Fél-fő tengely ( 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 ) |
Különcség ( e ) | 0,05413 |
Forradalmi időszak ( P rev ) |
102 138 j (279,83 a ) |
Átlagos keringési sebesség ( v orb ) | 4,53 km / s |
Döntés ( i ) | 17,220 ° |
Az emelkedő csomópont hosszúsága ( Ω ) | 97,369 ° |
Perihelion-argumentum ( ω ) | Olvadáspont: 262,875 ° |
Átlagos anomália ( M 0 ) | 117,224 ° |
Kategória |
OTN : cubewano szétszórt tárgyak lemeze |
Ismert műholdak | 0 |
DMIO Neptunusz | 12 040 ua |
Weaver paraméter (T Jup ) | 5.591 |
Méretek |
~ 678 km (számítva) 654+154 −102 km 668+154 −86 km |
---|---|
Tömeg ( m ) | ~ 1,55 × 10 20 kg |
Sűrűség ( ρ ) |
992+86 −15 kg / m 3 |
Egyenlítői gravitáció a felszínen ( g ) | 0,15 m / s 2 |
Kioldási sebesség ( v lib ) | 0,39 km / s |
Forgási periódus ( P rot ) |
0,26431 d (6,343572 ± 0,000006 óra ) |
Spektrális osztályozás |
IR (mérsékelten piros) B - V = 0,88 ± 0,02 V - R = 0,62 ± 0,01 V - I = 1,24 ± 0,01 |
Abszolút nagyság ( H ) |
3,760 ± 0,035, 3,6 |
Albedo ( A ) |
0.1270,04 -0,042( geometriai albedó ) |
Hőmérséklet ( T ) | ~ 59 K |
A legrégebbi felfedezés előtti megfigyelés | 1954. november 24 |
---|---|
Keltezett | 2000. november 28 |
Felfedezte |
Robert S. McMillan Spacewatch |
Elhelyezkedés | Kitt Peak |
Valaki után elnevezve | Varuna |
Kijelölés | 2000 WR 106 |
(20000) A Varuna , a 2000 WR 106 ideiglenes megnevezéssel , mintegy 700 kilométer átmérőjű, hatalmas transzneptunikus objektum és egy potenciális törpebolygó a Kuiper-övben . -Ben fedezték fel2000. novemberRobert McMillan amerikai csillagász egy Spacewatch felmérés során a Kitt Peak Obszervatóriumban . Nevét Varuna hindu istenségről kapta , aki az egyik legősibb istenség, amelyet a védikus szövegek említenek .
A Varuna fénygörbe azt jelzi, hogy Jacobi (fr) ellipszoidja, hosszú alakja a gyors forgása miatt van. Varuna felülete közepesen piros színű , a komplex szerves vegyületek jelenléte miatt . A jeges víz is jelen van a felszínén, és úgy vélik, hogy már szembe a múltban ütközések hogy is lehet az oka a gyors forgás. Bár Varuna környékén nem találtak vagy közvetlenül képeztek természetes műholdat , a fénygörbéjének variációinak elemzése 2019-ben egy lehetséges műhold jelenlétére utal a csillag közelében lévő pályán.
Varunát Robert McMillan amerikai csillagász fedezte fel a 0,9 méteres Spacewatch teleszkóp segítségével a2000. november 28. Ezt a Spacewtach-felmérést McMillan készítette a Kitt Peak Obszervatóriumban , Tucson közelében , Arizona , Egyesült Államok . Felfedezésének idején Varuna egy közepesen sűrű csillagmezőn belül helyezkedett el, északra, azonban nem messze a galaktikus egyenlítőtől . Bár Varunát nem ismerte fel McMillan valós idejű rendszerszoftvere , sikerült azonosítania annak lassú mozgását a háttérben lévő csillagok között azzal, hogy manuálisan összehasonlította ugyanannak a régiónak a többszörös szkennelését a pislogás módszerével . A következő éjszakákon Varunát Jeffrey Larsen csillagász figyelte meg, aki McMillant helyettesítette a megfigyelő forgatásában, hogy megerősítse az objektumot. A két csillagász összesen tizenkét megfigyelést végzett Varunáról, amely három éjszakán át tartott.
Varuna felfedezéséről hivatalosan elektronikus körlevélben jelentették be a Minor Planets Center -t1 st december 2000. Az ideiglenes 2000 WR 106 jelölést kapta, amely a felfedezés évét jelöli, a "W" betű azt jelzi, hogy felfedezésére november második felében került sor. Az „R” betű, valamint a „ 106 ” index azt jelzi, hogy Varuna az 2667 edik objektum figyelhető meg a november második felében. Felfedezésének idején úgy vélték, hogy a Varuna a Naprendszer egyik legmasszívabb és legfényesebb kisbolygója , mivel egy ilyen távoli objektumnak viszonylag magas látszólagos nagysága 20, ami azt jelenti, hogy kb. a Plútó méretét, és hogy méreteiben összehasonlítható lett volna a törpe Ceres bolygóval , amely első volt.
A bejelentés után a felfedezés, pre- felfedezése képeket Varuna talált német csillagász Andre Knöfel és Reiner Stoss a Palomar Obszervatórium . Különösen a felfedezés előtti, 1955-ben a Big Schmidt-teleszkóppal készített kép azt mutatta, hogy a Varuna az extrapolált helyzetétől három fokos távolságra helyezkedik el, a kb.2000. december. Varuna legrégebbi, előre felfedezett képe készült1954. november 24. Ezek a képek, kiegészítve Japán, Hawaii és Arizona megfigyeléseivel, lehetővé tették a csillagászok számára, hogy finomítsák pályáját és meghatározzák Varuna helyes besorolását.
Ban ben 2001. január, a Kisbolygó Központ Varunának rendelte a 20 000-es számú kisbolygót , mivel pályája a felfedezés előtti képeknek és az azt követő megfigyeléseknek köszönhetően most már jól meghatározható volt. A "20000" számot különösen azért választották, hogy kiemelje Varuna nagy méretét, mivel abban az időpontban valóban ez volt a legnagyobb ismert klasszikus Kuiper-öv tárgy , és mivel azt gondolták, hogy olyan magas, mint Ceres. A szám 20000 is választottuk, hogy jelképesen megemlékezzenek a 200 th éves a felfedezése Ceres tartott véletlenül januárjában, mint amikor Varuna számláltatott.
Varuna neve a Varuna hindu istenségből származik , és a Nemzetközi Csillagászati Unió (IAU) által elfogadott elnevezési egyezményt követi, amely kimondja, hogy a Kuiper-öv tárgyait, amelyek nincsenek nagy rezonanciában a Neptunussal, a teremtési istenségekről nevezik el. Nevét egy indiai koreográfus, Mrinalini Sarabhai javasolta , és az UAI jóváhagyta2001. március. Varuna az egyik legrégebbi védikus istenség a hindi irodalomban , mivel különösen a Rig-Veda első himnuszaiból említik . A hindi irodalomban Varuna létrehozta és uralta a paradicsom vizeit és az óceánt, amely bizonyos szempontból közelebb hozza Poszeidonhoz / Neptunuszhoz. Varuna az istenek, az emberek és az univerzum királya, és korlátlan ismeretekkel rendelkezik.
A Varuna gyors , körülbelül 6,34 órás forgási periódussal rendelkezik , amelyet a csillag forgása által létrehozott fénygörbe kettős csúcsaként értelmezünk . Varuna forgását először ben mérte meg2001. januárTony Farnham csillagász a McDonald Obszervatóriumban 2,1 méteres távcsövével, a távoli tárgyak forgásának és színének tanulmányozása során. A fotometriai CCD Varuna fénygörbe kiderült, hogy azt mutatta, a nagy variációk világosságát amplitúdója körülbelül 0,5 nagyságának és egy időtartam alatt egy egyetlen csúcs 3,17 óra. Varuna mért rotációs fénygörbéje két félreérthető 3,17 és 6,34 órás forgási periódust adott az egycsúcsos és a kettőscsúcsos értelmezéshez. Más lehetséges 2,79 és 3,66 órás rotációs periódusokat, amelyeket akkor sem lehetett kizárni, szintén Farnham kapott.
A Varuna fénygörbe egyetlen csúcsként (3,17 óra ) történő értelmezése azt feltételezné, hogy gömb alakú lenne, és hogy a felületén olyan albedo képződmények lennének, amelyek a fényváltozások eredetéhez vezetnének. Azonban ez az értelmezés azt jelentené, ha az érvényes, hogy Varuna kellene sűrűbb, mint 1 g / cm 3 (nagyjából a víz sűrűsége), tekintettel arra, hogy ebben az időszakban a forgatás nagyobb, mint a kritikus fordulatszám (a) körülbelül 3,3 óra olyan test esetében, amelynek sűrűsége 1 g / cm 3 , amelyen túl szétesik. Egy kettős csúcs oldatot a Varuna forgó fénygörbe (6,34 h ) azt feltételezik, hogy Varuna van egy hosszúkás ellipszoid alakú, egy a / b tengely arány 1,5-1,6. Varuna rotációs fénygörbéjét David Jewitt és Scott Sheppard csillagászok tanulmányozták tovább 2001 februárjában és áprilisában. Arra a következtetésre jutottak, hogy a Varuna fénygörbéjének kettős csúcsértelmezése a legmegbízhatóbb megoldás. Varuna színváltozatának hiánya miatt látható spektrum a forgása során.
Varuna fénygörbéjének korábbi fotometriai megfigyeléseinek vizsgálata azt mutatta, hogy fénygörbéjének amplitúdója 2001 és 2019 között körülbelül 0,13 magnitúdóval nőtt. Ezt a növekedést Varuna ellipszoid alakjának, forgásának és változó fázisszögének együttes hatása magyarázza . A geometriai modell figyelembe véve a változás a amplitúdójának Varuna előírt több lehetséges megoldás, hogy a tájékozódás a pólusok a forgatás, a legjobb megoldás, amely elfogadja a forgástengely a rektaszcenzió 54 °, és egy elhajlás a -65 °. Varuna legjobb poláris orientációja azt jelenti, hogy szinte oldalirányban látható, ahol az egyenlítője szinte közvetlenül a Föld felé néz.
Úgy tűnik, Varuna gyors forgását olyan zavaró ütközések okozták, amelyek felgyorsították forgását a Naprendszer kialakulása során . A transzneptuniai régió jelenlegi ütközési aránya nagyon alacsony; azonban a Naprendszer kialakulása során gyakoribbak voltak. Jewitt és Sheppard ugyanakkor kiszámította, hogy a nagy transzneptunionos objektumok (OTN) közötti zavaró ütközések aránya a Naprendszer kialakulása alatt is rendkívül alacsony maradt, ami nincs összhangban a bináris vagy gyorsan forgó OTN-ek sokaságával. pontosan olyan ütközések következményei. Ezen OTN-ek bőségének megmagyarázása érdekében az OTN-ek közötti ütközési aránynak valószínűleg növekednie kellett a Neptunusz naprendszerből való kivándorlását követően , ami aztán megzavarta az OTN-ek pályáját és megnövelte a frekvenciát. Varuna gyors forgása.
Év | Átmérő (km) | Módszer | Ref |
---|---|---|---|
2000 | 900+129 −145 |
termikus | |
2002 | 1,060+180 −220 |
termikus | |
2002 | ~ 788 | jobb albedo- beállítás |
|
2005 | 936+238 −324 |
termikus | |
2005 | 600 ± 150 | termikus | |
2005 | 586+129 −190 |
termikus | |
2007 | 502+64,0 −69,5 vagy 412,3 ~ 718,2 vagy ≤744,1 |
termikus (Spitzer-szalag 1) |
|
2007 | > 621+178,1 −139,1 |
termikus (Spitzer-szalag 2) |
|
2010 | 1 003 ± 9 (csak a hosszú tengely minimális mérete ) |
okkultáció | |
2013 | 668+154 −86 |
termikus | |
2013 | ~ 816 | jobb albedo- beállítás |
|
2013 | ~ 686 | okkultáció | |
2014 | ~ 670 (minimum) | okkultáció | |
2019 | 654+154 −102 |
termikus |
Az ilyen nagy tárgyaknál szokatlan gyors forgása miatt a Varuna háromtengelyű ellipszoid alakú . Ez pontosabban leírni, mint egy Jacobi ellipszoid (a) , egy viszonyítva az egy / b tengely körülbelül 1,5-1,6 (azaz a leghosszabb főtengelye Varuna egy 1,5 és 1,6-szor nagyobb, mint a nagytengely b ). A Varuna fénygörbe vizsgálata megállapította, hogy az alakjához legjobban illeszkedő modell egy háromtengelyű ellipszoid, amelynek fő tengelyei a , b és c, amelyek aránya b / a = 0,63-0,80, és c / a = 0,45-0,52.
Varuna ellipszoid alakja többszörös becslést adott átmérőjére, amelyek 500 és 1000 km között mozognak . Legtöbbjüket a hősugárzásának mérésével határozták meg . Az űrből vett hőmérések eredményeként ezek a becslések kisebb értékekre szoríthatók, mert Varuna albedója magasabbnak bizonyult, mint azt eredetileg várták. A csillag által elhomályosított csillagok megfigyelése szintén különböző becsléseket adott a méretére vonatkozóan. Okkultáció itt2010. február1003 km hosszú kötélhosszt adott , amelyről megállapították, hogy egybeesik a leghosszabb tengellyel. A későbbi okkultációk 2013-ban és 2014-ben átlagosan 686 km és 670 km átmérőt eredményeztek.
Varuna felfedezése óta felfedezték a Haumea-t , amely egy másik gyorsan mozgó tárgy (3,9 óra ), amely meghaladja a Varuna kétszeresét, és hosszúkás formájú is, bár kissé kevésbé hangsúlyos (becsült b / a = 0,76-0,88 és c / a = 0,50-0,55), valószínűleg nagyobb sűrűség (kb. 1,757 - 1,965 g / cm 3 ) miatt.
A Nemzetközi Csillagászati Unió nem sorolta Varunát törpebolygóként, és általában nem mérlegelte az új törpebolygók elfogadásának lehetőségét. Gonzalo Tancredi csillagász Varuna-t "valószínű jelöltnek" tekinti , feltételezve, hogy annak sűrűsége nagyobb vagy egyenlő a víz sűrűségével ( 1 g / cm 3 ), amely ahhoz szükséges, hogy Jacobi-ellipszoidként hidrosztatikus egyensúlyban legyen. Tancredi azonban nem tett kifejezett ajánlást törpe bolygóként való elfogadására. Michael Brown amerikai csillagász Varunát „nagyon valószínű” törpebolygóként tartja számon , és a határérték alá helyezi, a tárgyak pedig „közel vannak a bizonyossághoz”. A Varuna számára a legjobban illeszkedő Jacobi ellipszoid modell alapján Lacerda és Jewitt úgy becsülte, hogy a Varuna alacsony sűrűsége, 0,992 g / cm 3 , kissé elmaradva Tancredi minimális sűrűségi kritériumától. Ennek ellenére azt feltételezték, hogy Varuna modelljükben hidrosztatikus egyensúlyban van. William Grundy csillagász és munkatársai azt javasolták, hogy a sötét, kis sűrűségű transzneptuniai tárgyak, amelyek nagysága 400 és 1000 km között van, valószínűleg részlegesen differenciált objektumok , porózus és sziklás belső összetételűek. Míg a Varuna-hoz hasonló közepes méretű OTN-ek belső terei valószínűleg a saját gravitációjuk alatt összenyomódtak , a felületük nem lett volna összenyomódva, így a Varuna nem biztos, hogy a hidrosztatikus egyensúlyban van.
2000 és 2005 között Varuna hősugárzásának a talajról végzett megfigyelései 900-1060 km közötti nagy átmérőjű becsléseket adtak , ami összehasonlítható Ceres méretével . A talajról készített becslésekkel ellentétben az űrből a Spitzer űrtávcső segítségével végzett termikus megfigyelések csökkentett és kisebb értékek tartományát szolgáltatták, 450 és 750 km között . Ez a különbség a földi megfigyelések és az űrből érkező megfigyelések becslései között tulajdonképpen annak köszönhető, hogy a földről megfigyelhető hullámhosszak korlátozódnak a Föld légköre által okozott abszorpció miatt . Az olyan távoli transzneptunikus tárgyak, mint a Varuna, alacsony hőmérsékletük miatt hosszabb hullámhosszon bocsátanak ki belső hősugárzást. Ilyen hullámhosszakon azonban a hősugárzás nem tud áthaladni a Föld légkörén, és a földről érkező megfigyelések csak a Varuna közeli alacsony infravörös és szubmilliméter tartományok , rontva a hőmérések pontosságát.
Az űrből történő megfigyelés lehetővé teszi a Föld légköre által létrehozott abszorpció leküzdését, és így jobb hőméréseket lehet végezni, szélesebb hullámhossz-tartományban. A Spitzer által 2005-ben végzett első mérések jobb kényszert jelentettek a Varuna albedo számára, amely így 0,12 és 0,3 között van, ami megfelel egy kisebb, 400–750 km átmérőjű kényszernek . Az ezt követő Spitzer-mérések több hullámhossz-tartományban (sávban) 2007-ben átlagosan körülbelül 502 km és ~ 621 km átmérőjű becsléseket eredményeztek, az egy sávos mérések adatainak felhasználásától függően, vagy két sávval. A Herschel Űrtávcső 2013-as új többsávos hőfigyelései átlagosan 668 átmérőt eredményeztek+154
−86 km , összhangban a Varuna átmérőjére vonatkozó korábbi korlátozásokkal.
A Varuna által 2005-ben és 2008-ban tett első kísérlet a csillag okkultációs megfigyelésére sikertelen volt, a Varuna saját mozgásával kapcsolatos bizonytalanság , valamint a rossz megfigyelési körülmények miatt. 2010-ben aztán okkultálást figyelt meg sikerrel egy csillagászcsoport, Bruno Sicardy vezetésével az éjszaka folyamán.Február 19, Dél-Afrika és Brazília északkeletének több régiójáról . Bár megfigyeléseit Dél-Afrika és Namíbia nem eredményezett pozitív eredményeket megfigyeléseit, Brazília, különösen São Luís a Maranhão , sikeresen észlelt occultation Varuna, tartós 52,5 másodperc, egy csillag nagysága 11.1. Az okkultáció lehetővé tette az 1 003 ± 9 km-es kötélhossz meghatározását, amely viszonylag nagy volt a hőmérésekkel becsült átlagos átmérőkhöz képest. Mivel az okkultáció a Varuna maximális fényereje közelében történt, ez azt jelenti, hogy az ellipszoid alakú maximális látszólagos területet lefedte; más szavakkal, a Varuna leghosszabb tengelyét okkultáció során figyelték meg. São Luís szintén Varuna árnyékának ösvényén, a központi tengely közelében volt, ami azt jelenti, hogy a kötél hossza közel volt a legnagyobb mérhető hosszúsághoz az esemény során, szorosan korlátozva annak maximális egyenlítői átmérőjét.
Az eredményeket ugyanazon esemény megfigyelt Camalaú a Paraiba , található, mintegy 450 km- re délre (és megjósoltuk, hogy a déli végén az árnyékban meghajtó), mutatott occultation 28 másodpercig, megfelel egy kötél körülbelül 535 km , jóval hosszabb a vártnál. A São Luístól 255 km-re délre fekvő Quixadában - utóbbi és Camalaú között - megfigyelés azonban paradox módon negatív eredményt mutatott. Annak érdekében, hogy figyelembe vegyék a negatív eredményei Quixadá, a látszólag Varuna lapítás szabtak a minimális érték körül 0,56 (azaz az arány a tengelyek c / a ≤ 0,44), amely megfelel egy poláros mérete minimum 441,3 km , alapuló az adott kötélhossz 1.003 ± 9 km . A kapott alsó határa Varuna sarki mérete megközelítőleg megegyezik az alsó határ a Lacerda és Jewitt a c / a tengely arány 0,45, amelyet korábban kiszámított 2007 Talk során adott egyik konferencia előtt tartott eredményeit Camalaú voltak a teljes elemzés arra a következtetésre jutott, hogy "São Luís és Quixadá eredményei arra engednek következtetni, hogy a Varuna számára jelentősen hosszúkás alakra van szükség".
A későbbi okkultációk 2013-ban és 2014-ben átlagosan 686 km és 670 km átmérőt eredményeztek . Az ezen okkultációk eredményeként kapott két akkordhosszból számított 678 km átlagos átmérő látszólag összhangban van Spitzer és Herschel 668 km-es kombinált hőméréseivel . Míg a Varuna látszólagos kurtosisát nem lehetett meghatározni a 2014-es okkultáció során kapott egyetlen húrból, a 2013-as kettő kettőt adott, lehetővé téve a körülbelül 0,29 látszólagos kurtosis kiszámítását. A 2013-as 686 km-es akkordhosszra kiszabott lapítás, mivel Varuna átmérője 487 km körüli poláris méretnek felel meg , ami némileg összhangban áll a 2010-ben megadott minimális polármérettel, 441,3 km-rel .
A Varuna spektrumot analizáljuk először 2001 elején a közeli infravörös kamera spektrométer (NIC) a Telescopio Nazionale Galileo a Spanyolországban . Ezek a spektroszkópiai megfigyelések a közeli infravörös hullámhosszakon így feltárták, hogy a csillag felülete mérsékelten piros, és vörös spektrális gradienst mutat a 0,9 és 1,8 μm közötti hullámhosszakon . Varuna spektruma szintén erős abszorpciós vonalakat mutat 1,5 és 2 μm hullámhosszon , jelezve a vízjég jelenlétét a felszínén.
Varuna vörös színű származik a fotolízis a szerves vegyületek jelen a felületén a napsugárzás és a kozmikus sugárzás . Például a metánra gyakorolt sugárzás hatására holinok képződnek , amelyekről ismert, hogy csökkentik a felületük fényvisszaverő képességét ( albedo ). Várható, hogy spektruma jellegzetességektől mentes. A (38628) Huyához képest , amelyet 2001-ben is megfigyeltek, Varuna kevésbé vörösnek tűnik, és a vízjégből származó abszorpciós vonalakat mutat, ami arra utal, hogy Varuna felülete viszonylag érintetlen, és az eredeti anyag egy részét megtartotta a felszínén. Varuna felszínének látszólagos megőrzése olyan ütközések következménye lehetett, amelyek az édesvízi jeget, amely korábban a holinréteg alatt volt, felszínre emelte.
A Varuna spektrum egy másik vizsgálata a közeli infravörös tartományban 2008-ban olyan jellemzők nélküli spektrumot hozott létre, amely a 2001-es eredményektől eltérően kék színű gradienssel rendelkezik. A 2008-ban kapott spektrum nem adott egyértelmű jelzést a jégvíz jelenlétére, amely szintén ellentmond a 2001-es eredményeknek. A két eredmény közötti különbséget a Varuna felületének változásaként értelmezték, bár ezt a lehetőséget később egy publikált Varuna spektrum-tanulmány kizárta. 2014-ben. A 2014. évi eredmények valójában szorosan a 2001-ben elért eredmények, ami azt jelenti, hogy a 2008-ban kapott jellemzők nélküli spektrum valószínűleg téves.
Varuna spektrumának magyarázó modelljei azt sugallják, hogy felülete valószínűleg amorf szilikátok (25%), komplex szerves vegyületek (35%), amorf szén (15%) és vizes jég (25%) keverékéből képződik , annak lehetőségével, hogy metán jég 10% -ig. Az illékony metánt be lehetne vezetni a Varuna képződése után, mivel tömege nem elegendő az illékony vegyületek felszínén tartásához. A története során bekövetkezett esemény, például nagy energiahatás valószínűleg megmagyarázná a metán jelenlétét a felszínén. A Varuna spektrum további megfigyeléseit a közeli infravörös tartományban a NASA Infravörös Teleszkóp létesítménye végezte el 2017-ben, és az első elemzések szerint 2,2 és 2,5 μm közötti abszorpciós vonalakat azonosítottak , amelyek összefüggésben lehetnek etán és etilén jelenlétével . A közepes méretű tárgyak, például a Varuna esetében az illékony vegyületek, mint az etán és az etilén, nagyobb valószínűséggel megmaradnak, mint a metánnál könnyebb illóanyagok, a Schaller csillagászai és Brown 2007-ben megfogalmazott illékony retenciós elméletek szerint.
A Varuna látszólagos nagysága 20 és 20,3 között változik. A Spitzer és a Herschel űrtávcsövek 2013-ban végzett kombinált hőmérései 3,76- os vizuális abszolút nagyságot ( H V ) eredményeztek, összehasonlítva az Ixionval ( H V = 3,83), amely hasonló méretű Kuiper övobjektum. Varuna egyike a Minor Planets Centerből ismert húsz legfényesebb transzneptunikus objektumnak, amely abszolút 3,6-os nagyságrendet tulajdonít neki.
Varuna felszíne sötét, geometriai albedója 0,127, amelyet 2013-as termikus megfigyelések alapján mértek. Hasonló a lehetséges törpebolygó Quaoarhoz , amelynek geometriai albedója 0,109. Eredetileg úgy gondolták, hogy Varunának sokkal alacsonyabb albedója van. A talajból származó termikus emisszió megfigyelései 2000 és 2005 között valóban 0,04 és 0,07 közötti albedó-becslést szolgáltattak, ami körülbelül nyolcszor sötétebb, mint a Plútó albedója . A Varuna ezt követő hőmérései űrtávcsövekkel azonban cáfolták ezeket az albedo korai méréseit. Így Spitzer magasabb, 0,116 geometriai albedót mért, míg a későbbi Spitzer és Herschel 2013-as kombinált mérései szerint a geometriai albedó értéke 0,127.
Fotometriai megfigyeléseket hajtottak végre 2004-ben és 2005-ben annak érdekében, hogy megfigyeljék a Varuna fénygörbében az ellentétes hatásoknak tulajdonítható változásokat , amelyek akkor fordulnak elő, amikor a fázisszöge az ellenállás során megközelíti a 0 ° -ot . Ezek azt mutatták, hogy a Varuna fénygörbe amplitúdója 0,2 nagyságrenddel csökkent, szemben az átlagos 0,42 nagyságú amplitúdóval. Megmutatták Varuna fénygörbéjének aszimmetriájának növekedését az ellenzék közelében, jelezve a szóródási tulajdonságok változását a felületén. Varuna ellentétes hatása eltér a sötét aszteroidákétól , amely fokozatosan egyre hangsúlyosabbá válik az ellenzékük közelében, amely ellentétben áll a Varuna hatásával, amely keskeny és ahol a fénygörbéjének amplitúdója gyorsan változik egy 0,5 ° -os fázisszögben . A mérsékelt albedókkal rendelkező más naprendszeri testek ellentétes hatásai a Varunához hasonló módon viselkednek, ami már közvetett módon azt sugallta, hogy Varunának magasabb albedója lehet, mint a becslések szerint a 2000-es évek közepén.
A Varuna becsült térfogatsűrűsége 0,992 g / cm 3 , ami alig kevesebb, mint a vízé ( 1 g / cm 3 ). Alacsony sűrűsége valószínűleg annak köszönhető, hogy porózus belső szerkezete szinte egyenértékű vízjég és kőzetek keverékéből áll. Porózus belső szerkezetének és összetételének elmagyarázása érdekében Lacerda és Jewitt felvetették, hogy a Varunának szemcsés belső szerkezete lehet . Úgy gondolják, hogy a korábbi ütközések által létrehozott törések eredménye, amelyek valószínűleg a gyors forgási sebességéért felelősek. Más tárgyakról, például a Szaturnusz Tethys és Iapetus holdjairól is ismert, hogy kis sűrűségűek, a porózus belső szerkezet és az összetétel kombinálva, amelyet a jég és a kőzetek uralnak. William Grundy és munkatársai azt javasolták, hogy a sötét, kis sűrűségű transzneptunikus objektumok, amelyek nagyjából 400 és 1000 km közöttiek, jelentsék az átmenetet a kicsi porózus (és ezért alacsony sűrűségű) testek és a bolygótestek között, nagyobbak, világosabbak és geológiailag differenciáltak ( mint a törpebolygók). Így a kis sűrűségű OTN-ek belső szerkezete, mint például a Varuna, csak részben differenciálódik, mivel sziklás belső régiói nem érték el a kellő hőmérsékletet ahhoz, hogy részleges fúziót indítsanak el és összenyomódjanak magukon , így porozitásuk csökkenne. Így a legtöbb közepes méretű OTN belül porózus maradt, ami megmagyarázza alacsony sűrűségüket. Ebben az esetben a Varuna nem biztos, hogy hidrosztatikus egyensúlyban van.
Varuna átlagosan 42,8 csillagászati egység (6 402 794 400 km ) távolság körül kering a Nap körül , és egy pálya teljesítéséhez 280 Föld-évre van szükség. Ez utóbbi 0,054 excentricitással kvázi kör alakú. Varuna távolsága a Naptól azonban némileg változik, így 40,5 AU a perihélionnál (legközelebbi távolság) és 45,1 AU az aphélionnál (a legtávolabbi távolság). A pályája hajlik a 17 fok képest ekliptika , ami hasonló az orbitális dőlésszöge Plútó . A csillag 1928-ban áthaladt a perihélionon, és jelenleg távolodik a Naptól, megközelíti afélióját, amelyet 2071-ben ér el.
Körülbelül 40 és 50 AU közötti körpályájával a Varuna klasszikus Kuiper Belt (vagy cubewano) objektumnak minősül. A félig-nagytengely 42,8 AU hasonló a más nagy cubewanos mint Quaoar (együtt egy = 43,7 AU) és makemake (a = 45,6 AU), bár más annak orbitális paramétereket, mint a Tilt nagy mértékben különböznek. A Varuna a klasszikus Kuiper övobjektumok " dinamikusan forró " osztályába tartozik, ami azt jelenti, hogy orbitális dőlése meghaladja a 4 ° -ot , vagyis meghaladja a cubewanos "dinamikusan hideg" tagjai számára előírt maximális dőlést. Cubewanóként Varuna nincs a pályán rezonanciában a Neptunussal, és mentes az óriásbolygó jelentős zavarásaitól is. Varuna minimális lehetséges távolsága ( DMIO ) a Neptunustól 12,04 AU.
A Varuna fénygörbe fotometriai megfigyelései , amelyeket Valenzuela és munkatársai végeztek 2019-ben, azt jelzik, hogy egy lehetséges műhold rövid távolságon keringhet Varuna körül. A Fourier-analízis módszerével, amely négy különböző fénygörbét ötvöz, amelyeket 2019-ben kaptak, alacsonyabb minőségű, de nagyobb mennyiségű maradékkal rendelkező teljes amplitúdó görbét vezettek le . Eredményeik azt mutatják, hogy Varuna fénygörbéje idővel finom változáson megy keresztül. Felkutatták a maradékokat a Lomb (in) periodogramján, és 11981 9:00 körüli keringési periódust vezettek le egy lehetséges műholdról, amelynek fényereje a pályája során 0,04 nagyságrendű. Feltételezve, hogy Varuna sűrűsége 1,1 g / cm 3, és műholdja szinkronban forog , a csapat becslései szerint 1300–2000 km távolságot keringene , vagy éppen meghaladja a Roche de Varuna határát (ami körülbelül 1000 km ). E közelség miatt még nem lehet megkülönböztetni a műholdat az űrtávcsövektől, mint a Hubble Űrtávcső , tekintve, hogy Varuna és holdja közötti szögtávolság kisebb, mint az űrtávcsövek jelenlegi felbontása. Bár közvetlen megfigyelések még nem lehetségesek, Varuna égtáját közvetlenül oldalról nézzük, ami azt jelenti, hogy a jövőben Varuna és műholdja között kölcsönös napfogyatkozási események fordulhatnak elő.
A bolygó tudós Amanda Zangari kiszámítottuk, hogy egy flyby küldetése, hogy Varuna igényel egy kicsit több mint 12 éve, hogy a használó a Hintamanőver származó Jupiter , a dob időpont 2035 vagy 2038. alternatív útvonalakat, a gravitációs támogatást Jupiter, Szaturnusz vagy Uránusz szintén tanulmányozták. A Jupiter és az Urán gravitációs segítségét igénybe vevő pálya valamivel több mint 13 évig tarthat, az indulás dátuma 2034-ben vagy 2037-ben, míg egy olyan pálya, amely a Szaturnusz és az Urán gravitációs segítségét használja, kevesebb, mint 18 évig tartana, de ez 2025-ben vagy 2029-ben hamarabb induljon el. A Varuna a használt pályától függetlenül a szonda 2050 előtti megérkezésekor körülbelül 45 AU-ra lenne a Naptól.