Войти
 Космический телескоп Хаббл изображение Варуны, сделанное в 2005 г. | |
| Открытие | |
|---|---|
| Обнаружено | Spacewatch. (Роберт Макмиллан ) |
| Дата открытия | 28 ноября 2000 г. |
| Обозначения | |
| Обозначение MPC | (20000) Варуна |
| Произношение | |
| Назван в честь | Варуна |
| Альтернативные обозначения | 2000 WR 106 |
| Категория малых планет | TNO ·cubewano. Scat-Ext |
| Прилагательные | Варуниан |
| Орбитальные характеристики | |
| Эпоха 31 мая 2020 г. (JD 2459000.5) | |
| Параметр неопределенности 2 | |
| Дуга наблюдения | 64,49 года (23,555 дней) |
| Самое раннее открытие дата | 24 ноября 1954 г. |
| Афелий | 45,117 AU (6,7494 Tm ) |
| Перигелий | 40,319 AU (6,0316 мкм) |
| Большая полуось | 42,718 AU (6,3905 мкм) |
| Эксцентриситет | 0,05617 |
| Период обращения | 279,21 год (101980 d ) |
| Средняя орбитальная скорость | 4,53 км / с |
| Средняя аномалия | 119,121 ° |
| Среднее движение | 0 ° 0 12,708 / день |
| Наклонение | 17,221 ° |
| Долгота восходящего узла | 97,372 ° |
| Аргумент перигелия | 262,220 ° |
| Нептун MOID | 12,040 AU (1,8012 Tm) |
| Физические характеристики | |
| Средний диаметр | ~ 678 км (расчет). 654 + 154. −102 км. 668 + 154. −86 км |
| Масса | ≈ 1,55 × 10 кг |
| Средняя плотность | 0,992 + 0,086. −0,015 г / см |
| Период вращения | 6,343572 ± 0,000006 h |
| Геометрическое альбедо | 0,127 + 0,04. -0,042 |
| Спектральный тип | IR (умеренно красный). B − V = 0,88 ± 0,02. V − R = 0,62 ± 0,01. V − I = 1,24 ± 0,01 |
| Видимая звездная величина | 20,3 (оппозиция ) |
| Абсолютная звездная величина (H) | 3,760 ± 0,035,. 3,6 |
20000 Варуна, предварительное обозначение 2000 WR 106, является большим транснептуновым объектом и возможным карликовая планета в поясе Койпера. Он был обнаружен в декабре 2000 года американским астрономом Робертом Макмилланом во время обзора Spacewatch в Национальной обсерватории Китт-Пик. Он имеет удлиненную форму за счет быстрого вращения. Он назван в честь индуистского божества Варуны, одного из древнейших божеств, упомянутых в ведических текстах.
Расчеты по кривой блеска Варуны показывают, что это эллипсоид Якоби, имеющий удлиненную форму из-за его быстрого вращения. Поверхность Варуны умеренно-красного цвета из-за наличия на ее поверхности сложных органических соединений. Вода лед также присутствует на его поверхности, и считается, что он был обнажен в результате прошлых столкновений, которые также могли вызвать быстрое вращение Варуны. Хотя естественных спутников не было обнаружено и не было получено прямых изображений вокруг Варуны, анализ изменений его кривой блеска в 2019 году предполагает наличие возможного спутника, вращающегося вокруг Варуны.
Варуна была обнаружена с помощью 0,9-метрового телескопа Spacewatch в Национальной обсерватории Китт-Пик Варуна была обнаружена американским астрономом Робертом Макмилланом с помощью 0,9-метрового телескопа Spacewatch во время обычного обзора 28 ноября 2000 г. Обзор Spacewatch был проведен Макмилланом на Национальная обсерватория Китт-Пик недалеко от Тусона, Аризона. На момент открытия Варуна находился в звездном поле средней плотности недалеко от северного галактического экватора. Хотя Варуна не был обнаружен компьютерным программным обеспечением реального времени Макмиллана, он смог идентифицировать Варуну, медленно движущуюся среди фоновых звезд, вручную сравнивая несколько сканирований одной и той же области, используя технику мигания. После смены наблюдений Макмиллана астроном Джеффри Ларсен провел дополнительные наблюдения за Варуной, чтобы подтвердить объект. К концу смены наблюдений Ларсена и Макмиллан, и Ларсен провели в общей сложности 12 наблюдений за три ночи.
Об открытии Варуны было официально объявлено в Электронном циркуляре по малым планетам 1 декабря 2000 года. Ему было присвоено временное обозначение 2000 WR 106, что указывает на то, что он был обнаружен во второй половине ноября 2000 года. Варуна был 2667-м объектом, наблюдаемым во второй половине Ноябрь, на что указывает последняя буква и цифры в его предварительном обозначении. В то время Варуна считалась одной из самых больших и ярких малых планет в Солнечной системе из-за его относительно высокой видимой величины 20 для удаленного объекта, что подразумевало, что она может быть примерно четверть размера Плутона и сопоставима по размеру с карликовой планетой Церера.
. Впоследствии, после объявления об открытии Варуны, предварительные изображения Варуна были обнаружены немецкими астрономами Андре Кнофелем и Райнером Штоссом в Паломарской обсерватории. Одно конкретное изображение предварительного открытия, которое было получено с помощью телескопа Биг Шмидт Паломарской обсерватории в 1955 году, показало, что Варуна находился на расстоянии трех градусов от своего экстраполированного местоположения на основе приблизительной круговой орбиты, определенной в декабре 2000 года. Предварительное изображение Варуны было получено 24 ноября 1954 года. Эти предварительные изображения вместе с дополнительными наблюдениями из Японии, Гавайев и Аризоны помогли астрономам уточнить его орбиту и определить правильную классификацию Варуны.
В январе 2001 года Варуна был назначен малая планета с номером 20000, полученная Центром малых планет, так как ее орбита была хорошо определена на основе изображений, полученных до открытия, и последующих наблюдений. Малая планета с номером 20000 была выбрана специально для того, чтобы отметить большие размеры Варуны, поскольку она была самым большим классическим объектом пояса Койпера, известным в то время, и считалось, что он такой же большой, как Церера. Число 20000 было также выбрано в ознаменование совпадающей 200-летней годовщины открытия Цереры, которое произошло в том же месяце, что и нумерация Варуны.
Варуна назван в честь одноименного индуистское божество Варуна, следуя соглашению Международного астрономического союза о присвоении имен нерезонансным объектам пояса Койпера в честь божеств-создателей. Название было предложено индийским хореографом Мриналини Сарабхай и было одобрено МАС в марте 2001 года. Варуна - одно из старейших ведических божеств индуистской литературы, упоминается в самых ранних гимнах Ригведы. В индуистской литературе Варуна создал воды небес и океана и руководил ими. Варуна - царь богов, людей и вселенной, обладающий неограниченными познаниями.
Художественное впечатление Варуны, изображающего его красноватый цвет и эллипсоидальную форму У Варуны период быстрого вращения приблизительно 6,34 часа, полученное из решения с двумя пиками для вращательной кривой блеска Варуны. Вращение Варуны было впервые измерено в январе 2001 года астрономом Тони Фарнхемом с помощью 2,1-метрового телескопа обсерватории Макдональда в рамках исследования вращения и цвета далеких объектов. CCD фотометрия кривой блеска Варуны в 2001 году показала, что она показывает большие изменения яркости с амплитудой примерно 0,5 звездной величины. Измеренная вращательная кривая блеска Варуны дала два неоднозначных периода вращения: 3,17 и 6,34 часа для решения с одним и двумя пиками, соответственно. Дополнительные возможные периоды вращения 2,79 и 3,66 часа были также получены Фарнхэмом, хотя в то время нельзя было исключить эти значения.
Однопиковая интерпретация вращательной кривой блеска Варуны (3,17 ч) предполагает наличие сферическая форма Варуны с элементами альбедо на его поверхности, которые могут объяснить изменения его яркости. Однако для того, чтобы эта интерпретация была верной, Варуна должен иметь плотность, намного превышающую 1 г / см (примерно плотность воды), иначе он деформируется и развалится, когда заданный период вращения превысит критическая скорость вращения ~ 3,3 часа для тела с плотностью 1 г / см. Двухпиковая интерпретация вращательной кривой блеска Варуны (6,34 ч) предполагает, что форма Варуны представляет собой вытянутый эллипсоид с оценочным соотношением сторон a / b 1,5–1,6. Вращательная кривая блеска Варуны была позже исследована астрономами Дэвидом Джевиттом и Скоттом Шеппардом в течение февраля и апреля 2001 года и пришла к выводу, что двухпиковая интерпретация кривой блеска Варуны является наиболее правдоподобной. из-за отсутствия вращательной вариации цвета Варуны в видимом спектре.
Изучение прошлых фотометрических наблюдений кривой блеска Варуны показало, что амплитуда его кривой блеска увеличилась примерно на 0,13 звездной величины с 2001 по 2019 год. по амплитуде происходит из-за комбинированных эффектов эллипсоидальной формы Варуны, вращения и изменения фазового угла. Геометрические модели изменения амплитуды Варуны предоставили несколько возможных решений для ориентации полюсов вращения Варуны в эклиптических координатах, с наиболее подходящим решением, использующим ось вращения прямое восхождение и склонение 54 ° и -65 ° соответственно. Наиболее подходящая ориентация полюса Варуны подразумевает, что он рассматривается с ближнего края конфигурации, в которой экватор Варуны почти обращен прямо к Земле.
Считается, что быстрое вращение Варуны было результатом разрушительного воздействия столкновения, которые ускорили его вращение во время формирования Солнечной системы. В настоящее время частота столкновений в транснептуновом регионе минимальна, хотя во время формирования Солнечной системы столкновения были более частыми. Однако Джуитт и Шеппард подсчитали, что частота разрушительных столкновений между большими транснептуновыми объектами (TNO) во время формирования Солнечной системы крайне необычна, что противоречит нынешнему обилию двойных и быстро вращающихся TNO, которые, как считается, возникли в результате таких столкновений.. Чтобы объяснить обилие двойных и быстро вращающихся TNO, частота столкновений между TNO, вероятно, увеличилась в результате внешней миграции Нептуна, возмущающей орбиты TNO, тем самым увеличивая частоту столкновений, которые могли привести к Быстрое вращение Варуны.
| Год | Диаметр (км) | Метод | Ссылка |
|---|---|---|---|
| 2000 | 900 + 129. −145 | термический | |
| 2002 | 1060 + 180. −220 | термический | |
| 2002 | ~ 788 | наиболее подходящее альбедо | |
| 2005 | 936 + 238. -324 | термический | |
| 2005 | 600 ± 150 | термический | |
| 2005 | 586 + 129. −190 | термический | |
| 2007 | 502 + 64,0. -69,5. или 412,3 ~ 718,2. или ≤744,1 | термический. (1-диапазонный Spitzer) | |
| 2007 | >621 + 178,1. -139,1 | термический. (2-диапазонный Spitzer) | |
| 2007 | 500 ± 100 | термический. (принят) | |
| 2008 г. | 714 + 178. −128 | термический | |
| 2010 | 1003 ± 9. (только минимум по длинной оси) | затмение | |
| 2013 | 668 + 154. -86 | термическое | |
| 2013 | ~ 816 | наиболее подходящее альбедо | |
| 2013 | ~ 686 | затмение | |
| 2014 | ~ 670 (минимум) | затмение | |
| 2019 | 654+ 154. −102 | термический |
Варуна по сравнению с Землей и Луной В результате его быстрого вращения форма Варуны деформируется в трехосный эллипсоид. Учитывая быстрое вращение, редкое для таких больших объектов, форма Варуны описывается как эллипсоид Якоби с соотношением сторон a / b около 1,5–1,6 (в котором самая длинная полуось Варуны a в 1,5–1,6 раза длиннее своей полуоси b). Изучение кривой блеска Варуны показало, что наиболее подходящей моделью для формы Варуны является трехосный эллипсоид с полуосями a, b и c в диапазоне b / a = 0,63–0,80 и c / a = 0,45–0,52.
Из-за эллипсоидальной формы Варуны многочисленные наблюдения дали разные оценки его диаметра в пределах 500–1000 км (310–620 миль). Большинство оценок диаметра Варуны были определены путем измерения его теплового излучения, хотя оценки размеров были ограничены меньшими значениями в результате более высоких альбедо, определенных космическими тепловыми измерениями. Наблюдения за звездными затенениями, сделанные Варуной, также дали различные оценки размеров. Затмение Варуной в феврале 2010 г. дало длину хорды в 1003 км (623 мили), предположительно, поперек ее самой длинной оси. Более поздние покрытия в 2013 и 2014 годах дали средний диаметр 686 км (426 миль) и 670 км (420 миль) соответственно.
С момента открытия Варуны, Хаумеа, еще один более крупный, быстро вращающийся ( 3,9 ч) объект, более чем вдвое превышающий размер Варуны, был обнаружен и, как полагают, имеет удлиненную форму, хотя и немного менее выраженную (оценочные отношения b / a = 0,76 ~ 0,88 и c / a = 0,50 ~ 0,55, возможно из-за более высокой предполагаемой плотности примерно 1,757–1,965 г / см).
Международный астрономический союз не классифицировал Варуну как карликовая планета и не рассматривал возможность официального принятия дополнительных карликовых планет с момента принятия Макемаке и Хаумеа в 2008 году. Астроном Гонсало Танкреди считает Варуну в качестве вероятного кандидата, поскольку считалось, что он имеет плотность больше или равную плотности воды (1 г / см), чтобы находиться в гидростатическом равновесии бриум как эллипсоид Якоби. Однако Танкреди не дал прямых рекомендаций по включению ее в качестве карликовой планеты. Американский астроном Майкл Браун считает, что Варуна весьма вероятно, является карликовой планетой, что помещает его на пороге «весьма вероятно». Основываясь на наиболее подходящей модели эллипсоида Якоби для Варуны, Ласерда и Джевитт оценили, что Варуна имеет низкую плотность 0,992 г / см, что немного меньше критерия минимальной плотности Танкреди. Несмотря на это, в их модели предполагалось, что Варуна находится в гидростатическом равновесии. Астроном Уильям Гранди и его коллеги предположили, что темные TNO с низкой плотностью в диапазоне размеров примерно 400–1000 км (250–620 миль), вероятно, частично дифференцированы с пористыми и скалистыми внутренностями. Хотя внутренности TNO среднего размера, таких как Варуна, вероятно, обрушились под действием гравитации, поверхность осталась несжатой, а это означает, что Варуна может не находиться в гидростатическом равновесии.
Наземные наблюдения термических характеристик Варуны. Выбросы с 2000 по 2005 год дали оценки большого диаметра от 900 км (560 миль) до 1060 км (660 миль), что делает его сопоставимым с размером Цереры. Вопреки наземным оценкам, космические тепловые наблюдения с космического телескопа Спитцер дали меньший диапазон диаметров - 450–750 км (280–470 миль). Несоответствие между наземными и космическими оценками размеров связано с ограниченными наблюдаемыми длинами волн для наземных наблюдений в результате поглощения земной атмосферы. Далекие транснептуновые объекты, такие как Варуна, по своей природе излучают тепловое излучение с большей длиной волны из-за их низких температур. Однако на длинных волнах тепловое излучение не может проходить через атмосферу Земли, и наземные наблюдения могли измерить только слабое тепловое излучение от Варуны в ближнем инфракрасном и субмиллиметровом длинах волн, что снижает точность наземных измерений температуры.
Наблюдения из космоса обеспечили более точные измерения температуры, поскольку они позволяют измерять тепловое излучение в широком диапазоне длин волн, на которые обычно влияет атмосфера Земли. Предварительные тепловые измерения со спутником Spitzer в 2005 г. дали более высокое ограничение альбедо от 0,12 до 0,3, что соответствует ограничению меньшего диаметра в 450–750 км (280–470 миль). Дальнейшие тепловые измерения Спитцером в нескольких диапазонах длин волн в 2007 г. дали оценки среднего диаметра около ~ 502 км и ~ 621 км для одно- и двухполосного решения для данных, соответственно. Исходя из этих результатов, принятый средний диаметр составил 500 км (310 миль). Последующие многополосные тепловые наблюдения, проведенные космической обсерваторией Гершеля в 2013 году, дали средний диаметр 668 + 154. -86 км, что соответствует предыдущим ограничениям на диаметр Варуны.
Предыдущие попытки наблюдения звездных покрытий Варуной в 2005 и 2008 годах не увенчались успехом из-за неопределенностей в собственном движении Варуны наряду с нежелательными условиями для наблюдений. В 2010 году в ночь на 19 февраля группа астрономов под руководством Бруно Сикарди успешно наблюдала затмение Варуной. Затмение наблюдалось в различных регионах юга Африки и северо-востока Бразилии. Хотя наблюдения за затенением в Южной Африке и Намибии дали отрицательные результаты, наблюдения из Бразилии, особенно в Сан-Луис в Мараньян, успешно обнаружил 52,5-секундное затмение Варуной звезды с величиной 11,1. Затмение дало длину хорды 1003 ± 9 км, что довольно велико по сравнению с оценками среднего диаметра по тепловым измерениям. Поскольку затмение происходило около максимальной яркости Варуны, затмение наблюдало максимальную видимую площадь поверхности для эллипсоидальной формы; самая длинная ось формы Варуны наблюдалась во время затмения. Сан-Луис также был расположен очень близко к прогнозируемой центральной линии пути тени Варуны, что означает, что длина хорды была близка к самой длинной, которую можно было измерить во время события, что сильно ограничивало возможный максимальный экваториальный диаметр.
Результаты того же события из Камалау, Параиба, примерно в 450 км (280 миль) к югу (и на том месте, которое было предсказано как самая южная часть теневой путь), показал 28-секундное затмение, соответствующее хорде примерно 535 км (332 миль), намного длиннее, чем можно было бы ожидать в противном случае. Однако, Quixadá, 255 км (158 миль) к югу от Сан-Луиса - между ним и Камалау - парадоксальным образом дал отрицательный результат. Чтобы учесть отрицательные результаты Quixadá, кажущееся сжатие (уплощение) Варуны было наложено на минимальное значение примерно 0,56 (соотношение сторон c / a ≤ 0,44), что соответствует минимальному полярному измерению примерно 441,3 км (274,2 мили), исходя из заданной длины хорды 1003 ± 9 км. Результирующая нижняя граница полярного измерения Варуны приблизительно равна нижней границе соотношения сторон c / a Ласерды и Джевитта 0,45, которое они ранее рассчитали в 2007 году. Предварительная презентация на конференции, сделанная до того, как результаты Камалау были полностью проанализированы, пришла к выводу, что Сан Результаты Луиса и Кихады вместе показали, что для Варуны требуется значительно удлиненная форма.
Более поздние затмения в 2013 и 2014 годах дали средний диаметр 686 км (426 миль) и 670 км (420 миль) соответственно. Средний диаметр 678 км (421 миль), рассчитанный по обеим хордам от покрытий, кажется, похоже, согласуется с тепловыми измерениями Спитцера и Гершеля, составляющими 668 км (415 миль). В то время как очевидное сжатие Варуны не могло быть определено по единственной хорде, полученной от затмения 2014 года, затмение 2013 года дало две хорды, что соответствует кажущейся сжатости приблизительно 0,29. Наложенное сжатие для хорды 2013 года длиной 686 км, поскольку диаметр Варуны соответствует полярному измерению приблизительно 487 км (303 мили), что несколько согласуется с рассчитанным минимальным полярным размером 2010 года, равным 441,3 км.
Сравнение размеров, альбедо и цветов различных крупных транснептуновых объектов. Серые дуги представляют неопределенность размера объекта. 
Художественная концепция Варуны, включающая некоторые из того, что известно, включая его форму и окраску из спектрального анализа спектр Варуны был впервые проанализирован в начале 2001 г. Спектрометр камеры ближнего инфракрасного диапазона (NICS) на Национальном телескопе Галилео в Испании. Спектральные наблюдения Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн показали, что поверхность Варуны умеренно красная и демонстрирует красный спектральный наклон в диапазоне длин волн от 0,9 до 1,8 мкм. В спектре Варуны также наблюдаются сильные полосы поглощения на длинах волн 1,5 и 2 мкм, что указывает на присутствие водяного льда на его поверхности.
Красный цвет поверхности Варуны возникает в результате от фотолиза органических соединений, подвергающихся облучению солнечным светом и космическими лучами. Облучение органических соединений, таких как метан на поверхности Варуны, производит толины, которые, как известно, снижают его поверхностную отражательную способность (альбедо ) и, как ожидается, вызовут его спектр казаться безликим. По сравнению с Хуя, который наблюдался вместе с Варуной в 2001 году, он выглядит менее красным и демонстрирует более очевидные полосы поглощения водяного льда, что позволяет предположить, что поверхность Варуны относительно свежая и сохранила часть исходного материала на своей поверхности.. Свежий вид поверхности Варуны мог быть результатом столкновений, которые обнажили пресноводный лед под слоем толинов Варуны над его поверхностью.
Другое исследование спектров Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне в 2008 г. дало безликий спектр с синий спектральный наклон, что противоречит более ранним результатам 2001 года. Спектры, полученные в 2008 году, не показали четкого указания на водяной лед, что противоречит результатам 2001 года. Расхождение между двумя результатами было интерпретировано как указание на вариации поверхности Варуны, хотя эта возможность была позже исключена исследованием спектров Варуны в 2014 году. Результаты 2014 года близко совпадают с предыдущими спектрами, полученными в 2001 году, из чего следует, что безликие спектры, полученные в 2008 году, вероятно, ошибочны.
Модели для спектра Варуны предполагают, что его поверхность, скорее всего, образована смесью аморфных силикаты (25%), сложные органические соединения (35%), аморфный углерод (15%) и водяной лед (25%), с возможностью содержания до 10% метанового льда. Для объекта с размером, подобным Варуне, присутствие летучего метана не могло быть изначальным, поскольку Варуна недостаточно массивен, чтобы удерживать летучие вещества на своей поверхности. Событие, которое произошло впоследствии после образования Варуны, такое как энергетический удар, вероятно, объясняет присутствие метана на поверхности Варуны. Дополнительные наблюдения спектров Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне были проведены на Инфракрасном телескопе НАСА в 2017 году и выявили особенности поглощения от 2,2 до 2,5 мкм, которые могут быть связаны с этаном и этилен на основании предварительного анализа. Для тел среднего размера, таких как Варуна, летучие вещества, такие как этан и этилен, вероятно, будут удерживаться, чем более легкие летучие, такие как метан, согласно теориям удержания летучих, сформулированным астрономами Шаллером и Брауном в 2007 году.
видимая величина Варуны, его яркость с Земли, варьируется от 19,5 до 20 звездных величин. При оппозиции его видимая величина может достигать 20,3 звездной величины. Комбинированные тепловые измерения космического телескопа Спитцера и космической обсерватории Гершеля в 2013 году дали визуальную абсолютную звездную величину (HV) 3,76, что сравнимо с величиной объекта пояса Койпера такого же размера Иксион (HV = 3,83). Варуна входит в двадцатку самых ярких известных транснептуновых объектов, несмотря на то, что Центр малых планет принимает абсолютную звездную величину 3,6.
Поверхность Варуны темная, с измеренным геометрическим альбедо, равным 0,127. основано на тепловых наблюдениях в 2013 году. Геометрическое альбедо Варуны аналогично альбедо возможной карликовой планеты Квавар, геометрическое альбедо которой составляет 0,109. Первоначально считалось, что геометрическое альбедо Варуны намного ниже, поскольку ранние наземные наблюдения теплового излучения Варуны с 2000 по 2005 год оценили значения альбедо в диапазоне от 0,04 до 0,07, что примерно в восемь раз темнее, чем альбедо Плутона. Более поздние тепловые измерения Варуны с помощью космических телескопов опровергли эти предыдущие измерения альбедо: Спитцер измерил более высокое геометрическое альбедо, равное 0,116, в то время как дальнейшие тепловые измерения Спитцера и Гершеля в 2013 году оценили геометрическое альбедо в 0,127.
Фотометрические наблюдения Варуна в 2004 и 2005 гг. Проводились для наблюдения изменений кривой блеска Варуны, вызванных всплесками оппозиции, когда фазовый угол Варуны приближается к нулю градусов в оппозиции. Результаты фотометрии показали, что амплитуда кривой блеска Варуны уменьшилась до 0,2 звездной величины в оппозиции, что меньше ее общей амплитуды в 0,42 звездной величины. Результаты фотометрии также показали увеличение асимметрии кривой блеска Варуны вблизи оппозиции, что указывает на вариации свойств рассеяния по его поверхности. Оппозиционная волна Варуны отличается от таковой у темных астероидов, которая постепенно становится более выраженной вблизи оппозиции, в отличие от узкой оппозиционной волны Варуны, при которой амплитуда его кривой блеска резко изменяется в пределах фазового угла 0,5 градуса. Противодействующие выбросы других тел Солнечной системы с умеренным альбедо ведут себя так же, как и Варуна, косвенно предполагая, что Варуна может иметь более высокое альбедо в отличие от наземных оценок альбедо. Это значение более высокого альбедо для Варуны было подтверждено в последующих тепловых измерениях, проведенных Спитцером и Гершелем.
Варуна имеет объемную плотность 0,992 г. / см, что немного меньше, чем у воды (1 г / см). Низкая объемная плотность Варуны, вероятно, связана с пористой внутренней структурой, состоящей из почти пропорционального соотношения водяного льда и камня. Чтобы объяснить его пористую внутреннюю структуру и состав, Ласерда и Джевитт предположили, что Варуна может иметь зернистую внутреннюю структуру. Считается, что гранулированная внутренняя структура Варуны возникла в результате трещин, вызванных прошлыми столкновениями, вероятно, ответственными за его быстрое вращение. Другие объекты, включая спутники Сатурна Тетис и Япет, также имеют столь же низкую плотность, пористую внутреннюю структуру и состав, в котором преобладает вода. лед и скала. Уильям Гранди и его коллеги предположили, что темные TNO с низкой плотностью в диапазоне размеров примерно 400–1000 км (250–620 миль) являются переходным звеном между меньшими пористыми (и, следовательно, с низкой плотностью) телами и более крупными, плотными, яркими и геологически более плотными телами. дифференцированные планетные тела (например, карликовые планеты). Внутренние структуры TNO с низкой плотностью, таких как Варуна, дифференцировались лишь частично, поскольку их вероятные скалистые внутренние части не достигли достаточных температур для плавления и обрушения в поровые пространства с момента образования. В результате большинство TNO среднего размера оставалось внутренне пористым, что приводило к низкой плотности. В этом случае Варуна может не находиться в гидростатическом равновесии.
Полярный и эклиптический вид орбит Варуны (синий), Плутона (красный) и Нептуна (белый). Наклонения орбит Варуны и Плутона, показанные на снимке с эклиптики, очень похожи. На изображении справа показаны орбиты нескольких других крупных объектов пояса Койпера, включая Плутон. Варуна вращается вокруг Солнца на среднем расстоянии 42,7 а.е. (6,39 млрд км; 3,97 миллиардов миль), а полный оборот по орбите занимает 279 лет. Его орбита почти круглая, с низким эксцентриситетом орбиты 0,056. Из-за низкого эксцентриситета орбиты его расстояние от Солнца незначительно меняется в течение его орбиты. Минимальное возможное расстояние Варуны (MOID ) от Нептуна составляет 12,04 а.е. На протяжении его орбиты расстояние Варуны от Солнца варьируется от 40,3 а.е. в перигелии (ближайшее расстояние) до 45,1 а.е. в афелии (самое дальнее расстояние). Орбита Варуны наклонена к эклиптике на 17 градусов, аналогично наклонению орбиты Плутона. Варуна прошел свой перигелий в 1928 году и в настоящее время удаляется от Солнца, приближаясь к афелию к 2071 году.
Имея почти круговую орбиту в диапазоне от 40 до 50 а.е., Варуна классифицируется как классический пояс Койпера. объект (КБО). Большая полуось Варуны в 42,8 а.е. аналогична оси других крупных классических КБО, таких как Квавар (a = 43,7 а.е.) и Макемаке (a = 45,6 а.е.), хотя другие орбитальные такие характеристики, как наклон, сильно различаются. Варуна является членом класса «динамически горячих» классических КБО, что означает, что он имеет наклонение орбиты более 4 градусов, что является максимальным наклоном для динамически холодных членов его популяции. Как классический KBO, Варуна не находится в орбитальном резонансе с Нептуном, а также свободен от каких-либо значительных возмущений Нептуна.
Фотометрические наблюдения кривой блеска Варуны под руководством Валенсуэла и его коллеги в 2019 году указывают, что возможный спутник может вращаться вокруг Варуны на близком расстоянии. Используя метод анализа Фурье для объединения четырех отдельных кривых блеска, полученных в 2019 году, они получили более низкую амплитуду кривой блеска с большим количеством остатков. Их результат показал, что кривая блеска Варуны со временем претерпевает незначительные изменения. Они построили невязки объединенной кривой блеска на периодограмме Ломба и получили период обращения возможного спутника 11,9819 часа. Спутник вращается вокруг Варуны по яркости на 0,04 звездной величины. Предполагая, что плотность Варуны составляет 1,1 г / см, а спутник заблокирован приливом, команда оценивает, что он вращается вокруг Варуны на расстоянии 1300–2000 км (810–1240 миль), что чуть выше расчетного. Roche limit of Varuna (~1000 km). Из-за близкого расположения спутника к Варуне пока невозможно разрешить его с помощью космических телескопов, таких как космический телескоп Хаббла, поскольку угловое расстояние между Варуной и спутником составляет меньше, чем разрешение нынешних космических телескопов. Хотя прямые наблюдения за спутником Варуны невозможны с помощью современных телескопов, экватор Варуны просматривается прямо с ребра, что означает, что взаимные события между спутником и Варуной могут произойти в будущем.
Ученый-планетолог подсчитал, что полет к Варуне может занять чуть более 12 лет с использованием гравитационного ассистента Юпитера , исходя из даты запуска 2035 или 2038 года. Альтернативные траектории с использованием Также учитывались силы тяжести от Юпитера, Сатурна или Урана. Траектория с использованием гравитационной помощи от Юпитера и Урана может занять чуть более 13 лет, исходя из даты запуска 2034 или 2037 года, тогда как траектория с использованием гравитационной поддержки от Сатурна и Урана может занять менее 18 лет, исходя из более ранней даты запуска 2025 или 2029. Варуна будет примерно в 45 а.е. от Солнца, когда космический корабль прибудет до 2050 года, независимо от используемых траекторий.
