(20000) Waruna



Informacje, które udało nam się zgromadzić na temat (20000) Waruna, zostały starannie sprawdzone i uporządkowane, aby były jak najbardziej przydatne. Prawdopodobnie trafiłeś tutaj, aby dowiedzieć się więcej na temat (20000) Waruna. W Internecie łatwo zgubić się w gąszczu stron, które mówią o (20000) Waruna, a jednocześnie nie podają tego, co chcemy wiedzieć o (20000) Waruna. Mamy nadzieję, że dasz nam znać w komentarzach, czy podoba Ci się to, co przeczytałeś o (20000) Waruna poniżej. Jeśli informacje o (20000) Waruna, które podajemy, nie są tym, czego szukałeś, daj nam znać, abyśmy mogli codziennie ulepszać tę stronę.

.

(20000) Waruna
Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej
Zdjęcie Waruny wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w 2005 roku.
Charakterystyka
orbity Epoka ( JJ 2,458,600,5)
Na podstawie 463 obserwacji obejmujących 23555 dni , U = 2
Półoś wielka ( a ) 6.3999 x 10 9 kilometry
(42,781 UA )
Peryhelium ( q ) 6.0536 x 10 9 kilometr
(40,466 UA )
Aphelia ( Q ) 45,097 x 10 9 kilometry
(45,097 UA )
Mimośrodowość ( e ) 0,05413
Okres rewolucji ( P rev ) 102 138 j
(279,83 a )
Średnia prędkość orbitalna ( v orb ) 4,53 km / s
Pochylenie ( i ) 17,220 °
Długość węzła wstępującego ( Ω ) 97,369 °
Argument peryhelium ( ω ) 262,875 °
Średnia anomalia ( M 0 ) 117,224 °
Kategoria OTN  : Cubewano
Dysk Rozproszonych Obiektów
Znane satelity 0
DMIO Neptune 12040 ua
Parametr Weaver (T Jup ) 5.591
Charakterystyka fizyczna
Wymiary ~ 678 km (obliczone)
654+154
-102
 km
668+154
−86
 km
Masa ( m ) ~ 1,55 × 10 20 kg
Gęstość ( ρ ) 992+
86-15
kg / m 3
Grawitacja równikowa na powierzchni ( g ) 0,15 m / s 2
Prędkość wydania ( v lib ) 0,39 km / s
Okres rotacji ( P rot ) 0,26431 d
(6,343572 ± 0,000006 godz. )
Klasyfikacja widmowa IR (umiarkowanie czerwony)
B - V = 0,88 ± 0,02
V - R = 0,62 ± 0,01
V - I = 1,24 ± 0,01
Absolutna wielkość ( H ) 3,760 ± 0,035,
3,6
Albedo ( A ) 0,1270,04
-0,042
( albedo geometryczne )
Temperatura ( T ) ~ 59 K.
Odkrycie
Najstarsza obserwacja sprzed odkrycia
Przestarzały
Odkryty przez Robert S. McMillan
Spacewatch
Lokalizacja Kitt Peak
Nazwany po Varuna
Przeznaczenie 2000 WR 106

(20000) Waruna , tymczasowe oznaczenie 2000 WR 106 , to masywny obiekt transneptunowy o średnicy około 700 kilometrów i potencjalna planeta karłowata w Pasie Kuipera . Zostało odkryte wprzez amerykańskiego astronoma Roberta McMillana podczas przeglądu Spacewatch w Kitt Peak Observatory . Nazwa pochodzi od hinduskiego bóstwa Waruny , które jest jednym z najstarszych bóstw wymienionych w tekstach wedyjskich .

Lekki krzywa Waruna wskazuje, że jest to elipsoida Jacobi  (fr) , mające wydłużony kształt ze względu na jego szybkiej rotacji. Powierzchnia Waruny jest umiarkowanie czerwona ze względu na obecność złożonych związków organicznych . Na jego powierzchni znajduje się również woda lodowa i uważa się, że w przeszłości zderzano ją z kolizjami, które również mogły być przyczyną jej gwałtownej rotacji. Chociaż nie znaleziono ani nie sfotografowano żadnego naturalnego satelity wokół Waruny, analizy zmian jej krzywej jasności przeprowadzone w 2019 roku sugerują obecność satelity na orbicie w pobliżu gwiazdy.

Historyczny

Odkrycie

Warunę odkrył amerykański astronom Robert McMillan za pomocą 0,9-metrowego teleskopu Spacewatch podczas rutynowego przeglądu na. To badanie Spacewtach zostało przeprowadzone przez McMillana w Kitt Peak Observatory niedaleko Tucson w Arizonie w Stanach Zjednoczonych . W chwili odkrycia Waruna znajdowała się w umiarkowanie gęstym polu gwiezdnym, położonym na północy, jednak niedaleko równika galaktycznego . Chociaż Varuna nie została wykryta przez oprogramowanie systemu czasu rzeczywistego McMillana, udało mu się zidentyfikować jego powolny ruch wśród gwiazd w tle, ręcznie porównując wiele skanów tego samego regionu metodą mrugnięcia . Waruna była ponownie obserwowana w kolejne noce przez astronoma Jeffreya Larsena, który zastąpił McMillana w rotacji obserwatora, aby potwierdzić obiekt. Obaj astronomowie dokonali łącznie dwunastu obserwacji Waruny, które obejmowały trzy noce.

Odkrycie Varuny został formalnie ogłoszone w okólniku elektronicznej z Centrum planetoid na. Otrzymał tymczasowe oznaczenie 2000 WR 106, które wskazuje rok jego odkrycia, z literą „W” informującą, że jego odkrycie miało miejsce w drugiej połowie listopada. Litera „R” oraz numer „  106  ” w indeksie wskazują, że Waruna jest 2667 th obiekt obserwowany w drugiej połowie listopada. W momencie odkrycia Waruna była uważana za jedną z najbardziej masywnych i najjaśniejszych mniejszych planet w Układzie Słonecznym ze względu na jej stosunkowo dużą pozorną jasność 20, jak na tak odległy obiekt, co oznacza, że ​​miałaby około jednej czwartej mniejszych planet w Układzie Słonecznym. rozmiar Plutona i że byłby porównywalny pod względem wielkości do planety karłowatej Ceres , która była pierwszą.

Po ogłoszeniu jej odkrycia, zdjęcia Waruny sprzed odkrycia zostały znalezione przez niemieckich astronomów Andre Knofela i Reinera Stwosza w Obserwatorium Palomar . W szczególności jedno zdjęcie sprzed odkrycia, wykonane teleskopem Big Schmidt w 1955 roku, pokazało, że Varuna znajduje się trzy stopnie od jej ekstrapolowanej pozycji na podstawie przybliżonej orbity kołowej określonej w. Podjęto najstarsze, odkryte wcześniej zdjęcie Waruny. Te zdjęcia, w połączeniu z dodatkowymi obserwacjami z Japonii, Hawajów i Arizony, pozwoliły astronomom udoskonalić jej orbitę i określić prawidłową klasyfikację Waruny.

W Centrum Mniejszych Planet przypisało Warunie mniejszą planetę numer 20 000, ponieważ jej orbita była teraz dobrze określona dzięki zdjęciom sprzed odkrycia i późniejszym obserwacjom. Cyfra „20000” została wybrana szczególnie w celu podkreślenia dużych rozmiarów Waruny, ponieważ był to rzeczywiście w tamtych czasach największy znany klasyczny obiekt z pasa Kuipera i sądzono, że był tak wysoki jak Ceres. Numer 20000 został również wybrany do symbolicznego upamiętnienia 200 th rocznica odkrycia Ceres, która odbyła się w styczniu, jak przypadkowo podczas Waruna zostało policzone.

Nazwisko

Kamienna statua uśmiechniętego bóstwa hinduskiego stojącego na cokole
Posąg boga Varuny hinduskiej świątyni z XI -tego  wieku Rajarani

Imię Waruny wywodzi się od hinduskiego bóstwa Waruna i jest zgodne z konwencją nazewnictwa ustanowioną przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU), która stwierdza, że ​​obiekty Pasa Kuipera, które nie są w znacznym rezonansie z Neptunem, są nazywane bóstwami stworzenia. Jej imię zostało zaproponowane przez indyjskiego choreografa Mrinalini Sarabhai i zostało zatwierdzone przez UAI w. Waruna jest jednym z najstarszych bóstw wedyjskich w literaturze hindi , ponieważ jest wspomniany w szczególności z pierwszych hymnów Rigweda . W literaturze hindi Varuna stworzył i rządził wodami raju i oceanem, co w pewnym sensie zbliża go do Posejdona / Neptuna. Varuna jest królem bogów, ludzi i wszechświata, i ma nieograniczoną wiedzę.

Obrót

Waruna ma szybki okres rotacji wynoszący około 6,34 godziny, wynikający z interpretacji jako podwójny szczyt krzywej blasku utworzonej przez rotację gwiazdy. Obrót Waruny został zmierzony po raz pierwszy wastronoma Tony'ego Farnhama w Obserwatorium McDonald przy użyciu jego 2,1-metrowego teleskopu w badaniu rotacji i koloru odległych obiektów. Fotometrii CCD Waruna światła krzywej wynika, że wykazały duże różnice w jasnością o amplitudzie około 0,5 wielkości i okresu pojedynczy pik: 3,17 godziny. Zmierzona rotacyjna krzywa jasności Varuny zapewniła dwa niejednoznaczne okresy rotacji 3,17 i 6,34 godziny, odpowiednio dla interpretacji pojedynczego i podwójnego piku. Inne możliwe okresy rotacji wynoszące 2,79 i 3,66 godziny, których wówczas nie można było wykluczyć, również uzyskał Farnham.

Interpretacja krzywej blasku Varuny jako pojedynczego piku (3,17  h ) zakładałaby, że miałaby ona kształt kulisty i że na jej powierzchni byłyby albedo, które byłyby źródłem jego zmian jasności. Jednak interpretacja ta sugerowałaby, że jeśli jest prawidłowa, Waruna musiałaby być gęstsza niż 1  g / cm 3 (w przybliżeniu gęstość wody), biorąc pod uwagę, że ten okres rotacji jest większy niż krytyczna prędkość obrotowa  ( cal ) około 3,3 godziny dla ciała o gęstości 1  g / cm 3, po przekroczeniu którego ulegnie on rozpadowi. Rozwiązanie z podwójnym pikiem wirującej krzywej jasności Varuna (6,34  h ) zakładałoby, że Varuna ma wydłużony elipsoidalny kształt, ze stosunkiem osi a / b 1,5-1,6. Obrotowa krzywa jasności Waruny była dalej badana przez astronomów Davida Jewitta i Scotta Shepparda w lutym i kwietniu 2001 r. Doszli do wniosku, że interpretacja podwójnego piku krzywej jasności Waruny jest najbardziej prawdopodobnym rozwiązaniem. widzialne widmo podczas jego rotacji.

Badanie wcześniejszych obserwacji fotometrycznych krzywej blasku Waruny wykazało, że amplituda krzywej blasku wzrosła o około 0,13 magnitudo między 2001 a 2019 r. Wzrost ten można wyjaśnić połączonymi efektami elipsoidalnego kształtu, obrotu i zmiennego kąta fazowego Waruny . Te wzory geometryczne , biorąc pod uwagę zmiany w amplitudzie Varuny umieszczono kilka możliwych rozwiązań dla orientacji biegunów obracanie, najlepszym rozwiązaniem, które przyjmuje się oś obrotu z prawej wznoszenia 54 °, a odchyłki w -65 ° C. Najlepsza orientacja polarna Waruny oznacza, że ​​jest widziana w konfiguracji prawie bocznej, w której jej równik jest prawie bezpośrednio zwrócony w stronę Ziemi.

Wydaje się, że szybki obrót Waruny był spowodowany destrukcyjnymi zderzeniami, które przyspieszyły jej rotację podczas formowania się Układu Słonecznego . Obecny wskaźnik kolizji w regionie Transneptunian jest bardzo niski; jednak były one częstsze podczas formowania się Układu Słonecznego. Jewitt i Sheppard obliczyli jednak, że współczynnik kolizji destrukcyjnych między dużymi obiektami transneptunionowymi (OTN) pozostawał niezwykle niski nawet podczas formowania się Układu Słonecznego, co jest niezgodne z liczebnością podwójnych lub szybko wirujących OTN. wynikały właśnie z takich kolizji. Aby wyjaśnić obfitość tych OTNs stopa kolizji między OTNs musi prawdopodobnie wzrosła w wyniku migracji z Neptunem z układu słonecznego, który następnie zakłócone orbity OTNs i zwiększoną częstotliwość. Kolizje, które między innymi doprowadziły do szybka rotacja Waruny.

Charakterystyka fizyczna

Wygląd fizyczny

Szacunki wielkości Waruny
Rok Średnica (km) metoda Nr ref
2000 900+
129-145
termiczny
2002 1,060+180
−220
termiczny
2002 ~ 788 lepsza regulacja
albedo
2005 936+
238-324
termiczny
2005 600 ± 150 termiczny
2005 586+129
-190
termiczny
2007 502+64,0
-69,5

lub  412,3 ~ 718,2
lub  ≤ 744,1
termiczne
(pasek Spitzera 1)
2007 > 621+
178,1-139,1
termiczne
(listwa Spitzera 2)
2010 1003 ± 9
(tylko
minimalny rozmiar osi długiej)
okultacja
2013 668+154
−86
termiczny
2013 ~ 816 lepsza regulacja
albedo
2013 ~ 686 okultacja
2014 ~ 670 (minimum) okultacja
2019 654+154
-102
termiczny

Ze względu na szybki obrót, który jest nietypowy dla tak dużego obiektu, Varuna ma trójosiowy kształt elipsoidy . Jest to dokładniej opisane jako elipsoida Jacobiego  (w) , ze stosunkiem jej osi a / b około 1,5-1,6 (tj . Najdłuższa oś główna Waruny a jest 1,5 do 1,6 razy większa niż oś główna b ). Badanie krzywej blasku Varuny pozwoliło stwierdzić, że model najlepiej odpowiadający jej kształtowi to trójosiowa elipsoida z jej głównymi osiami a , b i c o stosunkach rzędu b / a = 0,63-0,80, i c / a = 0,45-0,52.

Elipsoidalny kształt Waruny dał podstawę do wielu szacunków średnicy, która waha się od 500 do 1000  km . Większość z nich została określona przez pomiar jego promieniowania cieplnego . W wyniku pomiarów termicznych wykonanych z kosmosu szacunki te można było ograniczyć do mniejszych wartości, ponieważ albedo Waruny okazało się wyższe niż początkowo oczekiwano. Obserwacje gwiazd zasłoniętych przez gwiazdę również dostarczyły różnych szacunków dotyczących jej wielkości. Zakrycie wpodał długość liny 1003  km , która, jak się wywnioskowała, pokrywa się z jej najdłuższą osią. Kolejne zakrycia w 2013 i 2014 roku zapewniły średnie średnice odpowiednio 686  km i 670  km .

Od czasu odkrycia Waruny odkryto Haumea , kolejny szybko poruszający się obiekt (3,9  h ), który jest ponad dwukrotnie większy od Waruny i ma również wydłużony kształt, chociaż nieco mniej wyraźny (z szacunkowymi stosunkami b / = 0.76-0.88 i c / = 0.50-0.55), prawdopodobnie z powodu wyższej gęstości (około 1.757 - 1,965 g / cm 3 ).  

Możliwa planeta karłowata

Międzynarodowa Unia Astronomiczna nie został sklasyfikowany Varuna jako planeta karłowata i nie rozważyć możliwość przyjmowania ogólnie nowych planet karłowatych. Astronom Gonzalo Tancredi uważa Warunę za „prawdopodobnego kandydata” , zakładając, że ma ona gęstość większą lub równą gęstości wody ( 1  g / cm 3 ) niezbędnej do osiągnięcia równowagi hydrostatycznej w postaci elipsoidy Jacobiego. Jednak Tancredi nie wydał wyraźnej rekomendacji, aby zaakceptować ją jako planetę karłowatą. Amerykański astronom Michael Brown uważa Warunę za „wysoce prawdopodobną” planetę karłowatą , umieszczając ją tuż poniżej granicy, a obiekty „bliskie pewności”. Na podstawie najlepszego dopasowania Jacobim elipsoidalne modelu Varuny Lacerna i Jewitt Waruna Ocenia się, że ma niską gęstość 0,992  g / cm 3 , nieco poniżej kryterium minimalnej gęstości Tancreda'S. Mimo to założyli, że w ich modelu Waruna znajduje się w równowadze hydrostatycznej. Astronom William Grundy i jego koledzy zaproponowali, że ciemne obiekty transneptunii o niskiej gęstości, które mają rozmiar od 400 do 1000  km, są prawdopodobnie częściowo zróżnicowanymi obiektami pośrednimi o porowatym i skalistym składzie wewnętrznym. Podczas gdy wnętrza średnich OTN, takich jak Waruna, prawdopodobnie skurczyły się pod wpływem własnej grawitacji , ich powierzchnia nie uległaby ściśnięciu, więc Varuna może nie znajdować się w równowadze hydrostatycznej.

Pomiary termiczne

Obserwacje promieniowania cieplnego Waruny wykonane z ziemi w latach 2000-2005 dały szacunki dużych średnic w zakresie od 900 do 1060  km , co jest porównywalne z wielkością Ceres . W przeciwieństwie do szacunków dokonanych z ziemi, obserwacje termiczne wykonane z kosmosu za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera dostarczyły zakres zmniejszonych i mniejszych wartości, między 450 a 750  km . Ta różnica między szacunkami obserwacji naziemnych a szacunkami obserwacji z kosmosu jest w rzeczywistości spowodowana ograniczeniem długości fal obserwowanych z ziemi z powodu absorpcji spowodowanej przez atmosferę ziemską . Odległe obiekty transneptunii, takie jak Waruna, emitują samoistne promieniowanie cieplne na dłuższych falach ze względu na ich niskie temperatury, jednak przy takich długościach fal promieniowanie cieplne nie może przechodzić przez atmosferę ziemską, a obserwacje z ziemi mogą mierzyć jedynie niską emisję cieplną z Waruny w bliskiej podczerwieni i zakresy submilimetrowe , pogarszające dokładność pomiarów termicznych.

Obserwacja z kosmosu pozwala przezwyciężyć absorpcję wytwarzaną przez atmosferę ziemską, a tym samym umożliwia przeprowadzenie lepszych pomiarów termicznych w szerszym zakresie długości fal. Pierwsze pomiary przeprowadzone przez Spitzera w 2005 r. Zapewniły lepsze ograniczenie albedo Waruny, które wynosi zatem od 0,12 do 0,3, co odpowiada ograniczeniu o mniejszej średnicy, wynoszącej 400–750  km . Późniejsze pomiary Spitzera przy wielu zakresach długości fal (pasmach) w 2007 r. Dały szacunki średniej średnicy około ~ 502  km i ~ 621  km, w zależności od wykorzystania danych z pomiarów pojedynczego pasma lub odpowiednio dla dwóch pasm. Nowe wielopasmowe obserwacje termiczne przeprowadzone przez Kosmiczny Teleskop Herschela w 2013 r. Dały średnią średnicę 668+154
−86
 km , zgodnie z poprzednimi ograniczeniami dotyczącymi średnicy Waruny.

Zaciemnienia

Pierwsze próby obserwacji zakrycia gwiazd przez Varunę w 2005 i 2008 roku zakończyły się niepowodzeniem z powodu niepewności związanej z ruchem własnym Waruny, jak również złymi warunkami obserwacyjnymi. Następnie w 2010 roku zespół astronomów pod kierownictwem Bruno Sicardy zaobserwował z powodzeniem zakrycie w nocyz kilku regionów południowej Afryki i północno-wschodniej Brazylii . Chociaż obserwacje z Republiki Południowej Afryki i Namibii nie przyniosły pozytywnych wyników, obserwacje z Brazylii, szczególnie w São Luís w Maranhão , z powodzeniem wykryły zakrycie przez Varuna trwające 52,5 sekundy od gwiazdy o wielkości 11,1. Zakłócenie pozwoliło na określenie długości liny 1003 ± 9  km , stosunkowo dużej w porównaniu ze średnimi średnicami oszacowanymi na podstawie pomiarów termicznych. Ponieważ zakrycie nastąpiło w pobliżu maksymalnej jasności Waruny, oznacza to, że pokryło ono maksymalny widoczny obszar dla kształtu elipsoidalnego; innymi słowy, najdłuższa oś Waruny została zaobserwowana podczas zakrycia. São Luís znajdowało się również na ścieżce cienia Waruny, w pobliżu jego centralnej osi, co oznacza, że ​​długość liny była bliska maksymalnej mierzalnej długości podczas imprezy, ściśle ograniczając jej maksymalną średnicę równikową.

Wyniki tego samego zdarzenia obserwowanego z Camalaú w Paraiba , położonego około 450  km na południe (i według przewidywań na południowym krańcu cienia), wykazały zakrycie trwające 28 sekund, co odpowiada sznurze o długości około 535  km. znacznie dłużej niż oczekiwano. Jednak obserwacja w Quixadá , 255  km na południe od São Luís - między tym ostatnim a Camalaú - paradoksalnie dała wynik negatywny. Aby uwzględnić negatywne wyniki Quixadá, narzucono pozorne spłaszczenie Waruny przy minimalnej wartości około 0,56 (tj. Stosunek osi c / a  ≤ 0,44), co odpowiada rozmiarowi biegunowemu minimum 441,3  km , na podstawie dana długość liny 1003 ± 9  km . Wynikająca z tego dolna granica wielkości biegunowej Waruny jest w przybliżeniu równa dolnej granicy Lacerdy i Jewitta współczynnika c / a wynoszącego 0,45, który obliczono wcześniej w 2007 r. Przemówienie wygłoszone podczas jednej konferencji zorganizowanej przed uzyskaniem wyników Camalaú w pełni przeanalizowany wykazał, że „wyniki badań São Luís i Quixadá sugerują [red], że Varuna wymaga znacznie wydłużonego kształtu”.

Kolejne zakrycia w 2013 i 2014 roku spowodowały, że średnie średnice wyniosły odpowiednio 686  km i 670  km . Średnia średnica 678  km , obliczona na podstawie dwóch długości cięciwy wynikających z tych zakryć, wydaje się być zgodna z połączonymi pomiarami termicznymi Spitzera i Herschela wynoszącymi 668  km . Podczas gdy pozornej kurtozy Waruny nie można było określić na podstawie pojedynczego akordu uzyskanego podczas okultacji w 2014 roku, ten z 2013 roku dał dwa, pozwalając na obliczenie pozornej kurtozy około 0,29. Spłaszczenie nałożone dla cięciwy o długości 686 km w 2013 r.,  Ponieważ średnica Waruny odpowiada rozmiarowi biegunów około 487  km , co jest nieco zgodne z minimalnym rozmiarem polarnym podanym w 2010 r. Wynoszącym 441,3  km .

Widmo i powierzchnia

Widmo Varuny analizowano po raz pierwszy na początku 2001 roku z Near Infrared Camera spektrometr (NIC) w Telescopio Nazionale Galileo w Hiszpanii . Te obserwacje spektroskopowe w bliskiej podczerwieni ujawniły w ten sposób, że powierzchnia gwiazdy jest umiarkowanie czerwona i wykazuje czerwony gradient widmowy w zakresie długości fal od 0,9 do 1,8  μm . Widmo Waruny pokazuje również silne linie absorpcyjne przy długościach fal 1,5 i 2  μm , co wskazuje na obecność lodu wodnego na jego powierzchni.

Kolor czerwony VARUNA pochodzi od fotolizy w organicznych związków obecnych na powierzchni za pomocą promieniowania słonecznego i promieni kosmicznych . Na przykład oddziaływanie promieniowania na metan wytwarza toliny , o których wiadomo, że zmniejszają współczynnik odbicia jego powierzchni ( albedo ). Oczekuje się również, że jego widmo będzie pozbawione cech. W porównaniu z (38628) Huya , który zaobserwowano również w 2001 roku, Waruna wydaje się mniej czerwona i wykazuje linie absorpcyjne z lodu wodnego, co sugeruje, że powierzchnia Waruny jest stosunkowo nienaruszona i zachowała część swojego pierwotnego materiału na powierzchni. Pozorne zachowanie powierzchni Waruny mogło być wynikiem zderzeń, które wyniosły na powierzchnię lód słodkowodny, który wcześniej znajdował się pod warstwą tholinu.

Inne badanie widma Varuna w bliskiej podczerwieni w 2008 r. Dało widmo bez charakterystyk, ale z niebieskim gradientem widma, w przeciwieństwie do wyników uzyskanych w 2001 r. Widmo uzyskane w 2008 r. Nie dostarczyło żadnych wyraźnych wskazań na obecność lodu. jest również niespójna z wynikami z 2001 r. Różnica między tymi dwoma wynikami została zinterpretowana jako zmiana powierzchni Waruny, chociaż możliwość ta została następnie wykluczona w opublikowanym badaniu widma Waruny w 2014 r. Wyniki za 2014 r. są w rzeczywistości ściśle zgodne z wyniki uzyskane w 2001 roku, co oznacza, że ​​widmo bez charakterystyk uzyskanych w 2008 roku jest prawdopodobnie błędne.

Modele wyjaśniające widma Waruny sugerują, że jego powierzchnia jest najprawdopodobniej utworzona z mieszaniny bezpostaciowych krzemianów (25%), złożonych związków organicznych (35%), amorficznego węgla (15%) i lodu wodnego (25%), z możliwością lód metanowy obecny do 10%. Metan, lotny , mógł zostać wprowadzony po utworzeniu Waruny, ponieważ jego masa nie jest wystarczająca do zatrzymania lotnych związków na jego powierzchni. Wydarzenie, które miało miejsce w jego historii, takie jak uderzenie o wysokiej energii, prawdopodobnie wyjaśniłoby obecność metanu na jego powierzchni. Dodatkowe obserwacje widma Varuna w bliskiej podczerwieni zostały przeprowadzone przez NASA Infrared Telescope Facility w 2017 roku i zidentyfikowały linie absorpcyjne między 2,2 a 2,5  μm, które mogą być związane z obecnością etanu i etylenu , zgodnie z pierwszymi analizami. W przypadku obiektów średniej wielkości, takich jak Waruna, lotne związki, takie jak etan i etylen, są bardziej prawdopodobne, że zostaną zatrzymane niż substancje lotne lżejsze niż metan, zgodnie z teoriami lotnej retencji sformułowanymi przez astronomów Schallera i Browna w 2007 roku.

Jasność

Pozorna wielkość Varuny waha się pomiędzy 20 a 20,3. Połączone pomiary termiczne z teleskopów kosmicznych Spitzera i Herschela w 2013 roku dały mu wizualną wielkość absolutną ( H V ) 3,76, porównywalną z Ixion ( H V = 3,83), który jest obiektem pasa Kuipera pod względem wielkości. Waruna jest jednym z dwudziestu najjaśniejszych obiektów transneptunowych znanych z Centrum Małych Planet, co przypisuje mu jasność absolutną 3,6.

Powierzchnia Waruny jest ciemna, z albedo geometrycznym 0,127, które zostało zmierzone na podstawie obserwacji termicznych w 2013 roku. Jest podobna do powierzchni planety karłowatej Quaoar , której albedo geometryczne wynosi 0,109. Pierwotnie uważano, że Varuna ma znacznie niższe albedo. Obserwacje jego emisji cieplnej z ziemi w latach 2000-2005 rzeczywiście dostarczyły szacunków albedo między 0,04 a 0,07, czyli około ośmiokrotnie ciemniej niż albedo Plutona . Późniejsze pomiary termiczne Waruny przez teleskopy kosmiczne obaliły jednak te wczesne pomiary albedo. Zatem Spitzer zmierzył wyższe albedo geometryczne 0,116, podczas gdy późniejsze połączone pomiary Spitzera i Herschela w 2013 r. Oszacowały albedo geometryczne 0,127.

Obserwacje fotometryczne prowadzono w 2004 i 2005 roku w celu zaobserwowania zmian krzywej blasku Varuna, które wynikałyby z przeciwstawnych efektów , które pojawiają się, gdy kąt fazowy zbliża się do 0 ° podczas opozycji . Pokazały one, że amplituda krzywej jasności Waruny zmniejszyła się o 0,2 magnitudo w porównaniu z jej średnią amplitudą 0,42 magnitudo. Wykazali również wzrost asymetrii krzywej blasku Varuny w pobliżu opozycji, wskazując na zmiany w jego właściwościach rozpraszania na jego powierzchni. Przeciwstawny efekt Waruny różni się od tego, który występuje wśród ciemnych asteroid , który stopniowo staje się coraz bardziej wyraźny w pobliżu ich opozycji, co kontrastuje z efektem Waruny, który jest wąski i gdzie amplituda jego krzywej światła zmienia się gwałtownie w zakresie kąta fazowego 0,5 ° . Przeciwstawne efekty innych ciał Układu Słonecznego o umiarkowanych albedo zachowują się w sposób podobny do tego z Waruny, co już pośrednio sugerowało, że Waruna może mieć wyższe albedo niż proponowane w szacunkach z połowy 2000 roku.

Struktura wewnętrzna

Waruna ma szacunkową gęstość nasypową 0,992  g / cm 3 , czyli niewiele mniej niż woda ( 1  g / cm 3 ). Jego niska gęstość wynika prawdopodobnie z porowatej struktury wewnętrznej, na którą składa się prawie równoważna mieszanina lodu wodnego i skał. Aby wyjaśnić jego porowatą strukturę wewnętrzną i skład, Lacerda i Jewitt zasugerowali, że Waruna może mieć ziarnistą strukturę wewnętrzną . Uważa się, że jest wynikiem pęknięć powstałych w wyniku kolizji w przeszłości, prawdopodobnie odpowiedzialnych za jego dużą prędkość obrotową. Inne obiekty, takie jak księżyce Saturna, Tetydy i Japeta, są również znane z niskiej gęstości w połączeniu z porowatą strukturą wewnętrzną i składem zdominowanym przez lód wodny i skały. William Grundy i jego współpracownicy zaproponowali, że ciemne obiekty transneptunii o niskiej gęstości, które mają w przybliżeniu od 400 do 1000  km, wyznaczają przejście między małymi ciałami porowatymi (a zatem o małej gęstości) a ciałami planetarnymi. Większymi, jaśniejszymi i zróżnicowanymi geologicznie ( jak planety karłowate). Tak więc wewnętrzna struktura OTN o niskiej gęstości, takich jak Waruna, jest tylko częściowo zróżnicowana, ponieważ jej skaliste obszary wewnętrzne nie osiągnęły wystarczającej temperatury, aby zainicjować częściową fuzję i skompresować się , tak że ich porowatość zostanie zmniejszona. Zatem większość OTN średniej wielkości pozostawała porowata wewnątrz, co wyjaśnia ich niską gęstość. W tym przypadku Varuna może nie znajdować się w równowadze hydrostatycznej.

Orbita i klasyfikacja

Polarny i ekliptyczny widok orbit Waruny (niebieski), Plutona (czerwony) i Neptuna (biały). Orbitalne nachylenia Waruny i Plutona, jak pokazano w widoku ekliptyki, są szczególnie podobne. Obraz po prawej przedstawia orbity kilku innych dużych obiektów Pasa Kuipera, w tym Plutona.

Varuna krąży wokół Słońca w średniej odległości 42,8  jednostek astronomicznych  (6402 794 400  km ) , a ukończenie orbity zajmuje 280 ziemskich lat. Ten ostatni, z mimośrodem 0,054, jest quasi-kołowy. Odległość Waruny od Słońca nieco się jednak różni i dlatego wynosi od 40,5 jarda do peryhelium (najbliższa odległość) do 45,1 jury w aphelium (najdalsza odległość). Jego orbita jest nachylona pod kątem 17  stopni w stosunku do ekliptyki , co jest podobne do nachylenia orbity Plutona . Gwiazda minęła peryhelium w 1928 roku i obecnie oddala się od Słońca, zbliżając się do swojego aphelium, do którego dotrze w 2071 roku.

Dzięki prawie kołowej orbicie między 40 a 50 AU, Varuna jest klasyfikowana jako klasyczny obiekt Pasa Kuipera (lub cubewano). Jego półoś wielka o długości 42,8 AU jest podobna do osi innych dużych kubewanów, takich jak Quaoar (z a = 43,7 AU) i Makemake (a = 45,6 AU), chociaż inne parametry jego orbity, takie jak nachylenie, znacznie się różnią. Waruna należy do klasy „  dynamicznie gorących  ” klasycznych obiektów pasa Kuipera, co oznacza, że ​​ma nachylenie orbity większe niż 4 ° , to znaczy poza maksymalne nachylenie, narzucone „dynamicznie zimnym” członkom cubewanos. Jako cubewano, Varuna nie znajduje się w orbitalnym rezonansie z Neptunem, a także jest wolna od jakichkolwiek znaczących zakłóceń ze strony gigantycznej planety. Minimalna możliwa odległość Waruny ( DMIO ) od Neptuna to 12,04 AU.

Możliwy satelita

Fotometryczne obserwacje krzywej jasności Waruny, przeprowadzone przez Valenzuelę i współpracowników w 2019 r., Wskazują, że potencjalny satelita może krążyć wokół Waruny w niewielkiej odległości. Korzystając z metody analizy Fouriera, która łączy cztery różne krzywe blasku, które uzyskali w 2019 r., Uzyskali całkowitą krzywą amplitudy o niższej jakości, ale z większą ilością reszt . Ich wyniki wskazują, że krzywa jasności Varuny podlega subtelnej zmianie w czasie. Namierzyli pozostałości w periodogramie Lomb  (in) i wyprowadzili okres orbity 11,981 9:00 dla możliwego satelity, którego jasność zmienia się o 0,04 magnitudo podczas jego orbity. Zakładając, że gęstość Waruny wynosi 1,1  g / cm 3, a jej satelita obraca się synchronicznie , zespół szacuje, że okrążałby on odległość 1300–2000  km , czyli nieco powyżej granicy Roche de Varuna (która wynosi około 1000  km ). Z powodu tak bliskiej odległości nie jest jeszcze możliwe odróżnienie satelity od teleskopów kosmicznych, takich jak Kosmiczny Teleskop Hubble'a , biorąc pod uwagę, że odległość kątowa między Waruną a jej księżycem jest mniejsza niż obecna rozdzielczość teleskopów kosmicznych. Chociaż bezpośrednie obserwacje nie są więc jeszcze możliwe, równik Waruny jest oglądany bezpośrednio z boku, co sugeruje, że wzajemne zaćmienia między Waruną a jej satelitą mogą wystąpić w przyszłości.

Badanie

Planetolog Amanda Zangari obliczyli, że misja przelot do Waruna wymagają nieco ponad 12 lat, aby dostać się za pomocą grawitacji pomoc od Jowisza , z datą rozpoczęcia w 2035 lub 2038. ścieżek alternatywnych, korzystając z pomocy grawitacyjnego Jowisza, Saturna i Urana zostały również zbadane. Trajektoria wykorzystująca grawitacyjne wspomaganie Jowisza i Urana może zająć nieco ponad 13 lat, z datą startu w 2034 lub 2037 r., Podczas gdy trajektoria wykorzystująca grawitacyjne wspomaganie Saturna i Urana zajęłaby mniej niż 18 lat, ale odlecieć wcześniej, w 2025 lub 2029 roku. Waruna znajdowałaby się około 45 jednostek astronomicznych od Słońca, gdy sonda pojawiła się przed 2050 rokiem, niezależnie od użytej trajektorii.

Załączniki

Bibliografia

Link zewnętrzny

Uwagi i odniesienia

Uwagi

  1. średniej średnicy ~ 678  km wynika z obliczenia średniej średnicy ciągów zakryć 2013 i 2014, wynoszącą około 686  km i ~ 670  km , odpowiednio
  2. Obliczono na podstawie średnicy uzyskanej za pomocą teleskopów Spitzera i Herschela o długości 668  km (promień 334  km ) i gęstości 0,992  g / cm 3 . Zakładając, że Waruna ma kształt kulisty, promień 334  km daje objętość w przybliżeniu 1,548 × 10 20  km3. Pomnożenie jego objętości przez gęstość 0,992  g / cm 3 daje przybliżoną masę 1,55 × 10 20  kg .
  3. Podane wartości rektascensji i deklinacji charakteryzują pozycję Waruny w geocentrycznym równikowym układzie współrzędnych . Rektascensja to odległość kątowa na wschód od równika niebieskiego od punktu wiosennego ( równonoc marcowa ), natomiast deklinacja to odległość kątowa prostopadła lub pionowa do równika niebieskiego
  4. Biegun północny Waruny skierowany jest w kierunku α = 54 ° i δ = -65 ° , co oznacza, że ​​prawostronne wzniesienie bieguna jest skierowane prawie prostopadle do punktu wiosennego (co daje widok z przodu równika Waruny), a ujemna deklinacja wskazuje że biegun północny Waruny jest skierowany w dół, 65 ° na południe od równika niebieskiego.
  5. Wymiary Hauméi wynoszą 2322 × 1704 × 1026  km , przy czym 2322  km odpowiada największej osi głównej. Dla porównania najdłuższa główna oś Waruny jest warta 1003  km , czyli mniej niż połowę tej z Hauméa. W rzeczywistości, główna oś biegunowa Hauméa o długości 1026  km jest również ponad dwukrotnie większa niż w Warunie, która ma główną oś biegunową 400-500  km , na podstawie wartości jej pozornego spłaszczenia, które uzyskano podczas zakrycia w 2010 roku i 2013.
  6. Rozmiar biegunowy oblicza się mnożąc cięciwę 1003 ± 9  km przez współczynnik c / a 0,44, sam obliczony z 1 - 0,56, co jest maksymalną kurtoozą nałożoną przez Bragę-Ribasa i in. w 2014r.
  7. Rozmiar biegunowy oblicza się mnożąc 686 km liny z 2013 r. Przez  współczynnik c / a 0,71, sam obliczony ze środków spłaszczenia 1 do 0,29 narzuconych przez Braga-Ribas et al. w 2014r.

Bibliografia

  1. (en) JPL Small-Body Database Browser: 20000 Varuna ( 2000 WR 106 )  " , Jet Propulsion Laboratory ( obejrzano 12 września 2019 r. )
  2. (w) Brian G. Marsden , „  MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (. 2009 AUG 17.0 TT)  ” on Minor Planet Electronic Circular , Międzynarodowa Unia Astronomiczna ,(dostęp 16 września 2009 )
  3. (en) MW Buie , „  Orbit Fit and Astrometric record for 20000  ” , Southwest Research Institute ,(dostęp 19 września 2008 )
  4. (en) (20000) Varuna = 2000 WR 106 Orbit  " , IAU Minor Planet Center (dostęp 12 września 2019 r. )
  5. (en) Wm. Robert Johnston , „  TNO / Centaur diameters, albedos, and densities  ” ,(dostęp 14 września 2019 )
  6. (en) E. Lellouch i in. , „  Emisja termiczna centaurów i obiektów trans-neptunowych na falach milimetrowych z obserwacji ALMA  ” , 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 i in. , „  „ TNO są fajne ”: przegląd regionu trans-Neptunowego. IX. Właściwości termiczne obiektów z pasa Kuipera i centaurów z połączonych obserwacji Herschela i Spitzera  ” , Astronomy & Astrophysics , tom.  557,, A60 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322047 , Bibcode  2013A & A ... 557A..60L )
  8. (w) P. Lacerda D. Jewitt , gęstość układu słonecznego przedmioty z ich obracaniem krzywej zmian blasku  " , 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 , odczyt online , dostęp 28 września 2019 )
  10. (en) Irina N. Belskaya i in. , „  Zaktualizowana taksonomia obiektów trans-neptunowych i centaurów: Wpływ albedo  ” , Icarus , t.  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) (dostęp 18 października 2019 )
  12. (en) „  Spacewatch Discovery of Minor Planet 2000 WR 106  ” , w Lunar & Planetary Laboratory , University of Arizona ,(dostęp 21 listopada 2019 )
  13. (en) „  Minor Planet” Found in Obscure Corner of Northern Milky Way  ” , w The New York Times ,(dostęp 15 września 2019 )
  14. (w) Brian G. Marsden , MPEC 2000-X02: 2000 WR 106  " on Minor Planet Electronic Circular , Międzynarodowa Unia Astronomiczna ,( Bibcode  2000MPEC .... X ... 02M , dostęp 16 września 2019 )
  15. (w) „  New- And Old-Style Minor Planet Designations  ” , Minor Planet Center (dostęp 15 września 2019 )
  16. (en) Andrea Boattini , Waruna, bogini nieba i ziemi  " , na Tumbling Stone'a , Spaceguard (dostęp 15 września 2019 )
  17. (en) David C. Jewitt i 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  " , na Minor Planet Circular , Międzynarodowa Unia Astronomiczna ,(dostęp 4 lipca 2010 )
  19. (en) RPP 42368  " , w Minor Planet Circular , Międzynarodowej Unii Astronomicznej ,(dostęp 17 września 2019 )
  20. (w) Hermann Oldenberg , Religia Wed , Motilal Banarsidass,, 359  str. ( ISBN  978-81-208-0392-3 , czytaj online ) , str.  104
  21. (w) Doris Srinivasan , Wiele głów, ramion i oczu: pochodzenie, znaczenie i forma różnorodności w sztuce indyjskiej , Leiden / New York / Köln, Brill Academic,, 48–49  s. ( ISBN  90-04-10758-4 , czytaj online )
  22. (i) Daniel MY zielony , „  IAUC 7583: 2001U; 2001R; 2001S; (20000) 2000 WR_106  ” , w Central Bureau for Astronomical Telegrams , International Astronomical Union ,( Bibcode  2001IAUC.7583 .... 4F , przeglądano 19 września 2019 r. ) ,S.  4
  23. (en) Estela Fernández-Valenzuela et al. , „  Zmieniająca się amplituda krzywej świetlnej rotacyjnej Waruny i dowody na obecność satelity w pobliżu  ” , The Astrophysical Journal Letters , vol.  883 n o  1,( DOI  10.3847 / 2041-8213 / ab40c2 , arXiv  1909.04698 , czytaj online )
  24. (en) TL Farnham (27 listopada 2001). „  Badania rotacji i koloru centaurów, KBO i komet  ” na 33. spotkaniu DPS 33 , American Astronomical Society. Dostęp 19 września 2019 r. 
  25. (en) D. Jewitt , H. Aussel i 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. (i) E. Lellouch i in. , „  Skoordynowane termiczne i optyczne obserwacje obiektu Trans-Neptunian (20000) Varuna from 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. (w) „  Niebiański równikowy układ współrzędnych  ” na astro.unl.edu , University of Nebraska-Lincoln (dostęp 21 września 2019 )
  28. (en) A. Doressoundiram i in. , „  Rozkład kolorów w pasie Edgewortha-Kuipera  ” , 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 i 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. (w) JA Stansberry i in. (Sierpień 2005) „Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects” na 37. spotkaniu DPS 37 , American Astronomical Society. 
  31. (w) DP Cruikshank , MA Barucci , JP Emery , YR Fernandez , WM Grundy , KS Noll i JA Stansberry , protostars and Planets V , Tucson / Houston, University of Arizona Press,, 879–893  s. ( ISBN  978-0-8165-2755-7 , czytaj online ) , „Fizyczne właściwości obiektów transneptunii”
  32. (en) John Stansberry , Will Grundy , Mike Brown , Dale Cruikshank , John Spencer , David Trilling i 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 , czytaj online ) , „Fizyczne właściwości pasów Kuipera i obiektów centaurów : ograniczenia z teleskopu kosmicznego Spitzera”
  33. (en) Bruno Sicardy i in. (Październik 2010) „  The 2010, 19 lutego 2010 r. Gwiezdna okultacja przez Varunę  ” na 42. spotkaniu DPS 42 , American Astronomical Society. Dostęp 12 listopada 2010. 
  34. (en) F. Braga-Ribas i in. (Październik 2014) „  Gwiezdne zakrycia przez obiekty transneptuńskie i centaury: wyniki z ponad 10 zaobserwowanych wydarzeń  ” 44 : 3 s. 
  35. (w) JL Ortiz i in. , „  Rozmiar, kształt, gęstość i pierścień planety karłowatej Haumea z zakrycia gwiazd  ” , Nature , vol.  550 n O  7675,, s.  219–223 ( PMID  29022593 , DOI  10.1038 / nature24051 , Bibcode  2017Natur.550..219O , hdl  10045/70230 )
  36. (w) David L. Rabinowitz i in. , „  Obserwacje fotometryczne ograniczające rozmiar, kształt i albedo z 2003 EL 61 , szybko obracający się obiekt wielkości plutona w pasie Kuipera  ” , The Astrophysical Journal , vol.  639, N O  2, s.  1238–1251 ( DOI  10.1086 / 499575 , Bibcode  2006ApJ ... 639.1238R , arXiv  astro-ph / 0509401 )
  37. (w) „  Zgromadzenie Ogólne IAU 2006: Wynik głosowania nad rezolucją IAU  ” , międzynarodowa Unia Astronomiczna (Komunikat prasowy - IAU0603)(dostęp 2 października 2019 )
  38. (w) G. Tancredi i S. Favre , „  Jakie są karły w Układzie Słonecznym  » , Asteroidy, komety, meteory,(dostęp 23 września 2011 )
  39. (en) Gonzalo Tancredi , „  Fizyczne i dynamiczne właściwości lodowych„ planet karłowatych ”(plutonidów)  ” , Proceedings of the International Astronomical Union , vol.  5, n O  S263,, s.  173–185 ( DOI  10.1017 / S1743921310001717 , Bibcode  2010IAUS..263..173T , czytaj online )
  40. (w) Michael E. Brown , „  Ile planet karłowatych znajduje się w zewnętrznym Układzie Słonecznym (aktualizowane codziennie)  ” , California Institute of Technology,(dostęp 14 września 2019 )
  41. (i) WM Grundy i in. , „  The Mutual Orbit, Mass, and Density of Transneptunian Binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ( (229762) 2007 UK 126 )  ” , Icarus ,( DOI  10.1016 / j.icarus.2018.12.037 , czytaj online )
  42. (en) David Jewitt , „  1000 KBOS km Scale  ” , w www2.ess.ucla.edu ,(dostęp 27 września 2019 )
  43. (w) Michael Richmond , „  Analysis of possible, by okultation (20000) Varuna on Dec 31, 2005  ” on spiff.rit.edu ,(dostęp 28 września 2019 )
  44. (w) MJ Person , „Attempted Varuna Observations” (wersja z 22 czerwca 2010 w Internet Archive ) , w MIT Planetary Astronomy Lab ,
  45. (en) Strona przewidująca okultyzm dla 20000 Waruny  " [ archiwum z] , w Planetary Astronomy Lab , Massachusetts Institute of Technology (dostęp 11 sierpnia 2019 )
  46. (pt) RELATÓRIO FINAL OCULTAÇÃO DA ESTRELA UCAC2 41014042 PELO ASTEROIDE VARUNA  " [ archiwum] (dostęp 18 września 2010 )
  47. (en) Sendai Uchukan, „  (20000) Waruna to 2013.1.8  ” ,(dostęp 13 listopada 2019 )
  48. (w) N. Ligier , „  Kończyna Waruny z (x, y) ~ (7050, -3230)  ” w projekcie ERC Lucky Star ,(dostęp 25 października 2019 )
  49. (en) J. Licandro , E. Oliva i M. di Martino , „  NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106  ” , Astronomy & Astrophysics , tom.  373 n O  3,, s.  29–32L ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010758 , Bibcode  2001A & A ... 373L..29L , arXiv  astro-ph / 0105434 )
  50. (w) KM Barkume , ME Brown i EL Schaller , „  Widma bliskiej podczerwieni obiektów i centaurów z pasa Kuipera  ” , The 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 i in. , „  Rotationally-resolved spectroscopy of (20000) Varuna in the near-Infrared  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  562,, A85 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201322251 , Bibcode  2014A & A ... 562A..85L , arXiv  1401.5962 )
  52. (w) Bryan J. Holler i in. (Październik 2017) „Produkty uboczne radiolizy na powierzchni obiektu z pasem Kuipera (20000) Waruna” na 49. spotkaniu DPS , Amerykańskie Towarzystwo Astronomiczne. 
  53. (w) EL Schaller i 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 efhemeris  " , na ssp.imcce.fr , Institute of niebiańskich mechaniki i obliczania efemeryd (dostęp 19 listopada 2019 ) . Wpisz, a następnie wybierz „Waruna” w polu „Ciało układu słonecznego”, a następnie wybierz 365 dat (dni) w polu „Okres”. Pozorna wielkość odpowiada kolumnie „m v mag”.
  55. (w) „  List Of Trans-Neptunian Objects  ” na Minor Planet Center (dostęp 24 września 2019 )
  56. (en) F. Braga-Ribas i in. , „  The Size, Shape, Albedo, Density, and Atmospheric Limit of Transneptunian Object (50000) Quaoar from Multi-chord 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. (w) Daniel WE Green , CUAI 7554: 2000 WR_106; 2001A; Poss. N IN Pup  ” , w Central Bureau for Astronomical Telegrams , International Astronomical Union ,(dostęp 22 września 2019 )
  58. (en) IN Belskaya et al. , „  Efekty niskiego kąta fazowego w fotometrii obiektów trans-neptunowych: 20000 Varuna i 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 , czytaj online )
  59. (w) HORIZONS Web-Interface  " , Jet Propulsion Laboratory (dostęp: 14 września 2019 )
  60. (w) JPL Small-Body Database Browser: 50000 Quaoar ( 2002 LM 60 )  " , Jet Propulsion Laboratory (dostęp 14 września 2019 )
  61. (w) „  JPL Small-Body Database Browser: 136472 Makemake ( 2005 FY 9 )  ” , the Jet Propulsion Laboratory (dostęp 14 września 2019 )
  62. (w) Audrey Delsanti i David Jewitt , The Solar System Beyond The Planets , Institute for Astronomy, University of Hawaii,( Bibcode  2006ssu..book..267D , czytaj online )
  63. (w) Amanda M. Zangari i in. , „  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 )

Inne projekty

Mamy nadzieję, że informacje, które zgromadziliśmy na temat (20000) Waruna, były dla Ciebie przydatne. Jeśli tak, nie zapomnij polecić nas swoim przyjaciołom i rodzinie oraz pamiętaj, że zawsze możesz się z nami skontaktować, jeśli będziesz nas potrzebować. Jeśli mimo naszych starań uznasz, że informacje podane na temat _title nie są całkowicie poprawne lub że powinniśmy coś dodać lub poprawić, będziemy wdzięczni za poinformowanie nas o tym. Dostarczanie najlepszych i najbardziej wyczerpujących informacji na temat (20000) Waruna i każdego innego tematu jest istotą tej strony internetowej; kierujemy się tym samym duchem, który inspirował twórców Encyclopedia Project, i z tego powodu mamy nadzieję, że to, co znalazłeś o (20000) Waruna na tej stronie pomogło Ci poszerzyć swoją wiedzę.

Opiniones de nuestros usuarios

Norbert Wolski

Ładny artykuł z _zmienna.

Greg Konieczna

Mój tata rzucił mi wyzwanie, abym odrobił pracę domową bez używania czegokolwiek z Wikipedii. Powiedziałem mu, że mogę to zrobić, przeszukując wiele innych witryn. Na szczęście znalazłem tę witrynę, a ten artykuł o zmiennej (20000) Waruna pomógł mi odrobić pracę domową. wpadłem w pokusę pójścia na Wikipedię, bo nie mogłem znaleźć nic o zmiennej _, ale na szczęście znalazłem ją tutaj, bo wtedy mój tata sprawdził historię przeglądania, żeby zobaczyć, gdzie był. przejdź do Wikipedii? Mam szczęście, że znalazłem tę stronę i artykuł o (20000) Waruna tutaj. Dlatego daję ci moje pięć gwiazdek.

Sylwia Tomaszewski

Wreszcie! W dzisiejszych czasach wydaje się, że jeśli nie piszą artykułów składających się z dziesięciu tysięcy słów, to nie są szczęśliwi. Panowie autorzy treści, to TAK to dobry artykuł o (20000) Waruna.

Tadeusz Przybysz

To dobry artykuł dotyczący (20000) Waruna. Podaje niezbędne informacje, bez ekscesów.