Axa semi-majoră ( a ) |
6,3999 x 10 9 km (42,781 ua ) |
---|---|
Periheliu ( q ) |
6,0536 x 10 9 km (40,466 ua ) |
Afelia ( Q ) |
45,097 x 10 9 km (45,097 ua ) |
Excentricitate ( e ) | 0,05413 |
Perioada de revoluție ( P rev ) |
102 138 j (279,83 a ) |
Viteza orbitală medie ( v orb ) | 4,53 km / s |
Tilt ( i ) | 17.220 ° |
Longitudinea nodului ascendent ( Ω ) | 97,369 ° |
Argument periheliu ( ω ) | 262,875 ° |
Anomalie medie ( M 0 ) | 117,224 ° |
Categorie |
OTN : cubewano Scattered Objects Disc |
Sateliți cunoscuți | 0 |
DMIO Neptun | 12.040 ua |
Parametru Weaver (T Jup ) | 5.591 |
Dimensiuni |
~ 678 km (calculat) 654+154 −102 km 668+154 −86 km |
---|---|
Masă ( m ) | ~ 1,55 × 10 20 kg |
Densitate ( ρ ) |
992+86 −15 kg / m 3 |
Gravitația ecuatorială la suprafață ( g ) | 0,15 m / s 2 |
Viteza de eliberare ( v lib ) | 0,39 km / s |
Perioada de rotatie ( P rot ) |
0,26431 d (6,343572 ± 0,000006 h ) |
Clasificare spectrală |
IR (moderat roșu) B - V = 0,88 ± 0,02 V - R = 0,62 ± 0,01 V - I = 1,24 ± 0,01 |
Magnitudine absolută ( H ) |
3,760 ± 0,035, 3,6 |
Albedo ( A ) |
0,1270,04 -0,042( albedo geometric ) |
Temperatura ( T ) | ~ 59 K |
Cea mai veche observare pre-descoperire | 24 noiembrie 1954 |
---|---|
Datat | 28 noiembrie 2000 |
Descoperit de |
Robert S. McMillan Spacewatch |
Locație | Vârful Kitt |
Numit după | Varuna |
Desemnare | 2000 WR 106 |
(20000) Varuna , denumire provizorie 2000 WR 106 , este un obiect transneptunian masiv cu diametrul de aproximativ 700 de kilometri și o potențială planetă pitică în Centura Kuiper . A fost descoperit înnoiembrie 2000de astronomul american Robert McMillan în timpul unui sondaj Spacewatch de la Observatorul Kitt Peak . Este numit după zeitatea hindusă Varuna , care este una dintre cele mai vechi zeități menționate în textele vedice .
Curba luminii Varuna indică faptul că acesta este un elipsoid de Jacobi (fr) , având o formă alungită datorită rotației sale rapide. Suprafața lui Varuna are o culoare moderat roșie datorită prezenței compușilor organici complexi. De gheață de apă este de asemenea prezentă pe suprafața sa, și se crede că a fost confruntat în trecut cu coliziuni care ar putea fi , de asemenea , cauza rotației sale rapide. Deși nu a fost găsit niciun satelit natural sau imaginat direct în jurul Varunei, analizele în 2019 ale variațiilor curbei sale de lumină sugerează prezența unui posibil satelit pe orbită aproape de stea.
Varuna a fost descoperită de astronomul american Robert McMillan folosind telescopul Spacewatch de 0,9 metri în timpul unui sondaj de rutină pe28 noiembrie 2000. Acest sondaj Spacewtach a fost realizat de McMillan la Observatorul Kitt Peak de lângă Tucson , Arizona , Statele Unite . La momentul descoperirii sale, Varuna se afla într-un câmp stelar moderat dens, situat la nord, totuși, nu departe de ecuatorul galactic . Deși Varuna nu a fost detectat de software-ul de sistem în timp real al lui McMillan, el a reușit să identifice mișcarea lentă a acestuia printre stelele din fundal, comparând manual scanări multiple din aceeași regiune folosind metoda clipirii . Varuna a fost re-observată în următoarele nopți de astronomul Jeffrey Larsen, care l-a înlocuit pe McMillan în rotația observatorului, pentru a confirma obiectul. Cei doi astronomi au făcut un total de doisprezece observații ale Varunei, care s-au întins pe trei nopți.
Descoperirea Varuna a fost anunțată în mod oficial într - o circulară electronică de la Centrul Minor Planete pe1 st decembrie 2000. A primit denumirea provizorie 2000 WR 106 care indică anul descoperirii sale, cu litera „W” specificând că descoperirea sa a avut loc în a doua jumătate a lunii noiembrie. Litera „R” și numărul „ 106 ” din index indică faptul că Varuna este cel de-al 2667- lea obiect observat în a doua jumătate a lunii noiembrie. La momentul descoperirii sale, Varuna se credea a fi una dintre cele mai masive și mai strălucitoare planete minore din sistemul solar datorită magnitudinii sale aparente relativ ridicate de 20 pentru un obiect atât de îndepărtat, ceea ce înseamnă că ar avea aproximativ un sfert din dimensiunea lui Pluto și că ar fi fost comparabilă ca dimensiune cu planeta pitică Ceres , care a fost o premieră.
După anunțul descoperirii sale, imaginile pre- descoperire ale Varunei au fost găsite de astronomii germani Andre Knofel și Reiner Stoss la Observatorul Palomar . O imagine pre-descoperire în special, luată cu telescopul Big Schmidt în 1955, a arătat că Varuna se află la trei grade față de poziția sa extrapolată pe baza orbitei circulare aproximative determinată îndecembrie 2000. A fost preluată cea mai veche imagine pre-descoperită a Varunei24 noiembrie 1954. Aceste imagini, combinate cu observații suplimentare din Japonia, Hawaii și Arizona, au permis astronomilor să-și rafineze orbita și să determine clasificarea corectă a Varunei.
În Ianuarie 2001, Minor Planet Center a atribuit planeta minoră numărul 20.000 lui Varuna, deoarece orbita sa era acum bine determinată grație imaginilor de pre-descoperire și a observațiilor ulterioare. Numărul „20000” a fost ales în mod special pentru a evidenția dimensiunea mare a Varunei, întrucât era la acea dată cel mai mare obiect clasic cunoscut al centurii Kuiper și pentru că se credea că era la fel de înalt ca Ceres. Numărul 20000 a fost, de asemenea, ales pentru a comemora în mod simbolic cea de-a 200- a aniversare a descoperirii lui Ceres, care a avut loc în coincidență în ianuarie, la data la care Varuna a fost numerotată.
Numele lui Varuna derivă din zeitatea hindusă Varuna și urmează convenția de numire adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU), care afirmă că obiectele din Centura Kuiper care nu sunt în rezonanță majoră cu Neptun sunt numite după zeități de creație. Numele ei a fost propus de un coregraf indian, Mrinalini Sarabhai , și a fost aprobat de UAI înMartie 2001. Varuna este una dintre cele mai vechi zeități vedice din literatura hindi , deoarece este menționată în special din primele imnuri ale Rig-Veda . În literatura hindi, Varuna a creat și a condus apele paradisului și ale oceanului, ceea ce, în anumite privințe, îl apropie de Poseidon / Neptun. Varuna este regele zeilor, al oamenilor și al universului și are cunoștințe nelimitate.
Varuna are o perioadă de rotație rapidă de aproximativ 6,34 ore, derivată dintr-o interpretare ca un vârf dublu al curbei de lumină creată de rotația stelei. Rotația lui Varuna a fost măsurată pentru prima dată înIanuarie 2001de astronomul Tony Farnham la Observatorul McDonald folosind telescopul său de 2,1 metri, într-un studiu al rotației și culorii obiectelor îndepărtate. Fotometrie CCD Varuna curba de lumină a arătat că a arătat variații mari în luminozitatea unei amplitudine de aproximativ 0,5 magnitudini și o perioadă într - un singur vârf de 3,17 ore. Curba de lumină rotațională măsurată de Varuna a furnizat două perioade de rotație ambigue de 3,17 și 6,34 ore, pentru interpretarea cu un singur vârf și respectiv cu un dublu vârf. Alte perioade de rotație posibile de 2,79 și 3,66 ore, care atunci nu au putut fi excluse, au fost obținute și de Farnham.
O interpretare a curbei de lumină Varuna ca un vârf unic (3,17 h ) ar presupune că ar avea o formă sferică și că ar avea formațiuni de albedo pe suprafața sa, care ar fi la originea variațiilor sale de luminozitate. Cu toate acestea, această interpretare ar implica dacă este valid că Varuna ar trebui să fie mai densă de 1 g / cm 3 (aproximativ densitatea apei), dat fiind că această perioadă de rotație este mai mare decât viteza critică de rotație (în) de aproximativ 3,3 ore pentru un corp cu o densitate de 1 g / cm 3 dincolo de care s-ar dezintegra. O soluție dublă de vârf a curbei de rotație lumină Varuna (6,34 h ) , ar presupune că Varuna are o alungit elipsoidal formă, cu un / b raport axa de 1,5-1,6. Curba de lumină rotațională a Varunei a fost studiată în continuare de astronomii David Jewitt și Scott Sheppard în februarie și aprilie 2001. Au ajuns la concluzia că interpretarea cu vârf dublu a curbei de lumină a Varunei este cea mai plauzibilă soluție. spectru vizibil în timpul rotației sale.
Examinarea observațiilor fotometrice anterioare ale curbei de lumină a Varunei a arătat că amplitudinea curbei sale de lumină a crescut cu aproximativ 0,13 magnitudini între 2001 și 2019. Această creștere se explică prin efectele combinate ale formei elipsoidale ale Varunei, rotației și unghiului de fază variabil. Modelele geometrice luând în considerare schimbarea amplitudinii Varunei au oferit mai multe soluții posibile pentru orientarea polilor de rotație, cu cea mai bună soluție care adoptă o axă de rotație cu ascensiune dreaptă de 54 ° și o declinare de -65 °. Cea mai bună orientare polară din Varuna implică faptul că este văzută într-o configurație aproape laterală, în care ecuatorul său este aproape direct orientat spre Pământ.
Rotația rapidă a lui Varuna pare să fi fost cauzată de coliziuni perturbatoare care i-au accelerat rotația în timpul formării sistemului solar . Rata actuală de coliziune în regiunea transneptuniană este foarte mică; cu toate acestea, acestea au fost mai frecvente în timpul formării sistemului solar. Jewitt și Sheppard, totuși, au calculat că rata coliziunilor perturbatoare dintre obiectele mari transneptunion (OTN) a rămas extrem de scăzută chiar și în timpul formării sistemului solar, ceea ce este incompatibil cu abundența OTN-urilor binare sau cu rotire rapidă și despre care se crede că au rezultat tocmai din astfel de coliziuni. Pentru a explica abundența acestor OTN-uri, rata de coliziune între OTN-uri trebuie să fi crescut probabil după migrarea lui Neptun din sistemul solar, care a perturbat apoi orbita OTN-urilor și a crescut frecvența. rotația rapidă a Varunei.
An | Diametru (km) | Metodă | Ref |
---|---|---|---|
2000 | 900129 -145 |
termic | |
2002 | 1.060+180 −220 |
termic | |
2002 | ~ 788 | ajustare mai bună a albedo |
|
2005 | 936+238 −324 |
termic | |
2005 | 600 ± 150 | termic | |
2005 | 586+129 −190 |
termic | |
2007 | 502+64,0 −69,5 sau 412,3 ~ 718,2 sau ≤744,1 |
termic (banda Spitzer 1) |
|
2007 | > 621+178,1 −139,1 |
termic (banda Spitzer 2) |
|
2010 | 1 003 ± 9 (numai dimensiunea minimă a axei lungi) |
ocultarea | |
2013 | 668+154 −86 |
termic | |
2013 | ~ 816 | ajustare mai bună a albedo |
|
2013 | ~ 686 | ocultarea | |
2014 | ~ 670 (minim) | ocultarea | |
2019 | 654+154 −102 |
termic |
Datorită rotației sale rapide, neobișnuită pentru un obiect atât de mare, Varuna are o formă de elipsoid triaxial . Este descris mai precis ca un elipsoid Jacobi (în) , cu un raport al axelor sale a / b de aproximativ 1,5-1,6 (adică cea mai lungă axă majoră a Varunei a este de 1,5 până la 1,6 ori mai mare decât axa majoră b ). Examinarea curbei de lumină Varuna a determinat că modelul care se potrivește cel mai bine formei sale este un elipsoid triaxial cu axele sale majore a , b și c, care au raporturi de ordinul b / a = 0,63-0,80 și c / a = 0,45-0,52.
Forma elipsoidală a lui Varuna a dat naștere unor estimări multiple ale diametrului său, care variază de la 500 la 1.000 km . Cele mai multe dintre ele au fost determinate prin măsurarea radiației sale termice . Ca rezultat al măsurătorilor termice luate din spațiu, aceste estimări ar putea fi limitate la valori mai mici, deoarece albedo - ul lui Varuna s-a dovedit a fi mai mare decât cel prevăzut inițial. Observarea stelelor ascunse de stea a oferit, de asemenea, estimări variabile ale mărimii sale. O ocultare înfebruarie 2010a dat o lungime de frânghie de 1.003 km , care a fost dedusă ca să coincidă cu cea mai lungă axă. Ocultările ulterioare din 2013 și 2014 au oferit diametre medii de 686 km și respectiv 670 km .
De la descoperirea Varunei, a fost descoperită Haumea , care este un alt obiect în mișcare rapidă (3,9 ore ), care este de peste două ori mai mare decât Varuna, și are și o formă alungită, deși este puțin mai pronunțată (cu raporturi estimate de b / a = 0,76-0,88 și c / a = 0,50-0,55), posibil datorită unei densități mai mari (aproximativ 1,757 - 1,965 g / cm 3 ).
Uniunea Astronomică Internațională nu a clasificat Varuna ca o planetă pitică și nu a luat în considerare posibilitatea de a accepta noi planete pitice , în general. Astronomul Gonzalo Tancredi consideră Varuna un „candidat probabil” , presupunând că are o densitate mai mare sau egală cu cea a apei ( 1 g / cm 3 ) necesară pentru ca acesta să fie în echilibru hidrostatic în elipsoid Jacobi. Cu toate acestea, Tancredi nu a făcut o recomandare explicită pentru acceptarea sa ca planetă pitică. Astronomul american Michael Brown consideră Varuna o planetă pitică „foarte probabilă” , plasând-o chiar sub limită cu obiecte „apropiate de certitudine”. Pe baza modelului de elipsoid Jacobi cu cea mai bună potrivire pentru Varuna, Lacerda și Jewitt au estimat că Varuna are o densitate scăzută de 0,992 g / cm 3 , puțin sub criteriul densității minime a lui Tancredi. În ciuda acestui fapt, ei au presupus că Varuna se afla în echilibru hidrostatic în modelul lor. Astronomul William Grundy și colegii săi au propus că obiectele transneptuniene de densitate redusă și întunecată, cu dimensiuni cuprinse între 400 și 1.000 km, sunt probabil obiecte intermediare parțial diferențiate cu compoziție internă poroasă și stâncoasă. În timp ce interiorul OTN-urilor de dimensiuni medii, cum ar fi Varuna, s-au comprimat probabil sub propria gravitație , suprafața lor nu s-ar fi comprimat, astfel încât Varuna ar putea să nu fie în echilibru hidrostatic.
Observațiile radiației termice din Varuna făcute de la sol din 2000 până în 2005 au dat estimări ale unor diametre mari cuprinse între 900 și 1060 km , ceea ce este comparabil cu dimensiunea Ceres . Contrar estimărilor făcute de la sol, observațiile termice făcute din spațiu folosind telescopul spațial Spitzer au furnizat o gamă de valori reduse și mai mici, între 450 și 750 km . Această diferență între estimările observațiilor la sol și estimările observațiilor din spațiu se datorează, de fapt, limitării lungimilor de undă observabile de la sol din cauza absorbției cauzate de atmosfera Pământului . Obiecte transneptuniene îndepărtate , cum ar fi Varuna emit radiație termică intrinsecă la lungimi de undă mai mari datorită temperatures.However lor scăzute, la aceste lungimi de undă, radiația termică nu pot trece prin atmosfera și observațiile Pământului de la sol se poate măsura decât emisiile termice scăzute din Varuna în infraroșu apropiat și domenii submilimetrice , deteriorând precizia măsurătorilor termice.
Observarea din spațiu face posibilă depășirea absorbției create de atmosfera Pământului și, prin urmare, este posibilă efectuarea unor măsurători termice mai bune, pe o gamă mai largă de lungimi de undă. Primele măsurători efectuate de Spitzer în 2005 au oferit o constrângere mai bună a albedo-ului din Varuna, care este astfel între 0,12 și 0,3, corespunzând unei constrângeri de diametru mai mic, de 400-750 km . Măsurătorile ulterioare Spitzer la intervale multiple de lungimi de undă (benzi) în 2007 au produs estimări ale diametrului mediu de aproximativ ~ 502 km și ~ 621 km în funcție de utilizarea datelor din măsurători cu o singură bandă. Noile observații termice pe mai multe benzi efectuate de telescopul spațial Herschel în 2013 au produs un diametru mediu de 668+154
−86 km , în concordanță cu constrângerile anterioare asupra diametrului Varunei.
Primele încercări de observare a ocultării stelelor de către Varuna în 2005 și 2008 au eșuat din cauza incertitudinii asociate cu mișcarea lui Varuna, precum și a condițiilor de observare slabe. Apoi, în 2010, o ocultare a fost observată cu succes de o echipă de astronomi condusă de Bruno Sicardy în noaptea de19 februarie, din mai multe regiuni din sudul Africii și nord-estul Braziliei . Deși observațiile din Africa de Sud și Namibia nu au dat rezultate pozitive, observațiile din Brazilia, în special la São Luís din Maranhão , au detectat cu succes o ocultare de către Varuna, cu o durată de 52,5 secunde, de la o stea de magnitudine 11,1. Ocultația a făcut posibilă determinarea unei lungimi de frânghie de 1.003 ± 9 km , relativ mare în comparație cu diametrele medii estimate prin măsurători termice. Deoarece ocultarea a avut loc aproape de luminozitatea maximă a Varunei, aceasta înseamnă că a acoperit aria maximă aparentă pentru o formă elipsoidală; cu alte cuvinte, cea mai lungă axă a Varunei a fost observată în timpul ocultării. São Luís a fost, de asemenea, situat, pe calea umbrei lui Varuna, în apropierea axei sale centrale, ceea ce înseamnă că lungimea coardei a fost aproape de lungimea maximă măsurabilă în timpul evenimentului, constrângând strâns diametrul său ecuatorial maxim.
Rezultatele aceluiași eveniment observat de la Camalaú în Paraiba , situat la aproximativ 450 km spre sud (și se prevedea că se află la capătul sudic al unității de umbră), au arătat o ocultare de 28 de secunde, corespunde unei frânghii de aproximativ 535 km , mult mai lung decât era de așteptat. Cu toate acestea, observația din Quixadá , la 255 km sud de São Luís - între acesta din urmă și Camalaú - a arătat paradoxal un rezultat negativ. Pentru a lua în considerare rezultatele negative ale Quixadá, aplatizarea aparent Varuna a fost impusă la o valoare minimă în jur de 0,56 (adică un raport al axelor c / a ≤ 0,44) care corespunde unei dimensiuni polare minime de 441,3 km , pe baza lungimea de coardă dată de 1.003 ± 9 km . Limita inferioară rezultată a dimensiunii polare a lui Varuna este aproximativ egală cu limita inferioară a lui Lacerda și Jewitt a raportului axei c / a de 0,45, pe care o calculaseră anterior în 2007. O discuție susținută în timpul unei conferințe organizate înainte de rezultatele Camalaú au fost analizat complet a concluzionat că „rezultatele São Luís și Quixadá sugerează [ed] că este necesară o formă semnificativ alungită pentru Varuna”.
Ocultările ulterioare din 2013 și 2014 au dus la diametre medii de 686 km și respectiv 670 km . Diametrul mediu de 678 km , calculat din cele două lungimi ale coardei rezultate din aceste ocultații pare să fie în concordanță cu măsurătorile termice combinate ale lui Spitzer și Herschel de 668 km . În timp ce curtoza aparentă a Varunei nu a putut fi determinată din coarda unică obținută în timpul ocultării din 2014, cea din 2013 a dat două, permițând calcularea unei curtoze aparente de aproximativ 0,29. Aplatizarea impusă pentru lungimea corzii din 2013 de 686 km ca diametru al Varunei corespunde unei dimensiuni polare de aproximativ 487 km , ceea ce este oarecum în concordanță cu dimensiunea minimă a polarului dată în 2010 de 441,3 km .
Varuna Spectrul a fost analizat pentru prima dată la începutul anului 2001 cu infrarosu apropiat Camera SpectrometruluiBREAKde (NIC - uri) din Telescopio Nazionale Galileo în Spania . Aceste observații spectroscopice în lungimile de undă cu infraroșii apropiate au relevat astfel că suprafața stelei este moderat roșie și prezintă un gradient spectral roșu în lungimile de undă cuprinse între 0,9 și 1,8 μm . Spectrul Varunei prezintă, de asemenea, linii puternice de absorbție la lungimi de undă de 1,5 și 2 μm , indicând prezența gheții de apă pe suprafața sa.
Culoarea roșie Varuna vine din fotoliza de compuși organici prezenți pe suprafața sa de radiația solară și de raze cosmice . De exemplu, acțiunea radiației asupra metanului produce tolini , despre care se știe că reduc reflectivitatea suprafeței sale ( albedo ). Spectrul său este, de asemenea, de așteptat să fie lipsit de caracteristici. În comparație cu (38628) Huya , care a fost observat și în 2001, Varuna pare mai puțin roșie și prezintă linii de absorbție din gheața de apă, sugerând că suprafața Varunei este relativ nealterată și și-a păstrat o parte din materialul său original. Conservarea aparentă a suprafeței Varunei ar fi putut fi rezultatul coliziunilor care au ridicat gheața de apă proaspătă, care anterior era situată sub stratul de tholin, la suprafață.
Un alt studiu al spectrului Varuna în infraroșu apropiat în 2008 a produs un spectru fără caracteristici, dar cu un gradient spectral albastru spre deosebire de rezultatele produse în 2001. Spectrul obținut în 2008 nu a furnizat nicio indicație clară a prezenței apei de gheață. este, de asemenea, incompatibil cu rezultatele din 2001. Diferența dintre aceste două rezultate a fost interpretată ca o schimbare a suprafeței Varunei, deși această posibilitate a fost ulterior exclusă de un studiu publicat al spectrului Varuna. în 2014. Rezultatele pentru 2014 corespund de fapt îndeaproape cu rezultatele obținute în 2001, ceea ce înseamnă că spectrul fără caracteristici obținut în 2008 este probabil eronat.
Modele explicative ale spectrului Varunei sugerează că suprafața sa este cel mai probabil formată dintr-un amestec de silicați amori (25%), compuși organici complecși (35%), carbon amorf (15%) și gheață de apă (25%), cu posibilitatea gheață de metan prezentă până la 10%. Metanul, volatil , ar fi putut fi introdus după formarea Varunei, deoarece masa sa nu este suficientă pentru a reține compușii volatili de pe suprafața sa. Un eveniment care a avut loc în timpul istoriei sale, cum ar fi un impact energetic ridicat, ar explica probabil prezența metanului pe suprafața sa. Observații suplimentare ale spectrului Varuna în infraroșu apropiat au fost efectuate de NASA Infrared Telescope Facility în 2017 și au identificat linii de absorbție între 2,2 și 2,5 μm care ar putea fi asociate cu prezența etanului și a etilenei , conform primelor analize. Pentru obiectele de dimensiuni medii precum Varuna, compușii volatili precum etanul și etilena sunt mai susceptibili de a fi reținuți decât volatilele mai ușoare decât metanul conform teoriilor de retenție volatile formulate de astronomii Schaller. Și Brown în 2007
Aparent magnitudinea de Varuna variază între 20 și 20,3. Măsurătorile termice combinate de la telescoapele spațiale Spitzer și Herschel din 2013 i-au conferit o magnitudine vizuală absolută ( H V ) de 3,76, comparabilă cu Ixion ( H V = 3,83), care este un obiect al centurii Kuiper cu dimensiuni similare. Varuna este unul dintre cele douăzeci de obiecte transneptuniene cele mai strălucitoare cunoscute din centrul planetelor minore, care îi atribuie o magnitudine absolută de 3,6.
Suprafața lui Varuna este întunecată, cu un albedo geometric de 0,127 care a fost măsurat din observații termice în 2013. Este similar cu cel al posibilei planete pitice Quaoar , care are un albedo geometric de 0,109. Inițial, se credea că Varuna avea un albedo mult mai mic. Observațiile emisiilor sale termice de la sol între 2000 și 2005 au oferit într-adevăr estimări ale albedo între 0,04 și 0,07, care este de aproximativ opt ori mai întunecată decât albedo-ul lui Pluto . Cu toate acestea, măsurătorile termice ulterioare ale Varunei prin telescoape spațiale au respins aceste măsurători timpurii ale albedo. Astfel, Spitzer a măsurat un albedo geometric mai mare de 0,166, în timp ce măsurătorile combinate ulterioare efectuate de Spitzer și Herschel în 2013 au estimat un albedo geometric de 0,127.
Observațiile fotometrice au fost efectuate în 2004 și 2005 pentru a observa modificările curbei de lumină Varuna care ar fi datorate efectelor opuse , care apar atunci când unghiul de fază se apropie de 0 ° în timpul opoziției . Acestea au arătat că amplitudinea curbei de lumină Varuna a scăzut cu 0,2 magnitudine în opoziție față de amplitudinea sa medie de 0,42 magnitudine. Au arătat, de asemenea, o creștere a asimetriei curbei de lumină a lui Varuna lângă opoziție, indicând variații ale proprietăților sale de împrăștiere pe suprafața sa. Efectul opus al lui Varuna diferă de cel care există la asteroizii întunecați, care treptat devine din ce în ce mai pronunțat în apropierea opoziției lor, ceea ce contrastează cu cel al lui Varuna care este îngust și unde amplitudinea curbei sale de lumină se schimbă rapid într-un unghi de fază de 0,5 ° . Efectele opuse ale altor corpuri ale sistemului solar cu albedos moderat se comportă într-un mod similar cu cel al lui Varuna, ceea ce sugerează deja indirect că Varuna ar putea avea un albedo mai mare decât cel propus de estimări.existent la mijlocul anilor 2000.
Varuna are o densitate în vrac estimată de 0,992 g / cm 3 , care este abia mai mică decât cea a apei ( 1 g / cm 3 ). Densitatea sa redusă se datorează probabil structurii sale poroase compuse dintr-un amestec aproape echivalent de gheață de apă și roci. Pentru a explica structura și compoziția sa poroasă, Lacerda și Jewitt au sugerat că Varuna ar putea avea o structură internă granulară . Se crede că este rezultatul fracturilor create de coliziuni anterioare, posibil responsabile de viteza sa de rotație rapidă. Alte obiecte, cum ar fi lunile lui Saturn Tethys și Iapetus, sunt, de asemenea, cunoscute ca având o densitate scăzută combinată cu o structură și o compoziție internă poroasă dominată de gheață de apă și roci. William Grundy și colaboratorii săi au propus că obiectele transneptuniene întunecate, cu densitate redusă, care au o dimensiune de aproximativ 400 și 1000 km, marchează tranziția între corpurile mici poroase (și, prin urmare, cu densitate scăzută) și corpurile planetare. Mai mari, mai luminoase și diferențiate geologic ( precum planetele pitice). Astfel, structura internă a OTN-urilor cu densitate redusă, cum ar fi Varuna, este doar parțial diferențiată, deoarece regiunile sale stâncoase interne nu au atins o temperatură suficientă pentru a iniția o fuziune parțială și pentru a se comprima asupra lor , astfel încât porozitatea lor ar fi redusă. Astfel, majoritatea OTN-urilor de dimensiuni medii au rămas poroase în interior, ceea ce explică densitatea lor scăzută. În acest caz, s-ar putea ca Varuna să nu fie în echilibru hidrostatic.
Varuna orbitează în jurul Soarelui la o distanță medie de 42,8 unități astronomice (6.402.794.400 km ) și este nevoie de 280 de ani pe Pământ pentru a completa o orbită. Acesta din urmă, cu o excentricitate de 0,054, este cvasi-circular. Cu toate acestea, distanța lui Varuna de la Soare variază oarecum și este astfel între 40,5 UA la periheliu (cea mai apropiată distanță) și 45,1 UA la afeliu (cea mai îndepărtată distanță). Orbita sa este înclinată de 17 grade față de ecliptică , care este similară cu înclinația orbitală a lui Pluto . Steaua a trecut periheliul în 1928 și se îndepărtează în prezent de Soare, apropiindu-se de afeliul său pe care îl va atinge în 2071.
Cu orbita aproape circulară între 40 și 50 UA, Varuna este clasificată ca obiect clasic al centurii Kuiper (sau cubewano). Axa sa semi-majoră de 42,8 UA este similară cu cea a altor mari cubewanos, cum ar fi Quaoar (cu a = 43,7 UA) și Makemake (a = 45,6 UA), deși alți parametri orbitali ai acesteia, deoarece înclinarea diferă mult. Varuna face parte din clasa „ fierbinte dinamic ” a obiectelor clasice ale centurii Kuiper, ceea ce înseamnă că are o înclinare orbitală mai mare de 4 ° , adică dincolo de înclinarea maximă impusă pentru membrii „dinamic reci” ai cubewanos. În calitate de cubewano, Varuna nu are rezonanță orbitală cu Neptun și, de asemenea, este liberă de orice tulburare semnificativă a planetei uriașe. Distanța minimă posibilă ( DMIO ) de la Varuna față de Neptun este de 12,04 AU.
Observațiile fotometrice ale curbei de lumină Varuna, efectuate de Valenzuela și colegii în 2019, indică faptul că un posibil satelit ar putea orbita Varuna la mică distanță. Folosind metoda analizei Fourier care combină patru curbe de lumină diferite pe care le-au obținut în 2019, au obținut o curbă de amplitudine totală de calitate mai mică, dar cu o cantitate mai mare de reziduuri . Rezultatele lor indică faptul că curba luminii Varunei suferă o schimbare subtilă în timp. Au urmărit reziduurile într-o periodogramă de Lomb (în) și au derivat o perioadă orbitală de 11.981 9:00 pentru un posibil satelit, a cărui luminozitate variază cu magnitudini de 0,04 în timpul orbitei sale. Presupunând că densitatea Varunei este de 1,1 g / cm 3 și că satelitul său se rotește sincron , echipa estimează că ar orbita o distanță de 1300-2000 km , sau chiar peste limita Roche de Varuna (care este de aproximativ 1000 km ). Datorită acestei imediata apropiere, nu este încă posibil să se distingă satelitul de telescoape spațiale , cum ar fi telescopul spațial Hubble , având în vedere faptul că distanța unghiulară dintre Varuna și luna sa este mai mică decât rezoluția actuală a telescoapelor spațiale. Deși, prin urmare, observațiile directe nu sunt încă posibile, ecuatorul lui Varuna este văzut direct din lateral, ceea ce implică faptul că evenimentele de eclipsă reciprocă dintre Varuna și satelitul său ar putea avea loc în viitor.
Omul de știință planetar Amanda Zangari a calculat că o misiune de zbor la Varuna necesită puțin peste 12 ani pentru a ajunge la asistența gravitațională din Jupiter , cu o dată de lansare în 2035 sau 2038. Căi alternative, folosind asistența gravitațională a lui Jupiter, Saturn sau Uranus au fost, de asemenea, studiate. O traiectorie care utilizează asistența gravitațională a lui Jupiter și Uranus ar putea dura puțin peste 13 ani, cu o dată de lansare în 2034 sau 2037, în timp ce o traiectorie care ar folosi asistența gravitațională a lui Saturn și Uranus ar dura mai puțin de 18 ani, dar ar dura plecați mai devreme, fie în 2025, fie în 2029. Varuna ar fi situată la aproximativ 45 UA de Soare când sonda ajunge înainte de 2050, indiferent de traiectoria utilizată.