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 ハッブル宇宙望遠鏡によるヴァルナの画像（2005年撮影） | |
| 発見[1] | |
|---|---|
| 発見者 | スペースウォッチ (ロバート・マクミラン) |
| 発見日 | 2000年11月28日 |
| 指定 | |
| (20000) ヴァルナ | |
| 発音 | / ˈ v ær ən ə / VARR -ə-nə [2] |
名前の由来 | ヴァルナ |
| 2000 WR 106 | |
| TNO · キューブワノ[3] スキャットエクスト[4] | |
| 形容詞 | ヴァルニアン/ v ə ˈ r uː n i ə n / [5] |
| シンボル | .svg/500px-Varuna_symbol_(bold).svg.png){kind=small} （占星術） |
| 軌道特性[1] | |
| エポック2020年5月31日 ( JD 2459000.5) | |
| 不確実性パラメータ2 | |
| 観察アーク | 64.49年（23,555日） |
| 最も早い回復前日 | 1954年11月24日 |
| 遠日点 | 45.117 AU (6.7494 Tm ) |
| 近日点 | 40.319 AU (6.0316 Tm) |
| 42.718 AU (6.3905 Tm) | |
| 偏心 | 0.05617 |
| 279.21年（101,980日） | |
平均軌道速度 | 4.53 km/秒 |
| 119.121 ° | |
| 0° 0 m 12.708秒/ 日 | |
| 傾斜 | 17.221° |
| 97.372° | |
| 262.220° | |
| ネプチューン MOID | 12.040 AU（1.8012 Tm）[6] |
| 身体的特徴 | |
| 654+154 −102 キロメートル[7] 668+154 −86 キロメートル[8] | |
| 6.343572 ± 0.000006 時間[9] | |
| 0.127+0.04 −0.042[8] | |
| IR（中程度の赤色）[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 (反対) [13] [14] | |
| 3.760 ± 0.035、[8] 3.6 [1] | |
20000ヴァルナ[a]（仮称2000 WR 106 ）は、カイパーベルトにある巨大な太陽系外縁天体である。2000年11月、キットピーク国立天文台でのスペースウォッチ調査中に、アメリカの天文学者ロバート・マクミランによって発見された。この天体は、ヴェーダの文献に記されている最古の神々の1人であるヒンドゥー教の神ヴァルナにちなんで名付けられた。
ヴァルナの光度曲線は、天体がヤコビの楕円体であることと整合しており、急速な自転により細長い形をしていることを示唆している。ヴァルナの表面は、複雑な有機化合物が存在するため、やや赤みがかっている。表面には水の氷も存在し、過去の衝突により露出したと考えられており、これもヴァルナの急速な自転を引き起こした可能性がある。ヴァルナの周囲には天然衛星は発見されておらず、直接撮影もされていないが、2019年の光度曲線の変化の分析から、ヴァルナのすぐ近くを周回する衛星が存在する可能性が示唆されている。
歴史
発見
ヴァルナは、2000年11月28日の定期調査中に、アメリカの天文学者ロバート・マクミランがスペースウォッチ0.9メートル望遠鏡を使用して発見しました。[15]スペースウォッチの調査は、アリゾナ州ツーソン近郊のキットピーク国立天文台でマクミランによって実施されました。 [1]発見当時、ヴァルナは北銀河赤道に近い中程度に密度の高い星域に位置していました。[16]ヴァルナはマクミランのリアルタイムコンピュータソフトウェアでは検出されませんでしたが、彼は点滅技術を使用して同じ領域の複数のスキャンを手動で比較することで、背景の星の間をゆっくりと動いているヴァルナを特定することができました。 マクミランの観測交代後、天体を確認するために、天文学者のジェフリー・ラーセンがヴァルナの追跡観測を行いました。[15] [16]ラーセンの観測交代が終わるまでに、マクミランとラーセンの両者は3夜にわたって合計12回の観測を行っていました。[15]
ヴァルナの発見は、2000年12月1日の小惑星電子回覧で正式に発表された。 [17] 2000 WR 106という仮称 が与えられ、2000年11月後半に発見されたことを示している。[18]ヴァルナは、仮称の最後の文字と数字が示すように、11月後半に観測された2667番目の天体であった。[19]当時、ヴァルナは遠方の天体としては比較的高い見かけの等級20であったため、太陽系で最大かつ最も明るい小惑星の1つであると考えられていた。これは、ヴァルナが冥王星の約4分の1の大きさで、準惑星ケレスに匹敵する大きさであることを示唆していた。[15] [20] [16]
その後、ヴァルナの発見が発表された後、ドイツの天文学者アンドレ・クノーフェルとライナー・シュトスがパロマー天文台でヴァルナの発見前画像を発見した。[15] [19]パロマー天文台のビッグシュミット望遠鏡で1955年に撮影された特定の発見前画像では、ヴァルナは 2000年12月に決定されたおおよその円軌道に基づいて推定された位置から3度離れた場所にあることが示された。 [15]ヴァルナの最も古い発見前画像は1954年11月24日に撮影された。[1]これらの発見前画像と日本、ハワイ、アリゾナからの追加観測により、天文学者はその軌道を改良し、ヴァルナの適切な分類を決定するのに役立った。[20] [15] [19]
2001年1月、ヴァルナは小惑星センターによって小惑星番号20000番を割り当てられました。これは、その軌道が発見前の画像とその後の観測によってよく決定されていたためです。 [21] [15] [19]小惑星番号20000番は、当時知られていた最大の古典的なカイパーベルト天体であり、ケレスと同じくらいの大きさであると考えられていたヴァルナの大きさを記念して特に選ばれました。 [21] 20000番という数字は、ヴァルナの番号が付けられたのと同じ月に偶然にもケレス発見200周年を迎えたことを記念して選ばれました。[21]
名前
ヴァルナは、国際天文学連合の非共鳴カイパーベルト天体の命名規則に従い、同名のヒンドゥー教の神 ヴァルナにちなんで名付けられました。 [15]この名前はインドの振付師ムリナリニ・サラバイによって提案され、2001年3月にIAUによって承認されました。[22]ヴァルナはヒンドゥー文学の最も古いヴェーダの神の1つであり、リグ・ヴェーダの最も古い賛歌に記載されています。[22] [1]ヒンドゥー文学では、ヴァルナは天と海の水を創造し、支配しました。[23]ヴァルナは神と人と宇宙の王であり、無限の知識を持っています。[22] [24]
惑星の記号は天文学ではあまり使われていないため、ヴァルナは天文学文献で記号化されることはなかった。占星術師が使用するヴァルナの標準的な記号も存在しない。マサチューセッツ州のソフトウェアエンジニアで、準惑星のほとんどの記号を設計したデニス・モスコウィッツは、ヴァルナの記号を提案した（.svg/500px-Varuna_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
): これはデーヴァナーガリー文字のva वとヴァルナの蛇投げ縄に由来する。このシンボルは占星術のウェブサイトで時々言及されるが、広く使われているわけではない。[25]時々見られるもう1つのシンボルは海王星の変種（.svg/500px-Varuna_Neptune_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
ヴァルナはヒンズー教の海王星に相当するため、ヴァルナは球体と外向きの歯を持つ神として知られています。
軌道と分類
| ||
| ヴァルナ (青)、冥王星 (赤)、海王星 (白) の軌道の極および黄道ビュー。黄道ビューで示されるヴァルナと冥王星の軌道傾斜は類似しています。右の画像は、冥王星を含むいくつかの他の大きなカイパーベルト天体の軌道を示しています。 |
ヴァルナは平均42.7 AU （63.9億km、39.7億マイル）の距離で 太陽を周回し、完全に一周するには279年かかります。[6]その軌道はほぼ円形で、軌道離心率は0.056と低いです。軌道離心率が低いため、太陽からの距離は軌道上でわずかに変化します。ヴァルナの海王星からの最短距離（MOID）は12.04 AUです。[6]軌道上で、ヴァルナの太陽からの距離は近日点（最も近い距離）の40.3 AUから遠日点（最も遠い距離）の45.1 AUまでの範囲です。[1]ヴァルナの軌道は黄道に対して17度傾いており、冥王星の軌道傾斜角に似ています。[1]ヴァルナは1928年に近日点を通過し、現在は太陽から遠ざかっており、2071年までに遠日点に近づいています。[1] [13]
ヴァルナは、40～50 AU 付近のほぼ円形の軌道を持ち、古典的なカイパーベルト天体(KBO) に分類されています。[3]ヴァルナの半長軸は 42.8 AU で、クワオアー ( a =43.7 AU) [26]やマケマケ(a=45.6 AU) [27]などの他の大型の古典的な KBO と似ていますが、傾斜角などの他の軌道特性は大きく異なります。[1]ヴァルナは、古典的な KBO の「動的に熱い」クラスに属し、[10]つまり、その軌道傾斜角は、その集団の動的に冷たいメンバーに課せられた最大傾斜角である 4 度を超えています。[28]古典的な KBO であるヴァルナは、海王星と軌道共鳴しておらず、海王星による大きな摂動も受けていません。[6] [4]
回転
ヴァルナの自転周期は、約6.34時間と速い。これは、ヴァルナの回転光度曲線の二重ピーク解から導かれたものである。[29]ヴァルナの回転は、遠方の物体の回転と色に関する研究の一環として、2001年1月に天文学者のトニー・ファーナムがマクドナルド天文台の2.1メートル望遠鏡を使用して初めて測定した。2001年のヴァルナの光度曲線のCCD 測光により、振幅が約0.5等級の大きな明るさの変化を示すことが明らかになった。[30]測定されたヴァルナの回転光度曲線は、それぞれ単ピークと二重ピークの解に対して、3.17時間と6.34時間という2つのあいまいな自転周期を示した。ファーナムは、2.79時間と3.66時間という追加の自転周期も得たが、これらの値は当時は除外できなかった。[30] [29]
ヴァルナの回転光度曲線（3.17時間）の単一ピークの解釈では、ヴァルナは球形であると想定され、その表面のアルベド特性がその明るさの変化を説明する。しかし、この解釈が有効であるためには、ヴァルナの密度は1 g/cm 3（おおよそ水の密度）を超えると、回転周期が密度1 g/cm 3 の物体の臨界回転速度である約3.3時間を超えると変形して壊れてしまいます。1 g/cm 3。[30]ヴァルナの回転光曲線（6.34 h）の二重ピークの解釈では、ヴァルナの形状は細長い楕円体であり、a / b アスペクト比は1.5〜1.6と推定されます。[30] [29]ヴァルナの回転光曲線は、後に天文学者のデイビッド・ジューイットとスコット・シェパードによって2001年2月から4月にかけて調査され、可視スペクトルにおけるヴァルナの色の回転変化がないため、ヴァルナの光曲線の二重ピークの解釈が最も妥当な解決策であると結論付けられました。 [ 31] [20]
ヴァルナの光度曲線の過去の測光観測を調べたところ、2001年から2019年の間に光度曲線の振幅が約0.13等級増加したことがわかった。[9]この振幅の増加は、ヴァルナの楕円体の形状、回転、および変化する位相角の複合効果によるものである。ヴァルナの変化する振幅の幾何学モデルは、黄道座標におけるヴァルナの回転極の向きについていくつかの可能な解を提供しており、最も適合する解は、自転軸の 赤経54°と赤緯-65°を採用している。[9] [b]ヴァルナの最も適合する極の向きは、ヴァルナの赤道がほぼ地球に正対する、ニアエッジオン構成で観測されていることを意味する。[9] [c]
ヴァルナの急速な自転は、太陽系の形成中に自転を加速させた破壊的な衝突の結果であると考えられている。太陽系の形成中は衝突はより頻繁であったが、現在の海王星外縁天体領域での衝突率は最小限である。[20]しかし、ジューイットとシェパードは、太陽系の形成中に大型の海王星外縁天体（TNO）間の破壊的な衝突率は非常にまれであると計算し、そのような衝突から発生したと考えられている現在、連星系外天体および高速回転するTNOの豊富さと矛盾している。[20]連星系外天体および高速回転するTNOの豊富さを説明すると、海王星の外向きの移動によりTNOの軌道が乱れた結果、TNO間の衝突率が増加し、衝突頻度が増加し、ヴァルナの急速な自転につながった可能性がある。[20]
身体的特徴
サイズと形状
ヴァルナは急速に自転しているため、その形状は三軸楕円体に変形している。これほど大きな天体ではまれな急速な自転を考えると、ヴァルナの形状はヤコビ楕円体と表現され、a / bアスペクト比は約 1.5～1.6 である（ヴァルナの最長半軸 aは半軸bの 1.5～1.6 倍長い）。 [20] [29]ヴァルナの光度曲線を調べたところ、ヴァルナの形状に最もよく合うモデルは、半軸a、b、cの比がb / a = 0.63～0.80、c / a = 0.45～0.52の範囲にある三軸楕円体であることがわかった。[42]
ヴァルナは楕円形をしているため、複数の観測から直径の推定値は500～1,000 km（310～620マイル）と異なっている。[43]ヴァルナの直径の推定値のほとんどは熱放射の測定によって決定されたが、宇宙からの熱測定によって測定されたアルベドが高いため、サイズの推定値はより小さい値に制限されている。[43]ヴァルナによる恒星の掩蔽の観測でも、さまざまなサイズの推定値が得られている。[41] 2010年2月のヴァルナによる掩蔽では、弦の長さは1,003 km（623マイル）と推定され、最長軸を横切る長さと推定された。[40]その後の2013年[44]と2014年の掩蔽では、平均直径がそれぞれ686 km（426マイル）と670 km（420マイル）となった。 [41]
ヴァルナの発見以来、ヴァルナの2倍以上の大きさで、高速回転（3.9時間）する別の大きな天体であるハウメア[d]が発見され、これも細長い形をしていると考えられているが[46]、やや目立たない（推定比b / a = 0.76〜0.88、c / a = 0.50〜0.55、推定密度が約1.5倍高いためと思われる）1.757–1.965 g/cm3 ）。[42] [45]
準惑星である可能性は低い
天文学者のゴンサロ・タンクレディは、ヴァルナは準惑星であり、形状はヤコビ楕円体である可能性が高いと考えました。[47] [48]ヴァルナの最も適合するヤコビ楕円体モデルに基づいて、ラセルダとジューイットはヴァルナの密度が非常に低く、0.992 g/cm 3 で、タンクレディの最小密度基準をわずかに下回っている。それにもかかわらず、彼らは計算のためにヴァルナが静水圧平衡にあると仮定した。[42]天文学者のウィリアム・グランディと同僚は、およそ400～1,000 km (250～620 mi) の大きさの範囲にある暗くて密度の低い TNO は、圧縮されていない部分的に多孔質の天体である可能性が高いと提案している。ヴァルナなどのこの範囲のより大きな天体は、内部が完全に固体物質に崩壊している可能性があるが、表面は圧縮されていないままである可能性が高い。つまり、それらは静水圧平衡になく、準惑星ではない。[49]
熱測定
2000年から2005年にかけて行われたヴァルナの熱放射の地上観測では、直径が900km（560マイル）から1,060km（660マイル）と大きく推定され、ケレスの大きさに匹敵する。[43]地上推定とは対照的に、スピッツァー宇宙望遠鏡による宇宙からの熱観測では、直径が450～750km（280～470マイル）とより小さい範囲であった。[35] [38]地上と宇宙からのサイズ推定の不一致は、地球の大気による吸収の結果として、地上観測では観測可能な波長が限られているためである。[50]ヴァルナのような遠方の太陽系外縁天体は、その低温のため、本質的により長い波長で熱放射を放射する。[50]しかし、長波長では熱放射は地球の大気を通過できず、地上観測ではヴァルナからの近赤外線とサブミリ波の弱い熱放射しか測定できず、地上での熱測定の精度を妨げている。[50] [31]
宇宙からの観測は、通常地球の大気によって干渉される広範囲の波長での熱放射を測定できるため、より正確な熱測定が可能となった。[35] [50] 2005年のスピッツァーによる予備的な熱測定では、0.12～0.3というより高いアルベド制約が得られ、これは直径の制約が450～750 km（280～470 mi）とより小さいことに対応している。[36] [37] 2007年のスピッツァーによる複数の波長範囲（バンド）でのさらなる熱測定では、平均直径の推定値が約約502 kmとデータの単一バンドおよび2バンド解析ではそれぞれ約621 kmでした。これらの結果から、採用された平均直径は500 km（310マイル）でした。 [38] 2013年のハーシェル宇宙望遠鏡によるフォローアップのマルチバンド熱観測では、平均直径が668+154
−86 kmであり、ヴァルナの直径に関するこれまでの制約と一致している。[8]
掩蔽
2005年と2008年にヴァルナによる恒星の掩蔽の観測が試みられたが、ヴァルナの固有運動の不確実性と観測に適さない条件のため、成功しなかった。[51] [52] 2010年、ブルーノ・シカルディ率いる天文学者チームにより、2月19日の夜にヴァルナによる掩蔽の観測に成功した。[40]この掩蔽は南アフリカとブラジル北東部のさまざまな地域で観測された。[40]南アフリカとナミビアからの掩蔽の観測結果は否定的であったが、ブラジル、特にマラニョン州のサン・ルイスでの観測では、ヴァルナによる11.1等星の52.5秒間の掩蔽を検出することに成功した。この掩蔽により、弦の長さは1003 ± 9 kmで、熱測定からの平均直径の推定値と比較してかなり大きい。[40]掩蔽はヴァルナの最大輝度付近で発生したため、楕円体形状の最大見かけ表面積が観測され、掩蔽中にヴァルナの形状の最長軸が観測された。[40]サン・ルイスはヴァルナの影の進路の予測中心線にも非常に近い位置にあった。[53]つまり弦の長さはイベント中に測定可能な最長に近く、赤道上の最大直径の可能性を厳密に制限していた。
パライバ島のカマラウで行われた同じ現象の結果は、南約450km（280マイル）（影の経路の最南端と予測された場所）で、28秒間の掩蔽を示しました。これは、約535km（332マイル）の弦に相当し、予想よりもはるかに長いものでした。[54]しかし、サン・ルイスの南255km（158マイル）にあるキサダ（サン・ルイスとカマラウの間）では、逆説的に否定的な結果が出ました。 [40]キサダの否定的な結果を説明するために、ヴァルナの見かけの扁平度（平坦化）は、約0.56（アスペクト比c / a ≤ 0.44）の最小値に設定され、[41]弦の長さが与えられたヴァルナの最小極寸法は約441.3km（274.2マイル）に相当します。1003 ± 9 km。[e]結果として得られたヴァルナの極次元の下限は、ラセルダとジューイットが2007年に計算したアスペクト比の下限値 0.45 とほぼ等しい。[ 42 ]カマラウの結果が完全に分析される前に行われた予備的な会議発表では、サン・ルイスとキサダの結果を合わせると、ヴァルナには著しく細長い形状が必要であることが示唆されると結論付けられた。[40]
その後の2013年と2014年の掩蔽では、平均直径がそれぞれ686 km (426 mi) と 670 km (420 mi) となった。[41]掩蔽の両方の弦から計算された平均直径678 km (421 mi) は、[f]スピッツァーとハーシェルの熱測定による668 km (415 mi) と一見一致しているように見える。[43] 2014年の掩蔽で得られた単一の弦からはヴァルナの見かけの扁平度を決定できなかったが、2013年の掩蔽では2つの弦が得られ、見かけの扁平度は約0.29であった。[55] [41] 2013年の弦の長さに課された扁平度は、ヴァルナの直径は686kmで、極地の寸法は約487km（303マイル）に相当し、[g]は2010年に計算された極地の最小寸法とある程度一致する。441.3キロ。
スペクトルと表面
ヴァルナのスペクトルは、2001年初頭にスペインのガリレオ国立望遠鏡の近赤外線カメラ分光計（NICS）で初めて分析されました。近赤外線波長でのヴァルナのスペクトル観測により、ヴァルナの表面は中程度の赤であり、波長範囲0.9〜1.8μmの間に 赤いスペクトル傾斜を示すことが明らかになりました。ヴァルナのスペクトルは、1.5μmと2μmの波長で強い吸収帯を示しており、表面に水氷が存在することを示しています。 [56] [31]
ヴァルナの表面の赤い色は、太陽光や宇宙線に照射された有機化合物の光分解によるものである。メタンなどの有機化合物がヴァルナの表面に照射されると、表面反射率（アルベド）を低下させることが知られているソリンが生成され、スペクトルに特徴がなくなると予想される。 2001年にヴァルナと一緒に観測されたフヤと比較すると、赤みが少なく、水氷の吸収帯がより顕著に見られることから、ヴァルナの表面は比較的新しく、表面に元々の物質がいくらか保持されていることが示唆される。ヴァルナの表面が新しく見えるのは、ヴァルナのソリン層の下の淡水氷が衝突によって表面より上に露出したためである可能性がある。[56]
2008年に行われた近赤外線波長でのヴァルナのスペクトルの別の研究では、2001年の以前の結果とは逆に、青いスペクトル傾斜を持つ特徴のないスペクトルが得られました。 [57] [58] 2008年に得られたスペクトルには、2001年の結果と矛盾して、水氷の明確な兆候は見られませんでした。2つの結果の不一致は、ヴァルナの表面の変化の兆候であると解釈されましたが、この可能性は後に2014年のヴァルナのスペクトルの研究で否定されました。2014年の結果は、2001年に得られた以前のスペクトルとよく一致しており、2008年に得られた特徴のないスペクトルはおそらく誤りであることを示唆しています。[58]
ヴァルナのスペクトルモデルは、その表面が非晶質ケイ酸塩（25%）、複合有機化合物（35%）、非晶質炭素（15%）、水氷（25%）の混合物で形成されている可能性が高く、最大10%のメタン氷の可能性があることを示唆している。ヴァルナは表面に揮発性物質を保持できるほど大きくないため、ヴァルナと同程度のサイズの天体の場合、揮発性メタンの存在は原始的なものではない可能性がある。ヴァルナの形成後に発生したイベント（エネルギー衝突など）が、ヴァルナの表面にメタンが存在する理由である可能性が高い。[58]ヴァルナのスペクトルの追加の近赤外線観測が2017年にNASA赤外線望遠鏡施設で行われ、予備分析に基づいて、エタンとエチレンに関連する可能性のある2.2〜2.5μmの吸収特性が特定されました。[59]ヴァルナのような中型の天体では、2007年に天文学者のシャラーとブラウンが提唱した揮発性物質保持理論によれば、エタンやエチレンなどの揮発性物質はメタンなどの軽い揮発性物質よりも保持される可能性が高い。[59] [60]
輝度
ヴァルナの見かけの等級、つまり地球から見た明るさは、19.5等級から20等級まで変化する。[20]衝の時には、見かけの等級は20.3等級に達することがある。[13] [14] 2013年にスピッツァー宇宙望遠鏡とハーシェル宇宙望遠鏡が行った熱測定を組み合わせた結果、視等級（H V）は3.76となり、同様の大きさのカイパーベルト天体イクシオン（H V =3.83）の等級に匹敵する。[8]小惑星センターが絶対等級を3.6と想定しているにもかかわらず、ヴァルナは知られている太陽系外縁天体の中で最も明るい20位以内に入っている。[61] [6]
ヴァルナの表面は暗く、2013年の熱観測に基づくと、幾何アルベドは0.127と測定されている。 [8]ヴァルナの幾何アルベドは、幾何アルベドが0.109である可能性のある準惑星クワオアーのそれと似ている。 [62] [8] 2000年から2005年にかけてのヴァルナの熱放射の初期の地上観測では、アルベド値が0.04から0.07の範囲であると推定されており、 [43]冥王星のアルベドの約8倍暗いため、ヴァルナは当初、幾何アルベドがはるかに低いと考えられていた。 [63]その後、宇宙望遠鏡によるヴァルナの熱測定により、これらの以前のアルベド測定は否定されました。スピッツァーは0.116というより高い幾何学的アルベドを測定しましたが[38]、2013年のスピッツァーとハーシェルによるさらなる熱測定では、幾何学的アルベドが0.127と推定されました[8] 。
2004年と2005年にヴァルナの測光観測が行われ、衝でヴァルナの位相角が0度に近づくときに衝サージによって引き起こされるヴァルナの光度曲線の変化を観測した。測光結果によると、ヴァルナの光度曲線の振幅は衝で0.2等級に減少し、全体の振幅0.42等級よりも小さくなった。測光結果ではまた、衝近くでヴァルナの光度曲線の非対称性が増加することも示されており、これは表面上の散乱特性の変化を示している。ヴァルナの衝サージは、暗い小惑星の衝サージとは異なり、衝近くで徐々に顕著になるのに対し、ヴァルナの狭い衝サージでは、光度曲線の振幅が位相角0.5度以内で急激に変化する。中程度のアルベドを持つ他の太陽系天体の衝サージはヴァルナと同様に動作し、間接的に、地上のアルベド推定とは対照的に、ヴァルナのアルベドが高い可能性があることを示唆している。[64]ヴァルナのアルベドが高いというこの示唆は、その後のスピッツァーとハーシェルによる熱測定でも確認された。[8]
内部構造
ヴァルナの嵩密度は0.992 g/cm 3、水よりもわずかに小さい（ヴァルナの嵩密度は、氷と岩石がほぼ比例する多孔質の内部構造によるものと考えられる。 [ 20 ]多孔質の内部構造と組成を説明するために、ラセルダとジューイットはヴァルナが粒状の内部構造を持つ可能性を示唆した。ヴァルナの粒状の内部構造は、過去の衝突による亀裂から生じたと考えられており、これがヴァルナの急速な自転の原因である可能性が高い。[20]土星の衛星テティスやイアペトゥスを含む他の天体も同様に密度が低く、多孔質の内部構造と主に氷と岩石の組成を持つことが知られている。[20]ウィリアム・グランディとその同僚は、直径約400～1,000 km（250～620マイル）の暗く密度の低いTNOは、より小さく多孔質（したがって密度が低い）な天体と、より大きく密度が高く、明るく地質学的に分化した惑星（準惑星など）との間の遷移天体であると提唱した。[49]ヴァルナなどの低密度TNOの内部構造は部分的にしか分化していない。これは、おそらくその岩石質の内部が形成以来、融解して細孔空間に崩壊するのに十分な温度に達していなかったためである。その結果、中型TNOのほとんどは内部が多孔質のままであり、密度が低い状態になった。[49]この場合、ヴァルナは静水圧平衡状態にない可能性がある。[49]
衛星の可能性
2019年にヴァレンズエラとその同僚が行ったヴァルナの光度曲線の測光観測は、ヴァルナの近距離を周回する可能性のある衛星の存在を示唆している。[9] 2019年に得られた4つの別々の光度曲線を組み合わせるフーリエ解析法を用いて、彼らは残差の多い低品質の光度曲線振幅を導出した。その結果、ヴァルナの光度曲線は時間の経過とともに微妙に変化することが示された。彼らは合成された光度曲線の残差をロンブ周期図にプロットし、可能性のある衛星の軌道周期を11.9819時間と導出した。[9]衛星はヴァルナを周回するにつれて明るさが0.04等級変化する。ヴァルナの密度が1.1 g/cm 3で衛星が潮汐ロックされているため、チームは衛星がヴァルナの推定ロッシュ限界（約1.1 g/cm 3）をわずかに超える1,300～2,000 km（810～1,240マイル）の距離を周回していると推定しています。ヴァルナは、2000年から2010年にかけて、地球から約1000キロメートル離れたところにある。[9]衛星はヴァルナに非常に近いため、ハッブル宇宙望遠鏡などの宇宙望遠鏡ではまだ解像できない。これは、ヴァルナと衛星の間の角度距離が現在の宇宙望遠鏡の解像度よりも小さいためである。[9]現在の望遠鏡ではヴァルナの衛星を直接観測することはできないが、ヴァルナの赤道は真横から直接観測されており、将来、衛星とヴァルナの間で相互イベントが発生する可能性があることを示唆している。 [9]
探検
惑星科学者のアマンダ・ザンガリは、2035年か2038年の打ち上げを前提に、木星の重力アシストを利用したヴァルナへのフライバイミッションは12年強で完了すると計算した。木星、土星、天王星の重力アシストを利用した代替軌道も検討されている。[ 65]木星と天王星の重力アシストを利用した軌道は、2034年か2037年の打ち上げを前提にすると13年強で完了する可能性があるが、土星と天王星の重力アシストを利用した軌道は、2025年か2029年の早い打ち上げを前提とすると18年未満で完了する可能性がある。使用される軌道に関係なく、宇宙船が2050年より前に到着すると、ヴァルナは太陽から約45AUの距離にあることになる。[65]
注記
- ^ 最初の音節にアクセントがある
- ^ 与えられた赤経と赤緯の値は、地心 赤道座標系における物体の位置を指定します。赤経は春分（3月）を起点として天の赤道から東に向かう角度距離であり、赤緯は天の赤道に対して垂直または垂直な角度距離です。[32]
- ^ヴァルナの北極は、 赤経 = 54°、赤緯 = −65°の方向を指しています。つまり、極の赤経は春分点に対してほぼ垂直を指しており (ヴァルナの赤道が真横から見える)、負の赤緯はヴァルナの北極が下向き、天の赤道の南 65° を指していることを示しています。
- ^ ハウメアの大きさは2322 km × 1704 km × 1026 km、2322 kmが最長の半軸である。[45]比較すると、ヴァルナの最長半軸は1003 kmで、ハウメアの半分以下である。[40]実際、ハウメアの極半軸は1026kmはヴァルナの2倍以上の長さで、ヴァルナの極半軸は2010年と2013年の掩蔽による見かけの扁平率に基づくと、その半径は400～500kmである。 [41]
- ^ 極次元は弦の長さを掛けて計算される1003 ± 9km、c / a比は0.44、1-0.56から計算され、2014年にブラガ・リバスらによって課された最大の扁平率である。[41]
- ^ 平均直径≈678 kmは、 2013年と2014年の掩蔽弦の平均直径として計算されます。約686 kmとそれぞれ≈670 kmである。[41]
- ^ 2013年の弦を掛けて計算した極次元686 km 、 c / a比は0.71、1 - 0.29から計算され、これは2014年にブラガ・リバスらによって課された見かけの扁平率である。[41]
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