(20000) Varuna



Informasjonen vi har vært i stand til å samle om (20000) Varuna er nøye sjekket og strukturert for å gjøre den så nyttig som mulig. Du kom sannsynligvis hit for å lære mer om (20000) Varuna. På Internett er det lett å gå seg vill i virvar av nettsteder som snakker om (20000) Varuna og likevel ikke tilbyr det du ønsker å vite om (20000) Varuna. Vi håper du vil gi oss beskjed i kommentarene hvis du liker det du leser om (20000) Varuna nedenfor. Hvis informasjonen vi gir deg om (20000) Varuna ikke er det du lette etter, vennligst gi oss beskjed slik at vi kan forbedre denne siden hver dag.

.

(20000) Varuna
Beskrivelse av dette bildet, også kommentert nedenfor
Bilde av Varuna tatt av Hubble Space Telescope i 2005.
Orbitale egenskaper
Epoke ( JJ 2 458 600,5)
Basert på 463 observasjoner som dekker 23 555 dager , U = 2
Semi-hovedakse ( a ) 6,3999 x 10 9 km
(42,781 ua )
Perihelion ( q ) 6.0536 x 10 9 km
(40.466 ua )
Aphelia ( Q ) 45,097 x 10 9 km
(45,097 ua )
Eksentrisitet ( e ) 0,05413
Revolusjonsperiode ( P rev ) 102 138 j
(279,83 a )
Gjennomsnittlig banehastighet ( v orb ) 4,53 km / s
Tilt ( i ) 17.220 °
Lengdegrad for stigende node ( Ω ) 97,369 °
Perihelion-argument ( ω ) 262,875 °
Gjennomsnittlig avvik ( M 0 ) 117,244 °
Kategori OTN  : Cubewano
Scattered Objects Disc
Kjente satellitter 0
DMIO Neptun 12.040 ua
Weaver Parameter (T Jup ) 5.591
Fysiske egenskaper
Dimensjoner ~ 678 km (beregnet)
654+154
−102
 km
668+154
−86
 km
Masse ( m ) ~ 1,55 × 10 20 kg
Tetthet ( ρ ) 992+86
−15
kg / m 3
Ekvatorial tyngdekraft på overflaten ( g ) 0,15 m / s 2
Slipp hastighet ( v lib ) 0,39 km / s
Rotasjonsperiode ( P rot ) 0,26431 d
(6,343572 ± 0,000006 t )
Spektral klassifisering IR (moderat rødt)
B - V = 0,88 ± 0,02
V - R = 0,62 ± 0,01
V - I = 1,24 ± 0,01
Absolutt størrelse ( H ) 3,760 ± 0,035,
3,6
Albedo ( A ) 0,1270,04
-0,042
( geometrisk albedo )
Temperatur ( T ) ~ 59 K
Oppdagelse
Eldste observasjon før oppdagelsen
Datert
Oppdaget av Robert S. McMillan
Romklokke
plassering Kitt Peak
Oppkalt etter Varuna
Betegnelse 2000 WR 106

(20000) Varuna , foreløpig betegnelse 2000 WR 106 , er et massivt transneptunisk objekt som er omtrent 700 kilometer i diameter og en potensiell dvergplanet i Kuiperbeltet . Det ble oppdaget iav amerikansk astronom Robert McMillan under en Spacewatch- undersøkelse ved Kitt Peak Observatory . Den er oppkalt etter den hinduistiske guddommen Varuna , som er en av de eldste gudene som er nevnt i de vediske tekstene .

Den lyse kurven Varuna indikerer at det er en ellipsoid av Jacobi  (fr) , som har en langstrakt form på grunn av sin raske rotasjon. Varunas overflate er moderat rød i fargen på grunn av tilstedeværelsen av komplekse organiske forbindelser . Av is er det også vann på overflaten, og antas å ha blitt konfrontert tidligere med kollisjoner som også kan være årsaken til den raske rotasjonen. Selv om ingen naturlige satellitter har blitt funnet eller direkte avbildet rundt Varuna, antyder analyser i 2019 av variasjoner i lyskurven tilstedeværelsen av en mulig satellitt i bane nær stjernen.

Historisk

Oppdagelse

Varuna ble oppdaget av den amerikanske astronomen Robert McMillan ved hjelp av 0,9 meter Spacewatch- teleskopet under en rutinemessig undersøkelse av. Denne Spacewtach-undersøkelsen ble utført av McMillan ved Kitt Peak Observatory nær Tucson , Arizona , USA . På tidspunktet for oppdagelsen var Varuna lokalisert i et moderat tett stjernefelt, som ligger nord, men ikke langt fra den galaktiske ekvator . Selv om Varuna ikke ble oppdaget av McMillans systemprogramvare i sanntid , klarte han å identifisere dens langsomme bevegelse blant stjernene i bakgrunnen ved manuelt å sammenligne flere skanninger i samme region ved å bruke blinkmetoden . Varuna ble observert påfølgende netter av astronomen Jeffrey Larsen, som erstattet McMillan i observatørrotasjonen, for å bekrefte objektet. De to astronomene gjorde totalt tolv observasjoner av Varuna, som strakte seg over tre netter.

Oppdagelsen av Varuna ble formelt kunngjort i et elektronisk rundskriv fra Minor Planets Center den. Den fikk den foreløpige betegnelsen 2000 WR 106 som indikerer året for oppdagelsen, med bokstaven "W" som spesifiserer at oppdagelsen fant sted i andre halvdel av november. Bokstaven "R" og nummeret "  106  " i indeksen indikerer at Varuna er 2667 th objektet observeres i den andre halvdel av november. På tidspunktet for oppdagelsen ble Varuna antatt å være en av de mest massive og lyseste mindre planetene i solsystemet på grunn av dens relativt høye tilsynelatende styrke på 20 for et så fjernt objekt, og antyder at det ville ha omtrent en fjerdedel av størrelse på Pluto og at den ville ha vært sammenlignbar i størrelse med dvergplaneten Ceres , som var en første.

Etter kunngjøringen av sin oppdagelse, pre- funn bilder av ble Varuna funnet av tyske astronomer Andre Knofel og Reiner stoss ved Palomar Observatory . Spesielt ett bilde før oppdagelsen, tatt med Big Schmidt-teleskopet i 1955, viste at Varuna var plassert tre grader fra sin ekstrapolerte posisjon basert på den omtrentlige sirkulære banen bestemt i. Det eldste forhåndsoppdagede bildet av Varuna ble tatt på. Disse bildene, kombinert med ytterligere observasjoner fra Japan, Hawaii og Arizona, tillot astronomer å avgrense bane og bestemme riktig klassifisering av Varuna.

I , tildelte Minor Planet Center vareplan nummer 20.000 til Varuna, siden bane nå var godt bestemt takket være bilder før oppdagelsen og påfølgende observasjoner. Tallet "20000" ble spesielt valgt for å fremheve den store størrelsen på Varuna, siden den faktisk var den største kjente klassiske Kuiper-belteobjekten , og fordi den ble antatt å være like høy som Ceres. Tallet 20000 ble også valgt for å symbolsk feire 200 - årsjubileet for oppdagelsen av Ceres, som ble holdt tilfeldig i januar som da Varuna ble nummerert.

Etternavn

Steinstatue av en smilende hinduistisk gud som står på en sokkel
Statue av guden Varuna den hinduistiske tempel XI th  århundre Rajarani

Varunas navn stammer fra den hinduistiske guddommen Varuna , og følger navngivningskonvensjonen vedtatt av International Astronomical Union (IAU) som sier at Kuiper Belt-objekter som ikke er i stor resonans med Neptun, er oppkalt etter skapelsesgudene. Navnet hennes ble foreslått av en indisk koreograf, Mrinalini Sarabhai , og ble godkjent av UAI i. Varuna er en av de eldste vediske gudene i hindi-litteraturen , siden den nevnes spesielt fra de første salmene til Rig-Veda . I hindi-litteratur skapte og styrte Varuna vannet i paradiset og havet, noe som på noen måter bringer ham nærmere Poseidon / Neptun. Varuna er kongen av guder, mennesker og universet, og han har ubegrenset kunnskap.

Rotasjon

Varuna har en rask rotasjonsperiode på omtrent 6,34 timer, avledet av en tolkning som en dobbel topp av lyskurven skapt av stjernens rotasjon. Varunas rotasjon ble målt for første gang iav astronom Tony Farnham ved McDonald Observatory ved hjelp av hans 2,1 meter teleskop, i en studie av rotasjon og farge på fjerne objekter. Den fotometriske målinger CCD Varuna lys kurve viser at viser store variasjoner i lysstyrken av en amplitude på omtrent 0,5 størrelsene og en periode på en enkel topp på 3,17 timer. Varunas målte rotasjonslyskurve ga to tvetydige rotasjonsperioder på 3,17 og 6,34 timer, for henholdsvis single-peak og double-peak. Andre mulige rotasjonsperioder på 2,79 og 3,66 timer, som da ikke kunne utelukkes, ble også oppnådd av Farnham.

En tolkning av Varuna-lyskurven som en enkelt topp (3,17  timer ) antar at den ville ha sfærisk form og at den ville ha albedo-formasjoner på overflaten som ville være opprinnelsen til dens variasjoner i lysstyrke. Denne tolkningen vil imidlertid innebære om det er gyldig at Varuna må være tettere enn 1  g / cm 3 (omtrent tettheten av vann), gitt at denne rotasjonsperioden er større enn den kritiske rotasjonshastigheten  (in) på ca. 3,3 timer for et legeme med en tetthet på 1  g / cm 3 utover det det vil gå i oppløsning. En dobbel toppløsning av Varuna roterende lyskurve (6.34  timer ) antar at Varuna har en langstrakt ellipsoid form, med et a / b akseforhold på 1,5-1,6. Varunas rotasjonslyskurve ble studert videre av astronomene David Jewitt og Scott Sheppard i februar og april 2001. De konkluderte med at den dobbelte topptolkningen av Varunas lyskurve er den mest sannsynlige løsningen. På grunn av fraværet av en variasjon i Varunas farge i synlig spekter under rotasjonen.

Undersøkelse av tidligere fotometriske observasjoner av Varunas lyskurve viste at amplituden til lyskurven økte med omtrent 0,13 størrelser mellom 2001 og 2019. Denne økningen forklares med kombinerte effekter av Varunas ellipsoide form, rotasjon og variable fasevinkel . De geometriske modellene som tok hensyn til endringen i amplituden til Varuna ga flere mulige løsninger på orienteringen av rotasjonsstolpene, med den beste løsningen som vedtar en rotasjonsakse med høyre oppstigning 54 ° og en deklinasjon på -65 °. Varunas beste polarorientering innebærer at den blir sett i en nesten sideveis konfigurasjon, der ekvator nesten nesten vender mot jorden.

Varunas raske rotasjon ser ut til å være forårsaket av forstyrrende kollisjoner som akselererte rotasjonen under dannelsen av solsystemet . Den nåværende kollisjonsfrekvensen i den transneptuniske regionen er veldig lav; de var imidlertid oftere under dannelsen av solsystemet. Jewitt og Sheppard beregnet imidlertid at frekvensen av forstyrrende kollisjoner mellom store transneptunobjekter (OTN-er) forble ekstremt lav selv under dannelsen av solsystemet, noe som er uoverensstemmende med overfloden av binære eller raskt spinnende OTN-er. Og som antas å være nettopp slike kollisjoner. For å forklare overfloden av disse OTN-ene, må kollisjonsfrekvensen blant OTN-ene sannsynligvis ha økt etter migrasjonen av Neptun ut av solsystemet, som deretter forstyrret OTN-bane og økte frekvensen. Kollisjoner som blant annet førte til rask rotasjon av Varuna.

Fysiske egenskaper

Fysisk utseende

Varunas størrelsesestimater
År Diameter (km) Metode Ref
2000 900+129
−145
termisk
2002 1.060+180
−220
termisk
2002 ~ 788 bedre
albedojustering
2005 936+238
−324
termisk
2005 600 ± 150 termisk
2005 586+129
−190
termisk
2007 502+64,0
−69,5

eller  412,3 ~ 718,2
eller  ≤744,1
termisk
(Spitzer stripe 1)
2007 > 621+178,1
−139,1
termisk
(Spitzer stripe 2)
2010 1003 ± 9
(bare
minimumsstørrelse på langaksen)
okkultasjon
2013 668+154
−86
termisk
2013 ~ 816 bedre
albedojustering
2013 ~ 686 okkultasjon
2014 ~ 670 (minimum) okkultasjon
2019 654+154
−102
termisk

På grunn av den raske rotasjonen som er uvanlig for et så stort objekt, har Varuna en triaksial ellipsoid form . Det er mer presist beskrevet som en Jacobi-ellipsoid  (in) , med et forhold mellom a / b- aksene på omtrent 1,5-1,6 (dvs. den lengste hovedaksen til Varuna a er 1,5 til 1,6 ganger større enn hovedaksen b ). Undersøkelse av Varuna-lyskurven tillot oss å fastslå at modellen som best tilsvarer formen er en triaksial ellipsoid med hovedaksene a , b og c som har forhold i størrelsesorden b / a = 0,63-0,80 og c / a = 0,45-0,52.

Varunas ellipsoide form har gitt opphav til flere estimater av diameteren, som spenner fra 500 til 1000  km . De fleste av dem ble bestemt ved å måle den termiske strålingen . Som et resultat av termiske målinger tatt fra verdensrommet, kunne disse estimatene begrenses til mindre verdier fordi Varunas albedo viste seg å være høyere enn først antatt. Observasjon av stjerner tildekket av stjernen har også gitt varierende estimater av størrelsen. En okkultasjon iga en taulengde på 1003  km , som ble utledet til å falle sammen med den lengste aksen. Etterfølgende okkulasjoner i 2013 og 2014 ga en gjennomsnittlig diameter på henholdsvis 686  km og 670  km .

Siden oppdagelsen av Varuna ble Haumea , som er en annen hurtig bevegelig gjenstand (3,9  timer ) som er over dobbelt så stor som Varuna, oppdaget, og den har også en langstrakt form, selv om den er litt mindre uttalt (med estimerte forhold på b / en = 0,76 til 0,88, og c / et = 0,50 til 0,55), muligens på grunn av en høyere tetthet (ca. 1,757 - 1.965  g / cm 3 ).

Mulig dvergplanet

Den internasjonale astronomiske unionen har ikke klassifisert Varuna som en dvergplanet og har ikke vurdert muligheten for å akseptere nye dvergplaneter generelt. Astronomen Gonzalo Tancredi anser Varuna for å være en "sannsynlig kandidat" , forutsatt at den har en tetthet som er større enn eller lik den for vann ( 1  g / cm 3 ) som er nødvendig for at den skal være i hydrostatisk likevekt som en Jacobi-ellipsoid. Imidlertid ga Tancredi ikke en eksplisitt anbefaling for å akseptere den som en dvergplanet. Amerikansk astronom Michael Brown anser Varuna for å være en "høyst sannsynlig" dvergplanet , og plasserer den rett under grensen med gjenstander "nær sikkerhet". Basert på den best tilpassede Jacobi ellipsoidmodellen for Varuna, anslår Lacerda og Jewitt at Varuna har en lav tetthet på 0,992  g / cm 3 , litt under Tancredis minimum tetthetskriterium. Til tross for dette antok de at Varuna var i hydrostatisk likevekt i sin modell. Astronom William Grundy og hans kolleger har foreslått at mørke transneptuniske objekter med lav tetthet som er mellom 400 og 1000  km i størrelse , sannsynligvis er mellomliggende delvis differensierte gjenstander med porøs og steinete indre sammensetning. Mens interiøret til mellomstore OTN-er som Varuna sannsynligvis har komprimert under sin egen tyngdekraft , ville overflaten ikke ha komprimert, så Varuna er kanskje ikke i hydrostatisk likevekt.

Termiske målinger

Observasjoner av den termiske strålingen fra Varuna fra bakken fra 2000 til 2005 ga estimater av store diametre fra 900 til 1060  km , som kan sammenlignes med størrelsen på Ceres . I motsetning til estimater fra bakken ga termiske observasjoner gjort fra verdensrommet ved hjelp av Spitzer romteleskop en rekke reduserte og mindre verdier, mellom 450 og 750  km . Denne forskjellen mellom estimatene av jordbaserte observasjoner og estimatene for observasjoner fra verdensrommet skyldes faktisk begrensningen av bølgelengdene som kan observeres fra bakken på grunn av absorpsjon forårsaket av jordens atmosfære . Fjerntliggende transneptuniske gjenstander som Varuna avgir iboende termisk stråling ved lengre bølgelengder på grunn av deres lave temperaturer. Ved slike bølgelengder kan termisk stråling imidlertid ikke passere gjennom jordens atmosfære, og observasjoner fra bakken kan bare måle lave varmeutslipp fra Varuna i det nærmeste infrarøde og Submillimeter varierer , forringer nøyaktigheten av termiske målinger.

Observasjon fra verdensrommet gjør det mulig å overvinne absorpsjonen som skapes av jordens atmosfære, og det er således mulig å utføre bedre termiske målinger over et bredere spekter av bølgelengder. De første målingene som Spitzer utførte i 2005 ga en bedre begrensning av albedoen til Varuna, som altså er mellom 0,12 og 0,3, tilsvarende en begrensning med mindre diameter, på 400–750  km . Påfølgende Spitzer-målinger i flere bølgelengdeområder (bånd) i 2007 ga gjennomsnittlige diameterestimater på ca. ~ 502  km og ~ 621  km, avhengig av bruken av data fra målinger av enkeltbånd. Eller med henholdsvis to bånd. Nye flerbånds termiske observasjoner fra Herschel Space Telescope i 2013 ga en gjennomsnittlig diameter på 668+154
−86
 km , i samsvar med de tidligere begrensningene for diameteren til Varuna.

Blackouts

De første forsøkene på stjerne okkultasjonsobservasjoner observasjoner av Varuna i 2005 og 2008 var mislykket på grunn av usikkerhet knyttet til Varuna sin egen bevegelse , samt dårlige observasjonsforhold. I 2010 ble det observert en okkultasjon med suksess av et team av astronomer ledet av Bruno Sicardy natten til, fra flere regioner i Sør-Afrika og nordøst i Brasil . Selv om observasjoner fra Sør-Afrika og Namibia ikke ga positive resultater, har observasjoner fra Brasil, spesielt i São Luís i Maranhão , med hell oppdaget en okkultasjon av Varuna, som varer 52,5 sekunder, fra en stjerne med styrke 11,1. Okkulasjon gjorde det mulig å bestemme en taulengde på 1003 ± 9  km , relativt stor sammenlignet med gjennomsnittlige diametere beregnet av termiske målinger. Fordi okkulasjonen skjedde nær den maksimale lysstyrken til Varuna, betyr dette at den dekket det maksimale tilsynelatende området for en ellipsoid form; med andre ord, den lengste aksen til Varuna ble observert under okkultasjon. São Luís var også plassert på banen til Varunas skygge, nær sin sentrale akse, noe som betyr at lengden på tauet var nær den maksimale målbare lengden under arrangementet, og begrenser den maksimale ekvatoriale diameteren tett.

Resultatene av den samme hendelsen observert fra Camalaú i Paraiba , som ligger omtrent 450  km sør (og ble antatt å være i den sørlige enden av skyggedriften ), viste en okkultasjon på 28 sekunder, tilsvarer et tau på omtrent 535  km , mye lenger enn forventet. Imidlertid viste observasjonen i Quixadá , 255  km sør for São Luís - mellom sistnevnte og Camalaú - paradoksalt nok et negativt resultat. For å ta hensyn til de negative resultatene av Quixadá, ble den tilsynelatende Varuna- utflatningen pålagt en minimumsverdi rundt 0,56 (dvs. et forhold mellom aksene c / a  ≤ 0,44) som tilsvarer en polar størrelse minimum på 441,3  km , basert på den gitte taulengden på 1003 ± 9  km . Den resulterende nedre grensen for Varunas polære størrelse er omtrent lik den nedre grensen for Lacerda og Jewitt for c / a- akseforholdet på 0,45, som de tidligere hadde beregnet i 2007. En tale holdt under en konferanse holdt før resultatene av Camalaú ble full analysert konkluderte med at "resultatene av São Luís og Quixadá antyder [red.] at det kreves en betydelig langstrakt form for Varuna".

Etterfølgende okkulasjoner i 2013 og 2014 resulterte i en gjennomsnittlig diameter på henholdsvis 686  km og 670  km . Den gjennomsnittlige diameteren på 678  km , beregnet ut fra de to akkordlengdene som følge av disse okkulteringene, ser ut til å være i samsvar med de kombinerte termiske målingene til Spitzer og Herschel på 668  km . Mens den tilsynelatende kurtosen av Varuna ikke kunne bestemmes ut fra den eneste akkorden som ble oppnådd under okkultasjonen i 2014, ga den i 2013 to, slik at en tilsynelatende kurtose på ca. Flatingen som ble pålagt for akkordlengden 2013 på 686  km, da Varunas diameter tilsvarer en polarstørrelse på rundt 487  km , noe som er noe i samsvar med den minste polare størrelsen gitt i 2010 på 441,3  km .

Spektrum og overflate

Den Varuna spekteret ble analysert for første gang tidlig i 2001 med nær-infrarødt kamera Spectrometer (NICS) av Telescopio Nazionale Galileo i Spania . Disse spektroskopiske observasjonene i de nær infrarøde bølgelengdene avslørte således at overflaten til stjernen er moderat rød og viser en rød spektralgradient i bølgelengdene mellom 0,9 og 1,8  um . Varunas spektrum viser også sterke absorpsjonslinjer ved bølgelengder på 1,5 og 2  mikrometer , noe som indikerer tilstedeværelsen av vannis på overflaten.

Varunas røde farge kommer fra fotolyse av organiske forbindelser som er tilstede på overflaten av solstråling og kosmiske stråler . For eksempel kan virkningen av strålingen på metan frembringer tholins , som er kjent for å redusere refleksjon av dens overflate ( albedo ). Spekteret forventes også å være blottet for egenskaper. Sammenlignet med (38628) Huya , som også ble observert i 2001, virker Varuna mindre rød og viser absorpsjonslinjer fra vannis, noe som tyder på at Varunas overflate er relativt uberørt og har beholdt noe av materialet. Original på overflaten. Den tilsynelatende bevaringen av Varunas overflate kan ha vært et resultat av kollisjoner som løftet ferskvannsis, som tidligere var plassert under tholin-laget, til overflaten.

En annen studie av Varuna-spektret i det nærmeste infrarøde i 2008 produserte et spektrum uten egenskaper, men med en blå spektralgradient i motsetning til resultatene som ble produsert i 2001. Spekteret oppnådd i 2008 ga ingen klar indikasjon på tilstedeværelsen av isvann, som er også inkonsekvent med resultatene fra 2001. Forskjellen mellom disse to resultatene ble tolket som en endring i Varunas overflateareal, selv om denne muligheten senere ble utelukket av en publisert Varuna-spektrumstudie. i 2014. Resultatene for 2014 samsvarer tett med resultatene oppnådd i 2001, noe som betyr at spekteret uten egenskaper oppnådd i 2008 sannsynligvis er feilaktig.

Forklarende modeller for Varunas spektrum antyder at overflaten mest sannsynlig er dannet av en blanding av amorfe silikater (25%), komplekse organiske forbindelser (35%), amorf karbon (15%) og vannis (25%), med mulighet for metanis tilstede opptil 10%. Metanet, flyktig , kunne ha blitt introdusert etter dannelsen av Varuna siden massen ikke er tilstrekkelig til å beholde de flyktige forbindelsene på overflaten. En hendelse som skjedde i løpet av historien, for eksempel en høy energieffekt, ville sannsynligvis forklare tilstedeværelsen av metan på overflaten. Ytterligere observasjoner av det nær infrarøde Varuna-spekteret ble utført av NASA Infrared Telescope Facility i 2017 og identifiserte absorpsjonslinjer mellom 2,2 og 2,5  μm som kan være assosiert med tilstedeværelsen av etan og etylen , ifølge de første analysene. For mellomstore gjenstander som Varuna, er det mer sannsynlig at flyktige forbindelser som etan og etylen blir beholdt enn flyktige stoffer lettere enn metan i henhold til de flyktige retensjonsteoriene formulert av Schaller-astronomer. Og Brown i 2007

Lysstyrke

Den tilsynelatende størrelsen på Varuna varierer mellom 20 og 20,3. Kombinerte termiske målinger fra Spitzer og Herschel romteleskoper i 2013 ga den en visuell absolutt styrke ( H V ) på 3,76, sammenlignbar med Ixion ( H V = 3,83), som er et Kuiper-belteobjekt i lignende størrelse. Varuna er en av de tjue lyseste transneptuniske gjenstandene kjent fra Minor Planets Center, som tildeler den en absolutt styrke på 3,6.

Varunas overflate er mørk, med en geometrisk albedo på 0,127 som ble målt fra termiske observasjoner i 2013. Den ligner den på den mulige dvergplaneten Quaoar , som har en geometrisk albedo på 0,109. Opprinnelig ble Varuna antatt å ha en mye lavere albedo. Observasjoner av dens termiske utslipp fra bakken mellom 2000 og 2005 hadde faktisk gitt albedo-estimater på mellom 0,04 og 0,07, som er omtrent åtte ganger mørkere enn Plutos albedo . Etterfølgende termiske målinger av Varuna med romteleskoper, tilbakeviste imidlertid disse tidlige målingene av albedo. Dermed målte Spitzer en høyere geometrisk albedo på 0,116, mens påfølgende kombinerte målinger av Spitzer og Herschel i 2013 estimerte en geometrisk albedo på 0,127.

Fotometriske observasjoner ble utført i 2004 og 2005 for å observere endringer i Varuna- lyskurven som ville være på grunn av motstridende effekter , som oppstår når fasevinkelen nærmer seg 0 ° under opposisjonen . Disse viste at amplituden til Varuna-lyskurven reduserte med 0,2 styrke i motsetning fra den gjennomsnittlige amplituden på 0,42. De viste også en økning i asymmetrien i Varunas lyskurve nær opposisjonen, noe som indikerer variasjoner i dens spredningsegenskaper på overflaten. Varunas motsatte effekt skiller seg fra den som eksisterer blant mørke asteroider , som gradvis blir mer og mer uttalt nær deres motstand, som står i kontrast til den for Varuna som er smal og hvor amplituden til lyskurven endrer seg raskt innenfor en fasevinkel på 0,5 ° . De motstridende effektene av andre solsystemlegemer med moderate albedoer oppfører seg på samme måte som Varuna, noe som allerede indirekte antydet at Varuna kan ha en høyere albedo enn den som ble foreslått i estimatene som eksisterte på midten av 2000-tallet.

Intern struktur

Varuna har en estimert massetetthet av 0,992  g / cm 3 , som er så vidt mindre enn den til vann ( 1  g / cm 3 ). Den lave tettheten skyldes sannsynligvis den porøse indre strukturen som består av en nesten ekvivalent blanding av vannis og bergarter. For å forklare den porøse indre strukturen og sammensetningen, foreslo Lacerda og Jewitt at Varuna kan ha en granulær indre struktur . Det antas å være et resultat av brudd opprettet av tidligere kollisjoner, muligens ansvarlig for den raske rotasjonshastigheten. Andre gjenstander, som månene til Saturn Tethys og Iapetus, er også kjent for å ha en lav tetthet kombinert med en porøs indre struktur og sammensetning dominert av vannis og bergarter. William Grundy og hans samarbeidspartnere foreslo at mørke transneptuniske objekter med lav tetthet, som er omtrent 400 og 1000  km store, markerer overgangen mellom små porøse (og derfor lave tetthets) kropper og planetariske kropper. Større, lysere og geologisk differensiert ( som dvergplaneter). Dermed er den interne strukturen til OTNer med lav tetthet som Varuna bare delvis differensiert, fordi dens steinete indre regioner ikke har nådd tilstrekkelig temperatur til å initiere delvis fusjon og komprimere seg selv , slik at porøsiteten deres vil bli redusert. Dermed forble de fleste av mellomstore OTN-er porøse på innsiden, noe som forklarer deres lave tetthet. I dette tilfellet er Varuna kanskje ikke i hydrostatisk likevekt.

Bane og klassifisering

Polar og ekliptisk utsikt over banene til Varuna (blå), Pluto (rød) og Neptun (hvit). Banevinklene til Varuna og Pluto, som vist i formørkelsen, er spesielt like. Bildet til høyre viser banene til flere andre store Kuiper Belt-gjenstander, inkludert Pluto.

Varuna kretser rundt solen på en gjennomsnittlig avstand på 42,8  astronomiske enheter  (6402,794,400  km ) , og det tar 280 jordår å fullføre en bane. Sistnevnte, med en eksentrisitet på 0,054, er kvasi-sirkulær. Varunas avstand fra solen varierer imidlertid noe, og er dermed mellom 40,5 AU ved perihelion (nærmeste avstand) og 45,1 AU ved aphelion (lengste avstand). Banen er tilbøyelig til 17  grader i forhold til ekliptikken , noe som ligner på Plutos banehelling . Stjernen passerte perihelion i 1928 og beveger seg for øyeblikket bort fra solen og nærmer seg aphelionet som den vil nå i 2071.

Med sin nærmest sirkulære bane mellom 40 og 50 AU klassifiseres Varuna som et klassisk Kuiper Belt (eller cubewano) objekt . Dens semi-store akse på 42,8 AU er lik den for andre store cubewanos som Quaoar (med a = 43,7 AU) og Makemake (a = 45,6 AU), selv om andre av dens orbitale parametere som vippingen varierer mye. Varuna er en del av den "  dynamisk varme  " klassen av klassiske Kuiper-belteobjekter, noe som betyr at den har en banehelling på mer enn 4 ° , det vil si utover den maksimale tilbøyeligheten som er pålagt for de "dynamisk kalde" medlemmene av cubewanos. Som cubewano er Varuna ikke i orbital resonans med Neptun, og hun er også fri for noen betydelig forstyrrelse på den gigantiske planeten. Varunas minste mulige avstand ( DMIO ) fra Neptun er 12.04 AU.

Mulig satellitt

Fotometriske observasjoner av Varuna-lyskurven, utført av Valenzuela og kolleger i 2019, indikerer at en mulig satellitt kan være i bane rundt Varuna på kort avstand. Ved hjelp av metoden for Fourier-analyse som kombinerer fire forskjellige lyskurver som de oppnådde i 2019, avledet de en total amplitudekurve av lavere kvalitet, men med større mengde rester . Resultatene deres indikerer at Varunas lyskurve gjennomgår en subtil endring over tid. De har sporet restene i et periodogram av Lomb  (in) og har avledet en omløpsperiode på 11.981 9:00 for mulig satellitt, hvis lysstyrke varierer 0,04 størrelser i løpet av sin bane. Forutsatt at Varunas tetthet er 1,1  g / cm 3 og satellitten roterer synkront , anslår teamet at den vil bane en avstand på 1300–2000  km , eller like over grensen til Roche de Varuna (som er omtrent 1000  km ). På grunn av denne nærheten, er det ennå ikke mulig å skille satellitten fra romteleskoper som Hubble- romteleskopet , gitt at vinkelavstanden mellom Varuna og månen er mindre enn den nåværende oppløsningen til romteleskoper. Selv om direkte observasjoner derfor ennå ikke er mulig, sees Varunas ekvator direkte fra siden, noe som betyr at gjensidige formørkelseshendelser mellom Varuna og satellitten kan forekomme i fremtiden.

Utforskning

Den planetforsker Amanda Zangari beregnet at en flyby oppdrag å Varuna kreve litt over 12 år for å få til ved hjelp av tyngdekraften hjelpe fra Jupiter , med en lanseringsdato i 2035 eller 2038. Alternative baner, ved hjelp av gravitasjons hjelp av Jupiter, Saturn eller Uranus har også blitt studert. En bane som bruker gravitasjonsassistenten til Jupiter og Uranus, kan ta litt over 13 år, med en lanseringsdato i 2034 eller 2037, mens en bane som ville bruke tyngdeassistansen til Saturn og Uranus ville ta mindre enn 18 år, men det ville drar før, enten i 2025 eller 2029. Varuna vil være plassert omtrent 45 AU fra solen når sonden ankommer før 2050, uavhengig av hvilken bane som brukes.

Vedlegg

Bibliografi

Ekstern lenke

Merknader og referanser

Merknader

  1. Den gjennomsnittlige diameteren på ~ 678  km er avledet av beregningen av gjennomsnittsdiameteren til strengene av okkulasjoner i henholdsvis 2013 og 2014 på henholdsvis ~ 686  km og ~ 670  km
  2. Beregnet fra diameteren oppnådd ved bruk av Spitzer- og Herschel-teleskopene på 668  km (radius på 334  km ) og med en tetthet på 0,992  g / cm 3 . Forutsatt at Varuna har en sfærisk form, gir radiusen på 334  km et volum på omtrent 1.548 × 10 20  km3. Å multiplisere volumet med dens tetthet på 0,992  g / cm 3 gir en omtrentlig masse på 1,55 × 10 20  kg .
  3. De gitte verdiene for høyre oppstigning og deklinering karakteriserer Varunas posisjon i det geosentriske ekvatoriale koordinatsystemet . Høyre oppstigning er vinkelavstanden øst for himmelekvator fra vårpunktet ( marsjevndøgn ) mens deklinasjon er vinkelavstanden vinkelrett eller loddrett til himmelekvator
  4. Varunas nordpol peker i retning α = 54 ° og δ = −65 ° , noe som betyr at polens høyre oppstigning peker nesten vinkelrett på vernepunktet (noe som resulterer i et forfra av Varunas ekvator) og negativ deklinasjon som indikerer at Nordpolen i Varuna peker nedover, 65 ° sør for den himmelske ekvator.
  5. Hauméas dimensjoner er 2.322 × 1.704 × 1.026  km , med 2.322  km som tilsvarer den største hovedaksen. Til sammenligning er den lengste hovedaksen i Varuna verdt 1.003  km , eller mindre enn halvparten av Hauméa. Faktisk er Hauméas 1026 km store polare akse også mer enn dobbelt så stor som Varuna, som har en hovedpoleakse  på 400–500  km , basert på dens tilsynelatende kurtosisverdier som er oppnådd fra okkulteringen i 2010 og 2013.
  6. Polarstørrelsen beregnes ved å multiplisere akkorden på 1003 ± 9  km med c / a- forholdet på 0,44, selv beregnet fra 1 - 0,56, som er den maksimale kurtosen pålagt av Braga-Ribas et al. i 2014.
  7. Polarstørrelse beregnes ved å multiplisere tauet 2013 686  km med et forhold c / a på 0,71, i seg selv beregnet fra flatemidlene 1 til 0,29 pålagt av Braga-Ribas et al. i 2014.

Referanser

  1. (en) JPL Small-Body Database Browser: 20000 Varuna ( 2000 WR 106 )  " , Jet Propulsion Laboratory ( åpnet 12. september 2019 )
  2. (in) Brian G. Marsden , MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (. 2009 AUG 17.0 TT)  "Minor Planet Electronic Circular , International Astronomical Union ,(åpnet 16. september 2009 )
  3. (en) MW Buie , Orbit Fit and Astrometric record for 20000  " , Southwest Research Institute ,(åpnet 19. september 2008 )
  4. (en) (20000) Varuna = 2000 WR 106 Orbit  " , IAU Minor Planet Center (åpnet 12. september 2019 )
  5. (en) Wm. Robert Johnston , TNO / Centaur diameters, albedos, and densities  " ,(åpnet 14. september 2019 )
  6. (en) E. Lellouch et al. , “  Den termiske utslipp av kentaurer og transneptuniske gjenstander ved millimeter bølgelengder fra ALMA-observasjoner  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  488, n o  3,, s.  3035–3044 ( DOI  10.1093 / mnras / stz1880 , arXiv  1709.06747 )
  7. (en) E. Lellouch et al. , " TNOs er kule ": En undersøkelse av den transneptuniske regionen. IX. Termiske egenskaper av Kuiper-belteobjekter og Centaurs fra kombinerte Herschel- og Spitzer-observasjoner  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  557,, A60 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322047 , Bibcode  2013A & A ... 557A..60L )
  8. (in) P. Lacerda og D. Jewitt , Densities Of Solar System Objects From Their Rotational Lightcurve  " , The Astronomical Journal , vol.  133, n o  4,, s.  1393–1408 ( DOI  10.1086 / 511772 , Bibcode  2007AJ .... 133.1393L , arXiv  astro-ph / 0612237 )
  9. (en) Michael Mommert , Remnant Planetesimals and their Collisional Fragments  " , Refubium , Freie Universität Berlin,( DOI  10.17169 / refubium-6484 , leses online , åpnet 28. september 2019 )
  10. (en) Irina N. Belskaya et al. , “  Oppdatert taksonomi av transneptuniske gjenstander og kentaurer: Innflytelse av albedo  ” , Icarus , vol.  250,, s.  482–491 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2014.12.004 , Bibcode  2015Icar..250..482B )
  11. (in) LCDB Data for (20000) Varuna  " , Asteroid Lightcurve Database (LCDB) (åpnet 18. oktober 2019 )
  12. (en) Spacewatch Discovery of Minor Planet 2000 WR 106  " , på Lunar & Planetary Laboratory , University of Arizona ,(åpnet 21. november 2019 )
  13. (no) 'Minor Planet' Found in Obscure Corner of Northern Milky Way  " , på The New York Times ,(åpnet 15. september 2019 )
  14. (i) Brian G. Marsden , MPEC 2000-X02: 2000 WR 106  "Minor Planet Electronic Circular , International Astronomical Union ,( Bibcode  2000MPEC .... X ... 02M , åpnet 16. september 2019 )
  15. (in) New- and Old-Style Minor Planet Designations  " , Minor Planet Center (åpnet 15. september 2019 )
  16. (en) Andrea Boattini , Varuna, gudinne for himmel og jord  " , på Tumbling Stone , Spaceguard (åpnet 15. september 2019 )
  17. (en) David C. Jewitt and Scott S. Sheppard , “  Physical Properties Of Trans-Neptunian Object (20000) Varuna  ” , The Astronomical Journal , vol.  123, n o  4,, s.  2110–2120 ( DOI  10.1086 / 339557 , Bibcode  2002AJ .... 123.2110J , arXiv  astro-ph / 0201082 )
  18. (en) MPC 41805  " , på Minor Planet Circular , International Astronomical Union ,(åpnet 4. juli 2010 )
  19. (en) MPC 42368  " , på Minor Planet Circular , International Astronomical Union ,(åpnet 17. september 2019 )
  20. (i) Hermann Oldenberg , religionen til Veda , Motilal Banarsidass,, 359  s. ( ISBN  978-81-208-0392-3 , leses online ) , s.  104
  21. (in) Doris Srinivasan , Many Heads, Arms and Eyes: Origin, Meaning, and Form of Multiplicity in Indian Art , Leiden / New York / Köln, Brill Academic,, 48–49  s. ( ISBN  90-04-10758-4 , lest online )
  22. (en) Daniel WE Green , “  IAUC 7583: 2001U; 2001R; 2001S; (20000) 2000 WR_106  ” , om Central Bureau for Astronomical Telegrams , International Astronomical Union ,( Bibcode  2001IAUC.7583 .... 4F , konsultert 19. september 2019 ) ,s.  4
  23. (en) Estela Fernández-Valenzuela et al. , “  The Changing Rotational Light-curve Amplitude of Varuna and Evidence for a Close-in Satellite  ” , The Astrophysical Journal Letters , vol.  883, n o  1,( DOI  10.3847 / 2041-8213 / ab40c2 , arXiv  1909.04698 , les online )
  24. (en) TL Farnham (27. november 2001). “  Rotasjon og fargestudier av kentaurer, KBOer og kometer  ” i 33. DPS-møte 33 , American Astronomical Society. Tilgang 19. september 2019. 
  25. (en) D. Jewitt , H. Aussel og A. Evans , The size and albedo of the Kuiper-belt object (20000) Varuna  " , Nature , vol.  411, n o  6836,, s.  446–7 ( PMID  11373669 , DOI  10.1038 / 35078008 , Bibcode  2001Natur.411..446J )
  26. (en) E. Lellouch et al. , “  Koordinerte termiske og optiske observasjoner av Trans-Neptunian objekt (20000) Varuna fra Sierra Nevada  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  391, n o  3,, s.  1133–1139 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20020903 , Bibcode  2002A & A ... 391.1133L , arXiv  astro-ph / 0206486 )
  27. (in) Celestial Equatorial Coordinate System  "astro.unl.edu , University of Nebraska-Lincoln (åpnet 21. september 2019 )
  28. (en) A. Doressoundiram et al. , “  Fargedistribusjonen i Edgeworth-Kuiper Belt  ” , The Astronomical Journal , vol.  124, n o  4,, s.  2279–2296 ( DOI  10.1086 / 342447 , Bibcode  2002AJ .... 124.2279D , arXiv  astro-ph / 0206468 )
  29. (en) WM Grundy , KS Noll og DC Stephen , “  Diverse albedos of small trans-neptunian objects  ” , Icarus , vol.  176, n o  1,, s.  184–19 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2005.01.007 , Bibcode  2005Icar..176..184G , arXiv  astro-ph / 0502229 )
  30. (i) JA Stansberry et al. (August 2005) "Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects" i 37. DPS Meeting 37 , American Astronomical Society. 
  31. (in) DP Cruikshank , MA Barucci , JP Emery , YR Fernandez , WM Grundy , KS Noll og JA Stansberry , protostjerner og Planets V , Tucson / Houston, University of Arizona Press,, 879–893  s. ( ISBN  978-0-8165-2755-7 , leses online ) , "Fysiske egenskaper til transneptuniske gjenstander"
  32. (en) John Stansberry , Will Grundy , Mike Brown , Dale Cruikshank , John Spencer , David Trilling og Jean-Luc Margot , The Solar System Beyond Neptune , Tucson / Houston, University of Arizona Press,, 161–179  s. ( ISBN  978-0-8165-2755-7 , arXiv  astro-ph / 0702538 , les online ) , "Fysiske egenskaper til Kuiperbelte og Centaur-objekter: Begrensninger fra Spitzer-romteleskopet"
  33. (en) Bruno Sicardy et al. (Oktober 2010) “  Stellar okkultasjonen av 19. februar 2010 av Varuna  ” i 42. DPS Meeting 42 , American Astronomical Society. Tilgang til 12. november 2010. 
  34. (en) F. Braga-Ribas et al. (Oktober 2014) “  Stellar Occultations by Transneptunian and Centaurs Objects: results from more than 10 observered events  ” 44 : 3 p .. 
  35. (i) JL Ortiz et al. , Størrelsen, formen, tettheten og ringen til dvergplaneten Haumea fra en fantastisk okkultasjon  " , Nature , vol.  550, n o  7675,, s.  219–223 ( PMID  29022593 , DOI  10.1038 / nature24051 , Bibcode  2017Natur.550..219O , hdl  10045/70230 )
  36. (i) David L. Rabinowitz et al. , “  Fotometriske observasjoner som begrenser størrelsen, formen og Albedo fra 2003 EL 61 , et raskt roterende, Pluto-størrelse objekt i Kuiperbeltet  ” , The Astrophysical Journal , vol.  639, n o  to, s.  1238–1251 ( DOI  10.1086 / 499575 , Bibcode  2006ApJ ... 639.1238R , arXiv  astro-ph / 0509401 )
  37. (in) IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes  " , internatinal Astronomical Union (Pressemelding - IAU0603)(åpnet 2. oktober 2019 )
  38. (in) G. Tancredi og S. Favre , Hvilke er dvergene i solsystemet  » , Asteroider, Kometer, Meteorer,(åpnet 23. september 2011 )
  39. (en) Gonzalo Tancredi , Fysiske og dynamiske egenskaper ved isete" dvergplaneter "(plutoids)  " , Proceedings of the International Astronomical Union , vol.  5, n o  S263,, s.  173–185 ( DOI  10.1017 / S1743921310001717 , Bibcode  2010IAUS..263..173T , les online )
  40. (i) Michael E. Brown , Hvor mange dvergplaneter er det i det ytre solsystemet (oppdateres daglig)  ” , California Institute of Technology,(åpnet 14. september 2019 )
  41. (en) WM Grundy et al. , “  The Mutual Orbit, Mass, and Density of Transneptunian Binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ( (229762) 2007 UK 126 )  ” , Icarus ,( DOI  10.1016 / j.icarus.2018.12.037 , les online )
  42. (en) David Jewitt , “  The 1000 km Scale KBOs  ” , på www2.ess.ucla.edu ,(åpnet 27. september 2019 )
  43. (in) Michael Richmond , Analyse av mulig, ved okkultasjon (20000) Varuna 31. desember 2005  "spiff.rit.edu ,(åpnet 28. september 2019 )
  44. (in) MJ Person , "Attempted Varuna Observations" (versjon av 22. juni 2010 på Internet Archive ) , på MIT Planetary Astronomy Lab ,
  45. (no) Forutsigelsesside for okkultasjon for 20000 Varuna  " [ arkiv av] , på Planetary Astronomy Lab , Massachusetts Institute of Technology (åpnet 11. august 2019 )
  46. (pt) RELATÓRIO FINAL OCULTAÇÃO DA ESTRELA UCAC2 41014042 PELO ASTEROIDE VARUNA  " [ arkiv av] (åpnet 18. september 2010 )
  47. (en) Sendai Uchukan, (20000) Varuna er 2013.1.8  " ,(åpnet 13. november 2019 )
  48. (in) N. Ligier , Varunas lem med (x, y) ~ (7050, -3230)  "ERC Lucky Star-prosjekt ,(åpnet 25. oktober 2019 )
  49. (en) J. Licandro , E. Oliva og M. di Martino , “  NICS-TNG infrarød spektroskopi av trans-neptuniske objekter 2000 EB173 og 2000 WR106  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  373, n o  3,, s.  29–32L ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010758 , Bibcode  2001A & A ... 373L..29L , arXiv  astro-ph / 0105434 )
  50. (i) KM Barkume , ME Brown og EL Schaller , nær-infrarøde spektra av Kuiper-beltet og kentaurer  " , Astronomical Journal , vol.  135, n o  1,, s.  55–67 ( DOI  10.1088 / 0004-6256 / 135/1/55 , Bibcode  2008AJ .... 135 ... 55B )
  51. (en) V. Lorenzi et al. , “  Rotasjonsoppløst spektroskopi av (20000) Varuna i nær-infrarød  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  562,, A85 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322251 , Bibcode  2014A & A ... 562A..85L , arXiv  1401.5962 )
  52. (in) Bryan J. Holler et al. (Oktober 2017) “Radiolysis biprodukter på overflaten av Kuiper Belt Object (20000) Varuna” i 49. DPS Meeting , American Astronomical Society. 
  53. (in) EL Schaller og ME Brown , Volatile Loss and Retention is Kuiper Belt Objects  " , The Astrophysical Journal , vol.  659, n o  1,, s.  L61 - L64 ( DOI  10.1086 / 516709 , Bibcode  2007ApJ ... 659L..61S )
  54. Position ephemeris  " , på ssp.imcce.fr , Institute of celestial mechanics and ephemeris beregning (åpnet 19. november 2019 ) . Skriv inn og velg deretter "Varuna" i "Kroppen til solsystemet" -feltet, og velg deretter 365 datoer (dager) i "Periode" -feltet. Den tilsynelatende størrelsen tilsvarer kolonnen “m v mag”.
  55. (in) List of Trans-Neptunian Objects  "Minor Planet Center (åpnet 24. september 2019 )
  56. (en) F. Braga-Ribas et al. , “  The Size, Shape, Albedo, Density, and Atmospheric Limit of Transneptunian Object (50000) Quaoar from Multi-akkord Stellar Occultations  ” , The Astrophysical Journal , vol.  773, n o  1,, s.  13 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 773/1/26 , Bibcode  2013ApJ ... 773 ... 26B )
  57. (i) Daniel WE Green , CUAI 7554: 2000 WR_106; 2001A; Poss. N IN Pup  ” , på Central Bureau for Astronomical Telegrams , International Astronomical Union ,(åpnet 22. september 2019 )
  58. (en) IN Belskaya et al. , “  Low phase angle effects in photometry of trans-neptunian objects: 20000 Varuna and 19308 ( 1996 TO 66 )  ” , Icarus , Elsevier, vol.  184, n o  1,, s.  277–284 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.04.015 , Bibcode  2006Icar..184..277B , hdl  10316/4395 , les online )
  59. (in) HORIZONS Web-Interface  " , Jet Propulsion Laboratory (åpnet 14. september 2019 )
  60. (in) JPL Small-Body Database Browser: 50000 Quaoar ( 2002 LM 60 )  " , Jet Propulsion Laboratory (åpnet 14. september 2019 )
  61. (in) JPL Small-Body Database Browser: 136472 Makemake ( 2005 FY 9 )  " , Jet Propulsion Laboratory (åpnet 14. september 2019 )
  62. (i) Audrey Delsanti og David Jewitt , The Solar System Beyond The Planets , Institute for Astronomy, University of Hawaii,( Bibcode  2006ssu..book..267D , les online )
  63. (in) Amanda M. Zangari et al. , “  Return to the Kuiper Belt: Launch Opportunities from 2025 to 2040  ” , Journal of Spacecraft and Rockets , vol.  56, n o  3,, s.  919–930 ( DOI  10.2514 / 1.A34329 , arXiv  1810.07811 )

Andre prosjekter

Vi håper du har funnet informasjonen vi har samlet om (20000) Varuna nyttig. Hvis ja, ikke glem å anbefale oss til dine venner og slektninger og husk at du kan kontakte oss når som helst hvis du trenger oss. Hvis du, til tross for vår beste innsats, føler at det vi tilbyr om _title ikke er helt nøyaktig, eller at vi bør legge til eller rette på noe, vil vi være takknemlige om du gir oss beskjed. Å gi den beste og mest omfattende informasjonen om (20000) Varuna og ethvert annet emne er essensen av denne nettsiden; vi er drevet av den samme ånden som inspirerte skaperne av leksikonprosjektet, og av den grunn håper vi at det du har funnet om (20000) Varuna på denne nettsiden har hjulpet deg med å utvide kunnskapen din.

Opiniones de nuestros usuarios

Solveig Antonsen

Jeg trengte å finne noe annerledes om (20000) Varuna, som ikke var den typiske tingen som alltid leses på internett, og jeg likte denne artikkelen av (20000) Varuna.

Monica Bakken

Denne oppføringen på (20000) Varuna har hjulpet meg til å fullføre arbeidet mitt for i morgen i siste øyeblikk. Jeg kunne allerede se meg selv trekke Wikipedia igjen, noe læreren har forbudt oss. Takk for at du reddet meg.