(20000) Varuna

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Asteroid
(20000) Varuna
Aufnahme durch das Hubble-Weltraumteleskop
Aufnahme durch das Hubble-Weltraumteleskop
Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 25. Februar 2023 (JD 2.460.000,5)
Orbittyp Transneptunisches Objekt
Große Halbachse 42,876 AE
Exzentrizität

0,057

Perihel – Aphel 40,417 AE – 45,334 AE
Neigung der Bahnebene 17,2°
Länge des aufsteigenden Knotens 97,3°
Argument der Periapsis 267,3°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 14. September 1931
Siderische Umlaufperiode 281 a
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 4,55 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser [1]
Masse ≈ 3,7 · 1020 [2][3]Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo [1]
Mittlere Dichte [2][4] g/cm³
Rotationsperiode 6,3418 ± 0,0005 h[5]
Absolute Helligkeit 3,760 ± 0,035[1] mag
Spektralklasse C[6]
B-V= 0,880 ± 0,020[7]
V-R= 0,620 ± 0,010[7]
V-I = 1,240 ± 0,010[7]
B-R= 1,530 ± 0,036[8]
Geschichte
Entdecker Robert S. McMillan
Datum der Entdeckung 28. November 2000
Andere Bezeichnung 2000 WR106
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.
Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Spektralklasse

(20000) Varuna (provisorische Bezeichnung 2000 WR106) ist ein großes transneptunisches Objekt im Kuipergürtel, das bahndynamisch als Cubewano (CKBO)[9][1][10], als erweitertes Scattered Disk Object (DO)[11] oder «Distant Object»[12] eingestuft wird. Aufgrund seiner Größe ist das Objekt ein Zwergplanetenkandidat.

Entdeckung und Benennung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Varuna wurde am 28. November 2000 von Robert McMillan, einem Mitarbeiter des Spacewatch-Teams, am 0,9–m-Teleskop des Kitt-Peak-Observatoriums am Steward-Observatorium (Arizona) entdeckt. Die Entdeckung wurde am 1. Dezember 2000 bekanntgegeben; der Planetoid erhielt die vorläufige Bezeichnung 2000 WR106[13] und im Januar 2001 aufgrund seiner damals höher eingeschätzten Größe von der IAU die besondere Kleinplaneten-Nummer 20000.[14][15] - Er erhielt schließlich den Namen Varuna (वरुण, Sanskrit) nach der Hindu-Gottheit der kosmischen und moralischen Ordnung. Varuna war einer der wichtigsten Götter der frühvedischen Inder, der über die Gewässer des Himmels und des Ozeans wachte. Durch seine Assoziation mit dem Wasser wird er oft mit dem griechischen Poseidon und dem römischen Neptun gleichgesetzt. (Deshalb heißt der Planet Neptun auf Hindi ebenfalls Varuna.)

Nach seiner Entdeckung ließ sich Varuna auf Fotos, die im Rahmen des Digitized-Sky-Survey-Programmes (DSS) am Palomar-Observatorium (Kalifornien) gemacht wurden, bis zum 24. November 1954 zurückgehend identifizieren und so seinen Beobachtungszeitraum um 46 Jahre verlängern, wodurch seine Umlaufbahn genauer berechnet werden konnte. Seither wurde der Planetoid durch verschiedene Teleskope wie das Herschel- und das Spitzer-Weltraumteleskop sowie durch erdbasierte Teleskope beobachtet. Im April 2017 lagen insgesamt 439 Beobachtungen über einen Zeitraum von 63 Jahren vor.

Eigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bahnvergleich von Varuna (weiß) im Vergleich zu Pluto (lila) und den Planeten.

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Varuna umkreist die Sonne in 279,83 Jahren auf einer fast kreisförmigen Umlaufbahn zwischen 40,47 AE und 45,10 AE Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,054, die Bahn ist 17,22° gegenüber der Ekliptik geneigt. Derzeit ist der Planetoid 39,05 AE von der Sonne entfernt. Das Perihel durchlief er das letzte Mal 1928, der nächste Periheldurchlauf dürfte also im Jahre 2208 erfolgen.

Die Bahnelemente von Varuna weisen Ähnlichkeiten mit Quaoar auf; Varuna besitzt eine ähnliche Umlaufzeit und Exzentrizität wie Quaoar, doch eine etwas geneigtere Umlaufbahn. Die Orbits von Varuna und Pluto weisen eine ähnliche Bahnneigung auf (beide etwa 17°) und sind ähnlich ausgerichtet, so dass sich die Knoten beider Planetoiden vergleichsweise nah sind. Im Unterschied zu Pluto, der einer 2:3–Resonanz mit dem Planeten Neptun unterliegt und daher zu den Plutinos gehört, erfährt die Umlaufbahn von Varuna keine nennenswerten Bahnstörungen durch Neptun. Die minimale mögliche Entfernung zu Neptun (MOID) beträgt 12,28 AE.[12]

Marc Buie (DES) klassifiziert den Planetoiden als erweitertes SDO (ESDO bzw. DO),[11] während das Minor Planet Center ihn als Cubewano einordnet,[9][1][10] wobei er zu den bahndynamisch «heißen» klassischen KBO gehört; letzteres führt ihn auch als Nicht–SDO und allgemein als «Distant Object».[16][12]

Größe und Form[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Nach seiner Entdeckung wurde der Durchmesser von Varuna wie bei Ceres zunächst auf etwa 1000 km geschätzt, woraus die runde Nummerierung resultierte. 2013 wurde der Durchmesser von Varuna auf 668 km bestimmt, was durch Untersuchungen der Daten des Herschel-Weltraumteleskops ermittelt wurde.[1] Bereits aus der Lichtkurve konnte auf die Form eines dreiachsigen Ellipsoides (Jacobi-Typ) geschlossen werden,[4][2] was sich anlässlich einer Okkultation im Februar 2010 nahe Varunas maximaler scheinbaren Helligkeit bestätigte: Der Hintergrundstern wurde von São Luís aus gesehen für 52,5 s verfinstert, was projiziert einem Sehnenabschnitt von 1003 km entspricht. Gleichzeitig wurde vom nur 255 km entfernten Quixadá aus der Hintergrundstern nicht verdeckt, was ein starker Hinweis auf eine langgestreckte Form des Planetoiden ist.[17] Ein möglicher Doppelsystem-Charakter erscheint aufgrund der Lichtkurve eher unwahrscheinlich. Die Untersuchungen ergaben ein Achsenverhältnis von entweder 1:0,63:0,45 oder 1:0,80:0,52, was auf Basis eines angenommenen Maximaldurchmessers von 668 km den Abmessungen von 668 × 421 × 301 respektive 668 × 534 × 347 km entspräche.

Ausgehend von einem Durchmesser von 668 km ergibt sich eine Gesamtoberfläche von etwa 1.402.000 km². Die scheinbare Helligkeit von Varuna beträgt 20,21 m,[18] die mittlere Oberflächentemperatur wird anhand der Sonnenentfernung auf 41 bis 43 K (−230 bis −232 °C) geschätzt.

Es wird davon ausgegangen, dass sich Varuna trotz seiner vermutlich von der Kugelgestalt deutlich abweichenden Form aufgrund seiner Masse im hydrostatischen Gleichgewicht befindet und damit die Kriterien für eine Einstufung als Zwergplanet erfüllt. Mike Brown geht davon aus, dass es sich bei ihm höchstwahrscheinlich um einen Zwergplaneten handelt; auch Gonzalo Tancredi akzeptierte Varuna 2010 als Zwergplaneten, schlug der IAU jedoch nicht direkt vor, ihn offiziell als solchen anzuerkennen.[19][20]

Größenvergleich einiger großer TNO.
Bestimmungen des Durchmessers für Varuna
Jahr Abmessungen km Quelle
2001 900,0 +0129,0−0145,0 Jewitt u. a.[21]
2002 1060,0 +0180,0−0220,0 Lellouch u. a.[22]
2005 936,0 +0238,0−0324,0 Grundy u. a.[23]
2005 >621,0 ± 150,0 Stansberry u. a.[24]
2006 586,0 +0190,0−0129,0 Cruikshank u. a.[25]
2007 502,0 ±100 Stansberry u. a.[26]
2008 528,0 Tancredi[27]
2008 714,0 +0178,0−0128,0 Brucker u. a.[28]
2010 1003,0 ± 9,0 Sicardy u. a.[17]
2010 500,0 Tancredi[20]
2013 816,0 Mommert u. a.[29]
2013 668,0 +0154,0 −086,0 Lellouch u. a.[1]
2014 678,0 Braga-Ribas u. a.[30]
2015 600,0 LightCurve DataBase[6]
2018 698,0 Brown[19]

Rotation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Anhand von Lichtkurvenbeobachtungen rotiert Varuna in 6 Stunden und 20,5 Minuten einmal um seine Achse. Daraus ergibt sich, dass er in einem Varuna-Jahr knapp 400.000 Eigendrehungen („Tage“) vollführt. Für ein vergleichsweise großes Objekt wie Varuna ist eine so schnelle Rotationsperiode recht ungewöhnlich; 2006 wurde mit Haumea ein noch größerer und mit 3,9 Stunden noch schneller rotierender Himmelskörper gefunden,[31] der aufgrund seiner schnellen Rotation ebenfalls eine langgezogene Form aufweist.

Oberfläche[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Fantasiedarstellung einer möglichen Ansicht der Oberfläche.

Die Oberfläche des Planetoiden ist rötlich gefärbt und zeigt bei 2,0 µm eine Absorptionslinie, was auf das Vorhandensein von kleinen Mengen Wassereis auf der Oberfläche hinweist.[32] Flüchtige Substanzen wie Methan oder Stickstoff konnten nicht nachgewiesen werden. Das Untersuchen der Spektren verschiedener Rotationsphasen zeigte keine Hinweise auf Helligkeitsunterschiede auf der Oberfläche; diese scheint also ziemlich homogen zu sein. Als wahrscheinlichste Bestandteile wird ein Gemisch von komplexen organischen Verbindungen (35 %), amorphen Silikaten (25 %), Wassereis (25 %) und amorphem Kohlenstoff (15 %) angenommen.[33] Es wird aber auch eine mögliche andere Zusammensetzung diskutiert, die bis zu 10 % Methan enthalten könnte. Bei einem Objekt mit den Eigenschaften von Varuna können so flüchtige Stoffe wie Methan nicht primordial sein, so dass ein Ereignis wie ein energiereicher Einschlag vonnöten wäre, um ihre Präsenz auf der Oberfläche erklären zu können.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Commons: (20000) Varuna – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. ↑ a b c d e f g E. Lellouch u. a.: “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; 3,6 MB). In: Astronomy and Astrophysics. 557. Jahrgang, A60, 10. Juni 2013, S. 19, doi:10.1051/0004-6361/201322047, bibcode:2013A&A...557A..60L.
  2. ↑ a b c P. Lacerda, D. Jewitt: Densities Of Solar System Objects From Their Rotational Lightcurve. In: The Astronomical Journal. 133. Jahrgang, Nr. 4, 26. Februar 2007, S. 1393–1408, doi:10.1086/511772, arxiv:astro-ph/0612237, bibcode:2007AJ....133.1393L.
  3. ↑ Berechnet anhand der Daten von Lacerda und Jewitt (2007) Durchmesser 900 km, Dichte 0,992 g/cm³. Vermutlich ist der aktuelle Wert wesentlich kleiner.
  4. ↑ a b D. Jewitt, S. Sheppard: Physical Properties Of Trans-Neptunian Object (20000) Varuna (PDF; 413 kB). In: Astronomical Journal. 123. Jahrgang, Nr. 4, April 2002, S. 2110–2120, doi:10.1086/339557, arxiv:astro-ph/0201082, bibcode:2002AJ....123.2110J.
  5. ↑ A. Thirouin u. a.: Short-term variability of a sample of 29 trans-Neptunian objects and Centaurs. In: Astronomy and Astrophysics. 522. Jahrgang, A93, 27. April 2010, S. 43, doi:10.1051/0004-6361/200912340, arxiv:1004.4841, bibcode:2010A&A...522A..93T.
  6. ↑ a b LCDB Data for (20000) Varuna. MinorPlanetInfo, 2015, ehemals im Original (nicht mehr online verfügbar); abgerufen am 9. März 2019.@1@2Vorlage:Toter Link/www.minorplanet.info (Seite nicht mehr abrufbar. Suche in Webarchiven)
  7. ↑ a b c I. Belskaya u. a.: Updated taxonomy of trans-neptunian objects and centaurs: Influence of albedo. In: Icarus. 250. Jahrgang, April 2015, S. 482–491, doi:10.1016/j.icarus.2014.12.004, bibcode:2015Icar..250..482B.
  8. ↑ N. Peixinho u. a.: The bimodal colors of Centaurs and small Kuiper belt objects (PDF). In: Astronomy and Astrophysics. 546. Jahrgang, A86, 14. Juni 2012, S. 12, doi:10.1051/0004-6361/201219057, arxiv:1206.3153, bibcode:2012A&A...546A..86P.
  9. ↑ a b MPC: MPEC 2010-S44: Distant Minor Planets (2010 OCT. 11.0 TT). IAU, 25. September 2010, abgerufen am 9. März 2019.
  10. ↑ a b Wm. R. Johnston: List of Known Trans-Neptunian Objects. Johnston’s Archiv, 7. Oktober 2018, abgerufen am 12. März 2019.
  11. ↑ a b Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 20000. SwRI (Space Science Department), abgerufen am 9. März 2019.
  12. ↑ a b c (20000) Varuna in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch). Abgerufen am 9. März 2019.
  13. ↑ MPC: MPEC 2000-X02: 2000 WR106. IAU, 1. Dezember 2000, abgerufen am 9. März 2019.
  14. ↑ MPC: MPC/MPO/MPS Archive. IAU, abgerufen am 9. März 2019.
  15. ↑ MPC 41805. (PDF) The Minor Planet Circulars/Minor Planets and Comets, 9. Januar 2001, abgerufen am 9. März 2019.
  16. ↑ MPC: MPEC List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. IAU, abgerufen am 9. März 2019.
  17. ↑ a b B. Sicardy u. a.: The 2010, February 19 stellar occultation by Varuna. In: American Astronomical Society, DPS meeting. 42. Jahrgang, Oktober 2010, S. 993, bibcode:2010DPS....42.2311S.
  18. ↑ (20000) Varuna in der Datenbank der „Asteroids – Dynamic Site“ (AstDyS-2, englisch).
  19. ↑ a b Mike Brown: How many dwarf planets are there in the outer solar system? CalTech, 12. November 2018, abgerufen am 12. März 2019.
  20. ↑ a b G. Tancredi: Physical and dynamical characteristics of icy “dwarf planets” (plutoids) (PDF). In: Icy Bodies of the Solar System: Proceedings IAU Symposium No. 263, 2009. International Astronomical Union, 2010, doi:10.1017/S1743921310001717 (cambridge.org [abgerufen am 9. März 2019]).
  21. ↑ D. Jewitt: The size and albedo of the Kuiper-belt object (20000) Varuna. In: Nature, 24. Januar 2001, PMID 11373669
  22. ↑ E. Lellouch u. a.: Coordinated thermal and optical observations of Trans-Neptunian object (20000) Varuna from Sierra Nevada (PDF). In: Icarus. 27. Juni 2002, S. 26, doi:10.1051/0004-6361:20020903, arxiv:astro-ph/0206486.
  23. ↑ W. Grundy u. a.: Diverse Albedos of Small Trans-Neptunian Objects. In: Icarus. 176. Jahrgang, Nr. 1, 10. Februar 2005, S. 184–191, doi:10.1016/j.icarus.2005.01.007, arxiv:astro-ph/0502229, bibcode:2005Icar..176..184G.
  24. ↑ J. Stansberry u. a.: Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects. In: American Astronomical Society, DPS meeting. 37. Jahrgang, August 2005, S. 737, bibcode:2005DPS....37.5205S.
  25. ↑ D. Cruikshank u. a.: Physical Properties of Transneptunian Objects (PDF; 444 kB). In: University of Arizona Press: Protostars and Planets. 951. Jahrgang, 2006, S. 879–893, bibcode:2007prpl.conf..879C.
  26. ↑ J. Stansberry u. a.: Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope (PDF; 1,3 MB). In: University of Arizona Press. 592. Jahrgang, Nr. 161–179, 20. Februar 2007, arxiv:astro-ph/0702538, bibcode:2008ssbn.book..161S.
  27. ↑ G. Tancredi, S. Favre: DPPH List. In: Dwarf Planets and Plutoid Headquarters, von Which are the dwarfs in the solar system? (PDF; 130 kB). (edu.uy [abgerufen am 9. März 2019]).
  28. ↑ M. Brucker u. a.: High Albedos of Low Inclination Classical Kuiper Belt Objects (PDF). In: Icarus. 1. Januar 2009, S. 26, doi:10.1016/j.icarus.2008.12.040, arxiv:0812.4290, bibcode:2012A&A...546A..86P.
  29. ↑ M. Mommert u. a.: Remnant planetesimals and their collisional fragments: Physical characterization from thermal-infrared observations. 23. September 2013, abgerufen am 9. März 2019.
  30. ↑ Braga-Ribas u. a.: Stellar Occultations by Transneptunian and Centaurs Objects: results from more than 10 observed events (PDF). In: XIV Latin American Regional IAU Meeting. 44. Jahrgang, Oktober 2014, S. 3-3, bibcode:2014RMxAC..44....3B.
  31. ↑ D. Rabinowitz u. a.: Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt (PDF; 353 kB). In: The Astronomical Journal. 639. Jahrgang, Nr. 2, März 2006, S. 1238–1251, doi:10.1086/499575, arxiv:astro-ph/0509401, bibcode:2006ApJ...639.1238R.
  32. ↑ J. Licandro u. a.: NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106. In: Astronomy and Astrophysics. 373. Jahrgang, 24. Mai 2001, S. L29-L32, doi:10.1051/0004-6361:20010758, arxiv:astro-ph/0105434, bibcode:2001A&A...373L..29L.
  33. ↑ V. Lorenzi u. a.: Rotationally resolved spectroscopy of (20000) Varuna in the near-infrared. In: Astronomy and Astrophysics. 562. Jahrgang, A85, 11. Februar 2014, S. 6, doi:10.1051/0004-6361/201322251, arxiv:1401.5962, bibcode:2014A&A...562A..85L.
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