(20000) Varuna



Informația pe care am reușit să o compilăm despre (20000) Varuna a fost atent revizuită și structurată pentru a o face cât mai utilă posibil. Probabil că ați venit aici pentru a afla mai multe despre (20000) Varuna. Pe Internet, este ușor să te pierzi în harababura de site-uri care vorbesc despre (20000) Varuna și totuși nu oferă ceea ce vrei să știi despre (20000) Varuna. Sperăm că ne veți spune în comentarii dacă vă place ceea ce ați citit despre (20000) Varuna mai jos. În cazul în care informațiile despre (20000) Varuna pe care le oferim nu sunt ceea ce căutați, vă rugăm să ne anunțați, astfel încât să putem îmbunătăți acest site în fiecare zi.

.

(20000) Varuna
Descrierea acestei imagini, comentată și mai jos
Imaginea de Varuna luate de telescopul spațial Hubble în 2005.
Caracteristici orbitale
Epoca ( JJ 2.458.600,5)
Pe baza a 463 de observații care acoperă 23.555 de zile , U = 2
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
Caracteristici fizice
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
Descoperire
Cea mai veche observare pre-descoperire
Datat
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 înde 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.

Istoric

Descoperire

Varuna a fost descoperită de astronomul american Robert McMillan folosind telescopul Spacewatch de 0,9 metri în timpul unui sondaj de rutină pe. 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 pe. 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 în. A fost preluată cea mai veche imagine pre-descoperită a Varunei. 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 , 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 de familie

Statuie de piatră a unei zeități hinduse zâmbitoare, care stă pe un soclu
Statuia lui Dumnezeu Varuna templul hindus al XI - lea  secol Rajarani

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 în. 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.

Rotație

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 înde 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.

Caracteristici fizice

Aspectul fizic

Estimări de dimensiune Varuna
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 îna 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 ).

Posibilă planetă pitică

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.

Măsurători termice

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.

Întreruperi

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 de, 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 .

Spectrul și suprafața

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

Luminozitate

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.

Structura interna

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.

Orbita și clasificare

Vedere polară și ecliptică a orbitelor Varunei (albastru), Pluton (roșu) și Neptun (alb). Înclinările orbitale ale lui Varuna și Pluto, așa cum se arată în imaginea ecliptică, sunt în mod similar similare. Imaginea din dreapta arată orbitele altor câteva obiecte mari ale Centurii Kuiper, inclusiv Pluto.

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.

Posibil satelit

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.

Explorare

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.

Anexe

Bibliografie

Link extern

Note și referințe

Note

  1. Diametrul mediu de ~ 678  km este derivat din calculul diametrului mediu al șirurilor de ocultări din 2013 și 2014 de ~ 686  km și , respectiv, ~ 670  km
  2. Calculat din diametrul obținut folosind telescoapele Spitzer și Herschel de 668  km (raza de 334  km ) și cu o densitate de 0,992  g / cm 3 . Presupunând că Varuna are o formă sferică, raza de 334  km oferă un volum de aproximativ 1.548 × 10 20  km3. Înmulțind volumul său cu densitatea de 0,992  g / cm 3 dă o masă aproximativă de 1,55 x 10 de 20  kg și .
  3. Valorile date de ascensiune dreaptă și declinare caracterizează poziția lui Varuna în sistemul de coordonate ecuatoriale geocentric . Ascensiunea dreaptă este distanța unghiulară la est de ecuatorul ceresc de la punctul vernal ( echinocțiul de martie), în timp ce declinarea este distanța unghiulară perpendiculară sau verticală la ecuatorul ceresc.
  4. Polul Nord al Varunei indică în direcția α = 54 ° și δ = −65 ° , ceea ce înseamnă că ascensiunea dreaptă a polului indică aproape perpendicular pe punctul vernal (rezultând o vedere frontală a ecuatorului lui Varuna) și declinația negativă indicând că Polul Nord al Varunei este îndreptat în jos, la 65 ° sud de ecuatorul ceresc.
  5. Dimensiunile Hauméa sunt de 2.322 × 1.704 × 1.026  km , iar 2.322  km corespund celei mai mari axe majore. În comparație, cea mai lungă axă majoră din Varuna valorează 1.003  km , sau mai puțin de jumătate din cea din Hauméa. De fapt, axa polară majoră de 1.026 km a Hauméa  este, de asemenea, de peste două ori mai mare decât Varuna, care are o axă polară majoră de 400-500  km , pe baza valorilor aplatizării sale aparente care au fost obținute din ocultările din 2010 și 2013.
  6. Mărimea polară este calculată prin înmulțirea coardei de 1.003 ± 9  km cu raportul c / a de 0.44, calculat el însuși de la 1 - 0.56, care este curtoza maximă impusă de Braga-Ribas și colab. în 2014.
  7. Mărimea polară este calculată prin înmulțirea frânghiei din 2013 cu 686  km cu un raport c / a de 0,71, calculat el însuși din mijloacele de aplatizare 1 la 0,29 impuse de Braga-Ribas și colab. în 2014.

Referințe

  1. (ro) JPL Small-Body Database Browser: 20000 Varuna ( 2000 WR 106 )  " , Jet Propulsion Laboratory ( accesat la 12 septembrie 2019 )
  2. (în) Brian G. Marsden , „  MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (. 2009 AUG 17.0 TT)  ” pe circulară electronică Minor Planet , International Astronomical Union ,(accesat la 16 septembrie 2009 )
  3. (ro) MW Buie , „  Înregistrare orbită și astrometrică pentru 20000  ” , Southwest Research Institute ,(accesat la 19 septembrie 2008 )
  4. (en) (20000) Varuna = 2000 WR 106 Orbit  " , IAU Minor Planet Center (accesat la 12 septembrie 2019 )
  5. (ro) Wm. Robert Johnston , Diametre, albe și densități TNO / Centaur  " ,(accesat la 14 septembrie 2019 )
  6. (en) E. Lellouch și colab. , „  Emisia termică a centaurilor și a obiectelor trans-neptuniene la lungimi de undă milimetrice din observațiile ALMA  ” , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol.  488, nr .  3,, p.  3035–3044 ( DOI  10.1093 / mnras / stz1880 , arXiv  1709.06747 )
  7. (en) E. Lellouch și colab. , „  „ TNO-urile sunt cool ”: un studiu al regiunii trans-Neptuniene. IX. Proprietățile termice ale obiectelor centurii Kuiper și ale Centaurilor din observațiile combinate Herschel și Spitzer  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  557,, A60 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322047 , Bibcode  2013A & A ... 557A..60L )
  8. (în) P. Lacerda și D. Jewitt , „  Densitățile obiectelor sistemului solar de la curba lor de lumină de rotație  ” , The Astronomical Journal , vol.  133, nr .  4,, p.  1393–1408 ( DOI  10.1086 / 511772 , Bibcode  2007AJ .... 133.1393L , arXiv  astro-ph / 0612237 )
  9. (ro) Michael Mommert , „  Rămășițele planetesimale și fragmentele lor colizionale  ” , Refubium , Freie Universität Berlin,( DOI  10.17169 / refubium-6484 , citit online , accesat la 28 septembrie 2019 )
  10. (en) Irina N. Belskaya și colab. , „  Taxonomia actualizată a obiectelor și centaurilor trans-neptunieni: Influența albedo  ” , Icar , vol.  250,, p.  482–491 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2014.12.004 , Bibcode  2015Icar..250..482B )
  11. (în) „  Date LCDB pentru (20000) Varuna  ” , baza de date cu curbe de lumină asteroide (LCDB) (accesat la 18 octombrie 2019 )
  12. (ro) Spacewatch Discovery of Minor Planet 2000 WR 106  " , pe Lunar & Planetary Laboratory , Universitatea din Arizona ,(accesat pe 21 noiembrie 2019 )
  13. (ro) „  „ Minor Planet ”Found in Obscure Corner of Northern Milky Way  ” , pe The New York Times ,(accesat la 15 septembrie 2019 )
  14. (în) Brian G. Marsden , „  MPEC 2000-X02: 2000 WR 106  ” pe circulară electronică Minor Planet , Uniunea Astronomică Internațională ,( Bibcode  2000MPEC .... X ... 02M , accesat la 16 septembrie 2019 )
  15. (în) „  Denumiri de planete minore noi și vechi  ” , Minor Planet Center (accesat la 15 septembrie 2019 )
  16. (ro) Andrea Boattini , „  Varuna, zeița Cerului și a Pământului  ” , pe Tumbling Stone , Spaceguard (accesat la 15 septembrie 2019 )
  17. (ro) David C. Jewitt și Scott S. Sheppard , „  Physical Properties Of Trans-Neptunian Object (20000) Varuna  ” , The Astronomical Journal , vol.  123, nr .  4,, p.  2110–2120 ( DOI  10.1086 / 339557 , Bibcode  2002AJ .... 123.2110J , arXiv  astro-ph / 0201082 )
  18. (ro) „  MPC 41805  ” , pe circulația planetei minore , Uniunea Astronomică Internațională ,(accesat la 4 iulie 2010 )
  19. (ro) „  MPC 42368  ” , pe circulația planetei minore , Uniunea Astronomică Internațională ,(accesat la 17 septembrie 2019 )
  20. (în) Hermann Oldenberg , The Religion of the Veda , Motilal Banarsidass,, 359  p. ( ISBN  978-81-208-0392-3 , citit online ) , p.  104
  21. (în) Doris Srinivasan , Multe capete, brațe și ochi: origine, semnificație și formă de multiplicitate în arta indiană , Leiden / New York / Köln, Brill Academic,, 48–49  p. ( ISBN  90-04-10758-4 , citit online )
  22. (ro) Daniel WE Green , „  IAUC 7583: 2001U; 2001R; 2001S; (20000) 2000 WR_106  “ , la Biroul Central pentru Telegrame Astronomice , Uniunea Astronomică Internațională ,( Bibcode  2001IAUC.7583 .... 4F , consultat la 19 septembrie 2019 ) ,p.  4
  23. (en) Estela Fernández-Valenzuela și colab. , „  Amplitudinea în schimbare a curbei de lumină rotațională a Varunei și dovezi pentru un satelit apropiat  ” , The Astrophysical Journal Letters , vol.  883, n o  1,( DOI  10.3847 / 2041-8213 / ab40c2 , arXiv  1909.04698 , citiți online )
  24. (ro) TL Farnham (27 noiembrie 2001). „  Studii de rotație și culoare ale centaurilor, KBO-urilor și cometelor  ” în cadrul celei de-a 33-a întâlniri DPS 33 , Societatea Astronomică Americană Accesat la 19 septembrie 2019. 
  25. (ro) D. Jewitt , H. Aussel și A. Evans , The size and albedo of the Kuiper-belt object (20000) Varuna  " , Nature , vol.  411, nr .  6836,, p.  446–7 ( PMID  11373669 , DOI  10.1038 / 35078008 , Bibcode  2001Natur.411..446J )
  26. (en) E. Lellouch și colab. , „  Observații termice și optice coordonate ale obiectului transneptunian (20000) Varuna din Sierra Nevada  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  391, nr .  3,, p.  1133–1139 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20020903 , Bibcode  2002A & A ... 391.1133L , arXiv  astro-ph / 0206486 )
  27. (în) „  Celestial Equatorial Coordinate System  ” pe astro.unl.edu , Universitatea din Nebraska-Lincoln (accesat la 21 septembrie 2019 )
  28. (ro) A. Doressoundiram și colab. , „  Distribuția culorilor în centura Edgeworth-Kuiper  ” , The Astronomical Journal , vol.  124, nr .  4,, p.  2279–2296 ( DOI  10.1086 / 342447 , Bibcode  2002AJ .... 124.2279D , arXiv  astro-ph / 0206468 )
  29. (en) WM Grundy , KS Noll și DC Stephen , „  Diverse albe de obiecte mici trans-neptuniene  ” , Icarus , vol.  176, nr .  1,, p.  184–19 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2005.01.007 , Bibcode  2005Icar..176..184G , arXiv  astro-ph / 0502229 )
  30. (în) JA Stansberry și colab. (August 2005) „Albedos, diametre (și o densitate) a centurii Kuiper și a obiectelor centaure” în a 37-a întâlnire DPS 37 , American Astronomical Society. 
  31. (în) DP Cruikshank , MA Barucci , JP Emery , YR Fernandez , WM Grundy , KS Noll și JA Stansberry , protostelele și planetele V , Tucson / Houston, University of Arizona Press,, 879–893  p. ( ISBN  978-0-8165-2755-7 , citit online ) , "Proprietățile fizice ale obiectelor transneptuniene"
  32. (ro) John Stansberry , Will Grundy , Mike Brown , Dale Cruikshank , John Spencer , David Trilling și Jean-Luc Margot , The Solar System Beyond Neptune , Tucson / Houston, University of Arizona Press,, 161–179  p. ( ISBN  978-0-8165-2755-7 , arXiv  astro-ph / 0702538 , citit online ) , "Proprietățile fizice ale centurii Kuiper și ale obiectelor centaure: constrângeri de la telescopul spațial Spitzer"
  33. (ro) Bruno Sicardy și colab. (Octombrie 2010) „  Ocultarea stelară din 2010, 19 februarie de către Varuna  ” în a 42-a întâlnire DPS 42 , Societatea Astronomică Americană. Accesat pe 12 noiembrie 2010. 
  34. (en) F. Braga-Ribas și colab. (Octombrie 2014) „  Ocultații stelare de către obiecte transneptuniene și centauri: rezultate din mai mult de 10 evenimente observate  ” 44 : 3 p .. 
  35. (în) JL Ortiz și colab. , „  Mărimea, forma, densitatea și inelul planetei pitice Haumea dintr-o ocultație stelară  ” , Natura , vol.  550, nr .  7675,, p.  219–223 ( PMID  29022593 , DOI  10.1038 / nature24051 , Bibcode  2017Natur.550..219O , hdl  10045/70230 )
  36. (în) David L. Rabinowitz și colab. , „  Observații fotometrice care constrâng dimensiunea, forma și Albedo din 2003 EL 61 , un obiect rotativ rapid, cu dimensiuni Pluto din centura Kuiper  ” , The Astrophysical Journal , vol.  639, n o  2, p.  1238–1251 ( DOI  10.1086 / 499575 , Bibcode  2006ApJ ... 639.1238R , arXiv  astro-ph / 0509401 )
  37. (în) Adunarea generală a IAU 2006: Rezultatul voturilor rezoluției IAU  " , Uniunea Astronomică internațională (Comunicat de presă - IAU0603)(accesat la 2 octombrie 2019 )
  38. (în) G. Tancredi și S. Favre , „  Care sunt piticii din sistemul solar  » , Asteroizi, Comete, Meteori,(accesat la 23 septembrie 2011 )
  39. (ro) Gonzalo Tancredi , Caracteristicile fizice și dinamice ale gheaței" planetelor pitice "(plutoide)  " , Proceedings of the International Astronomical Union , vol.  5, n o  S263,, p.  173–185 ( DOI  10.1017 / S1743921310001717 , Bibcode  2010IAUS..263..173T , citiți online )
  40. (în) Michael E. Brown , „  Câte planete pitice există în sistemul solar exterior (actualizări zilnice)  ” , California Institute of Technology,(accesat la 14 septembrie 2019 )
  41. (en) WM Grundy și colab. , „  Orbita reciprocă, masa și densitatea transneptuniană binară Gǃkúnǁʼhòmdímà ( (229762) 2007 UK 126 )  ” , Icarus ,( DOI  10.1016 / j.icarus.2018.12.037 , citiți online )
  42. (en) David Jewitt , „  The 1000 km Scale KBOs  ” , la www2.ess.ucla.edu ,(accesat pe 27 septembrie 2019 )
  43. (în) Michael Richmond , Analiza posibilului, prin ocultare (20000) Varuna pe 31 decembrie 2005  " pe spiff.rit.edu ,(accesat la 28 septembrie 2019 )
  44. (în) MJ Person , "Observations Varuna încercate" (versiunea din 22 iunie 2010 pe Internet Archive ) , pe MIT Planetary Astronomy Lab ,
  45. (ro) „  Pagina de predicție a ocultației pentru 20000 Varuna  ” [ arhiva din] , pe Planetary Astronomy Lab , Massachusetts Institute of Technology (accesat la 11 august 2019 )
  46. (pt) RELATÓRIO FINAL OCULTAÇÃO DA ESTRELA UCAC2 41014042 PELO ASTEROIDE VARUNA  " [ arhiva de] (accesat la 18 septembrie 2010 )
  47. (ro) Sendai Uchukan, (20000) Varuna este 2013.1.8  " ,(accesat pe 13 noiembrie 2019 )
  48. (în) N. Ligier , „  Membrul lui Varuna cu (x, y) ~ (7050, -3230)  ” pe proiectul ERC Lucky Star ,(accesat la 25 octombrie 2019 )
  49. (en) J. Licandro , E. Oliva și M. di Martino , „  NICS-TNG spectroscopie în infraroșu a obiectelor trans-neptuniene 2000 EB173 și 2000 WR106  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  373, nr .  3,, p.  29–32L ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010758 , Bibcode  2001A & A ... 373L..29L , arXiv  astro-ph / 0105434 )
  50. (în) KM Barkume , ME Brown și EL Schaller , „  Spectre aproape infraroșii ale obiectelor și centaurilor centurii Kuiper  ” , The Astronomical Journal , vol.  135, n o  1,, p.  55–67 ( DOI  10.1088 / 0004-6256 / 135/1/55 , Bibcode  2008AJ ... 135 ... 55B )
  51. (en) V. Lorenzi și colab. , „  Spectroscopie rezolvată prin rotație a (20000) Varuna în infraroșu apropiat  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  562,, A85 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322251 , Bibcode  2014A & A ... 562A..85L , arXiv  1401.5962 )
  52. (în) Bryan J. Holler și colab. (Octombrie 2017) „Subproduse de radioliză pe suprafața obiectului centurii Kuiper (20000) Varuna” în cadrul celei de-a 49-a reuniuni DPS , American Astronomical Society. 
  53. (în) EL Schaller și ME Brown , „  Obiectivele de pierdere și reținere volatile sunt centurile Kuiper  ” , The Astrophysical Journal , vol.  659, n o  1,, p.  L61 - L64 ( DOI  10.1086 / 516709 , Bibcode  2007ApJ ... 659L..61S )
  54. „  Position efemeris  ” , pe ssp.imcce.fr , Institutul de mecanică cerească și calculul efemeridelor (accesat la 19 noiembrie 2019 ) . Tastați apoi alegeți „Varuna” în câmpul „Corpul sistemului solar”, apoi alegeți 365 de date (zile) în câmpul „Perioadă”. Magnitudinea aparentă corespunde coloanei „m v mag”.
  55. (în) „  Lista obiectelor trans-neptuniene  ” pe Minor Planet Center (accesat la 24 septembrie 2019 )
  56. (ro) F. Braga-Ribas și colab. , „  The Size, Shape, Albedo, Density, and Atmospheric Limit of Transneptunian Object (50000) Quaoar from Multi-chord Stellar Occultations  ” , The Astrophysical Journal , vol.  773, nr .  1,, p.  13 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 773/1/26 , Bibcode  2013ApJ ... 773 ... 26B )
  57. (în) Daniel WE Green , CUAI 7554: 2000 WR_106; 2001A; Pos. N IN Pup  “ , la Biroul Central pentru Telegrame Astronomice , Uniunea Astronomică Internațională ,(accesat la 22 septembrie 2019 )
  58. (ro) IN Belskaya și colab. , „  Efecte cu unghi de fază scăzut în fotometria obiectelor trans-neptuniene: 20000 Varuna și 19308 ( 1996 TO 66 )  ” , Icarus , Elsevier, vol.  184, nr .  1,, p.  277–284 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.04.015 , Bibcode  2006Icar..184..277B , hdl  10316/4395 , citiți online )
  59. (în) „  HORIZONS Web-Interface  ” , Laboratorul de propulsie cu jet (accesat la 14 septembrie 2019 )
  60. (în) JPL Small-Body Database Browser: 50000 Quaoar ( 2002 LM 60 )  " , Jet Propulsion Laboratory (accesat la 14 septembrie 2019 )
  61. (în) „  JPL Small-Body Database Browser: 136472 Makemake ( 2005 FY 9 )  ” , Jet Propulsion Laboratory (accesat la 14 septembrie 2019 )
  62. (în) Audrey Delsanti și David Jewitt , Sistemul solar dincolo de planete , Institutul de Astronomie, Universitatea din Hawaii,( Bibcode  2006ssu..book..267D , citiți online )
  63. (în) Amanda M. Zangari și colab. , „  Întoarcerea la centura Kuiper: Oportunități de lansare din 2025 până în 2040  ” , Journal of Spacecraft and Rockets , vol.  56, n o  3,, p.  919–930 ( DOI  10.2514 / 1.A34329 , arXiv  1810.07811 )

Alte proiecte

Sperăm că informațiile pe care le-am colectat despre (20000) Varuna v-au fost utile. Dacă da, vă rugăm să nu uitați să ne recomandați prietenilor și familiei dumneavoastră și nu uitați că ne puteți contacta oricând dacă aveți nevoie de noi. Dacă, în ciuda eforturilor noastre, considerați că ceea ce am furnizat despre _title nu este în întregime corect sau că ar trebui să adăugăm sau să corectăm ceva, vă rugăm să ne anunțați. Furnizarea celor mai bune și mai cuprinzătoare informații despre (20000) Varuna și despre orice alt subiect este esența acestui site; suntem animați de același spirit care i-a inspirat pe creatorii Proiectului Enciclopedic și, din acest motiv, sperăm că ceea ce ați găsit despre (20000) Varuna pe acest site v-a ajutat să vă extindeți cunoștințele.

Opiniones de nuestros usuarios

Mariana Craciun

Trebuia să găsesc ceva diferit despre (20000) Varuna, care nu era lucrul tipic care se citește întotdeauna pe internet și mi-a plăcut acest articol de (20000) Varuna.

Florina Enache

Această intrare pe (20000) Varuna m-a ajutat să-mi termin munca de mâine în ultimul moment. Mă vedeam deja trăgând din nou Wikipedia, lucru pe care profesorul ne-a interzis. Mulțumesc că m-ai salvat.