adicionales de Spitzer y Herschel en 2013 estimaron un albedo geométrico de 0,127. [8]

Se llevaron a cabo observaciones fotométricas de Varuna en 2004 y 2005 para observar cambios en la curva de luz de Varuna causados ​​por oleadas de oposición cuando el ángulo de fase de Varuna se acerca a cero grados en oposición. Los resultados de la fotometría mostraron que la amplitud de la curva de luz de Varuna había disminuido a 0,2 magnitudes en oposición, menos que su amplitud general de 0,42 magnitudes. Los resultados de la fotometría también mostraron un aumento en la asimetría de la curva de luz de Varuna cerca de la oposición, lo que indica variaciones en las propiedades de dispersión sobre su superficie. La oleada de oposición de Varuna se diferencia de la de los asteroides oscuros en que gradualmente se vuelve más pronunciada cerca de la oposición, en contraste con la oleada de oposición estrecha de Varuna, en la que la amplitud de su curva de luz cambia bruscamente dentro de un ángulo de fase de 0,5 grados. Las oleadas de oposición de otros cuerpos del Sistema Solar con albedos moderados se comportan de manera similar a Varuna, lo que sugiere indirectamente que Varuna podría tener un albedo más alto en contraste con las estimaciones de albedo terrestres. [64] Esta implicación de un albedo más alto para Varuna se confirmó en mediciones térmicas posteriores de Spitzer y Herschel. [8]

Estructura interna

Se estima que Varuna tiene una densidad aparente de0,992 g/cm 3 , ligeramente menor que el del agua (1 g/cm3 ) . [42] La baja densidad aparente de Varuna probablemente se deba a una estructura interna porosa compuesta por una proporción casi proporcional de hielo de agua y roca. [20] Para explicar su estructura interna porosa y su composición, Lacerda y Jewitt sugirieron que Varuna puede tener una estructura interna granular . Se cree que la estructura interna granular de Varuna fue el resultado de fracturas causadas por colisiones pasadas, probablemente responsables de su rápida rotación. [20] También se sabe que otros objetos, incluidas las lunas de Saturno , Tetis y Jápeto , tienen una densidad igualmente baja, con una estructura interna porosa y una composición predominantemente de hielo de agua y roca. [20] William Grundy y sus colegas propusieron que los TNO oscuros y de baja densidad, alrededor del rango de tamaño de aproximadamente 400 a 1000 km (250 a 620 millas), son transicionales entre cuerpos más pequeños y porosos (y, por lo tanto, de baja densidad) y cuerpos más grandes y densos. Cuerpos planetarios más brillantes y geológicamente diferenciados (como los planetas enanos). [49] Las estructuras internas de los TNO de baja densidad, como Varuna, solo se habían diferenciado parcialmente, ya que sus probables interiores rocosos no habían alcanzado temperaturas suficientes para fundirse y colapsar en espacios porosos desde su formación. Como resultado, la mayoría de los TNO de tamaño mediano permanecieron internamente porosos, lo que resultó en bajas densidades. [49] En este caso, Varuna puede no estar en equilibrio hidrostático. [49]

Posible satélite

Las observaciones fotométricas de la curva de luz de Varuna, dirigidas por Valenzuela y sus colegas en 2019, indican que un posible satélite podría estar orbitando Varuna a una distancia cercana. [9] Al utilizar el método de análisis de Fourier de combinar cuatro curvas de luz separadas obtenidas en 2019, obtuvieron una amplitud de curva de luz de menor calidad con una mayor cantidad de residuos . Su resultado indicó que la curva de luz de Varuna experimenta cambios sutiles con el tiempo. Trazaron los residuos de la curva de luz combinada en un periodograma de Lomb y derivaron un período orbital de 11,9819 horas para el posible satélite. [9] El brillo del satélite varía en 0,04 magnitudes mientras orbita Varuna. Bajo el supuesto de que la densidad de Varuna es1,1 g/cm 3 y el satélite está bloqueado por mareas , el equipo estima que orbita Varuna a una distancia de 1.300 a 2.000 km (810 a 1.240 millas), un poco más allá del límite estimado de Roche de Varuna (~1000 kilómetros ). [9] Debido a la proximidad del satélite a Varuna, aún no es posible resolverlo con telescopios espaciales como el Telescopio Espacial Hubble , ya que la distancia angular entre Varuna y el satélite es menor que la resolución de los telescopios espaciales actuales. telescopios. [9] Aunque las observaciones directas del satélite de Varuna son inviables con los telescopios actuales, el ecuador de Varuna se está viendo directamente en una configuración de canto, lo que implica que eventos mutuos entre el satélite y Varuna posiblemente podrían ocurrir en el futuro. [9]

Exploración

La científica planetaria Amanda Zangari calculó que una misión de sobrevuelo a Varuna podría tardar poco más de 12 años utilizando la asistencia gravitatoria de Júpiter , basándose en una fecha de lanzamiento de 2035 o 2038. También se han considerado trayectorias alternativas que utilizan asistencia gravitatoria de Júpiter, Saturno o Urano. [65] Una trayectoria que utilice asistencia gravitatoria de Júpiter y Urano podría tardar poco más de 13 años, según una fecha de lanzamiento de 2034 o 2037, mientras que una trayectoria que utilice asistencia gravitatoria de Saturno y Urano podría tardar menos de 18 años, según una fecha de lanzamiento anterior. de 2025 o 2029. Varuna estaría aproximadamente a 45 AU del Sol cuando la nave espacial llegue antes de 2050, independientemente de las trayectorias utilizadas. [sesenta y cinco]

Notas

  1. ^ Con acento en la primera sílaba.
  2. ^ Los valores de ascensión recta y declinación dados especifican la posición de un objeto en el sistema de coordenadas ecuatoriales geocéntricas . La ascensión recta es la distancia angular hacia el este del ecuador celeste que comienza en el equinoccio de primavera (marzo) , mientras que la declinación es la distancia angular perpendicular o vertical al ecuador celeste. [32]
  3. ^ El polo norte de Varuna apunta en la dirección de RA = 54° y Dec = −65° , lo que significa que la ascensión recta del polo apunta casi perpendicular al equinoccio de primavera (lo que resulta en una vista de canto del ecuador de Varuna) y la declinación negativa indica que El polo norte de Varuna apunta hacia abajo, 65° al sur del ecuador celeste.
  4. ^ Las dimensiones de Haumea son2322 kilómetros × 1704 kilómetros × 1026 kilómetros , consiendo 2322 km el semieje más largo. [45] En comparación, el semieje más largo de Varuna tiene 1003 km, menos de la mitad que el de Haumea. [40] De hecho, el semieje polar de Haumea1026 km es también más del doble que el de Varuna, que tiene un semieje polar alrededor400 a 500 km según los valores de achatamiento aparente de ocultaciones en 2010 y 2013. [41]
  5. ^ Dimensión polar calculada multiplicando la cuerda.1003 ± 9 km con una relación c / a de 0,44, calculada entre 1 – 0,56, el achatamiento máximo impuesto por Braga-Ribas et al. en 2014. [41]
  6. ^ El diámetro medio de≈678 km se calcula como el diámetro promedio de las cuerdas de ocultación de 2013 y 2014 de~686 kilómetros y≈670 km , respectivamente. [41]
  7. ^ Dimensión polar calculada multiplicando la cuerda de 2013686 km con una relación c / a de 0,71, calculada entre 1 – 0,29, el aparente achatamiento impuesto por Braga-Ribas et al. en 2014. [41]

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