(20000) Varuna

(20000) Varuna, désignation provisoire {{#switch: 2000 WR | s = | S = S/106 ({{{3}}}{{#if: |_{{{4}}}) {{{5}}}|) {{{4}}}}} | {{#expr: 2000 WR*1 }} = (2000 WR) 106{{#if: |_{{{3}}}}} | #default = 2000 WR{{#if: 106 |₁₀₆}} }}, est un objet transneptunien massif d'environ Modèle:Nobr de diamètre et une planète naine potentielle de la ceinture de Kuiper. Il a été découvert en Modèle:Date- par l'astronome américain Robert McMillan durant un relevé Spacewatch à l'observatoire de Kitt Peak. Il est nommé d'après la divinité hindoue Varuna, qui est l'une des plus vieilles divinités mentionnées dans les textes védiques.

La courbe de lumière de Varuna indique qu'il s'agit d'un ellipsoïde de Jacobi, ayant une forme allongée en raison de sa rotation rapide. La surface de Varuna est d'une couleur modérément rouge en raison de la présence de composés organiques complexes. De la glace d'eau est également présente sur sa surface, et on pense qu'elle a été confrontée par le passé à des collisions qui pourraient d'ailleurs être à l'origine de sa rotation rapide. Bien qu'aucun satellite naturel n'ait été trouvé ou directement imagé autour de Varuna, des analyses en 2019 des variations de sa courbe de lumière suggèrent la présence d'un possible satellite en orbite proche autour de l'astre.

Historique

Découverte

Fichier:At Kitt Peak National Observatory.jpg

Varuna a été découvert avec le télescope Spacewatch de Modèle:Unité de l'observatoire de Kitt Peak.

Varuna est découvert par l'astronome américain Robert McMillan en utilisant le télescope Spacewatch de Modèle:Unité durant un relevé de routine le Modèle:Date-<ref name="spacewatch" />. Ce relevé Spacewatch était conduit par McMillan à l'observatoire de Kitt Peak près de Tucson en Arizona, aux États-Unis<ref name="jpldata" />. Au moment de sa découverte, Varuna était localisé au sein d'un champ d'étoiles modérément dense, situé au nord cependant non loin de l'équateur galactique<ref name="NYT-2000"/>. Bien que Varuna n'ait pas été détecté par le logiciel de système temps réel de McMillan, il réussit à identifier son lent mouvement parmi les étoiles situées en arrière-plan en comparant manuellement plusieurs balayages de la même région en utilisant la méthode du clignotement<ref name="spacewatch" />. Varuna fut réobservé les nuits suivantes par l'astronome Jeffrey Larsen, qui remplaçait McMillan dans le roulement des observateurs, afin de confirmer l'objet<ref name="spacewatch" />^,<ref name="NYT-2000" />. Les deux astronomes firent au total douze observations de Varuna, qui s'étalèrent sur trois nuits<ref name="spacewatch" />.

La découverte de Varuna a été formellement annoncée dans une circulaire électronique du Centre des planètes mineures le Modèle:Date-<ref name="MPEC" />. Il lui fut attribuée la désignation provisoire {{#switch: 2000 WR | s = | S = S/106 ({{{3}}}{{#if: |_{{{4}}}) {{{5}}}|) {{{4}}}}} | {{#expr: 2000 WR*1 }} = (2000 WR) 106{{#if: |_{{{3}}}}} | #default = 2000 WR{{#if: 106 |₁₀₆}} }} qui indique l'année de sa découverte, avec la lettre « W » spécifiant que sa découverte eut lieu dans la seconde moitié du mois de novembre<ref name="designation" />. La lettre « R » et le nombre « ₁₀₆ » en indice indiquent que Varuna est le 2667^e objet observé dans la seconde moitié de novembre<ref name="spaceguard" />. Au moment de sa découverte, on pensait que Varuna était l'une des planètes mineures les plus massives et les plus lumineuses du Système solaire en raison de sa magnitude apparente relativement élevée de 20 pour un objet aussi éloigné, ce qui impliquait qu'il aurait fait environ un quart de la taille de Pluton et qu'il aurait été comparable en taille à la planète naine Cérès, ce qui était une première<ref name="spacewatch" />^,<ref name="JewittSheppard2002" />^,<ref name="NYT-2000" />.

Après l'annonce de sa découverte, des images de prédécouverte de Varuna ont été trouvées par les astronomes allemands Andre Knofel et Reiner Stoss à l'observatoire Palomar<ref name="spacewatch" />^,<ref name="spaceguard" />. Une image de prédécouverte en particulier, prise avec le télescope Big Schmidt en 1955, montrait que Varuna était localisé à trois degrés de sa position extrapolée d'après l'orbite circulaire approximative déterminée en Modèle:Date-<ref name="spacewatch" />. La plus vieille image de prédécouverte de Varuna a été prise le Modèle:Date-<ref name="jpldata" />. Ces images, combinées avec des observations supplémentaires depuis le Japon, Hawaii, et l'Arizona ont permis aux astronomes d'affiner son orbite et de déterminer la classification adéquate de Varuna<ref name="JewittSheppard2002" />^,<ref name="spacewatch" />^,<ref name="spaceguard" />.

En Modèle:Date-, le Centre des planètes mineures a attribué le numéro de planète mineure 20000 à Varuna, puisque son orbite était désormais bien déterminée grâce aux images de prédécouverte et grâce aux observations ultérieures<ref name="MPC41805" />^,<ref name="spacewatch" />^,<ref name="spaceguard" />. Le numéro « 20000 » a été particulièrement choisi afin de mettre en évidence la grande taille de Varuna, puisqu'il était en effet à cette date le plus grand objet classique de la ceinture de Kuiper connu, et parce qu'on pensait qu'il était aussi grand que Cérès<ref name="MPC41805" />. Le nombre 20000 a également été choisi afin de commémorer symboliquement le Modèle:200e anniversaire de la découverte de Cérès, qui eut lieu par coïncidence en janvier tout comme lorsque Varuna fut numéroté<ref name="MPC41805" />.

Nom

Statue en pierre représentant une divinité hindoue souriante, debout sur un socle

Statue du dieu Varuna du temple hindou du Modèle:Lien siècle Modèle:Vérification siècle de Rajarani

Le nom de Varuna provient de la divinité hindoue Varuna, et suit la convention de nommage édictée par l'Union astronomique internationale (UAI) qui stipule que les objets de la ceinture de Kuiper qui ne sont pas en résonance majeure avec Neptune sont nommés d'après des divinités de la création<ref name="spacewatch" />. Son nom a été proposé par une chorégraphe indienne, Mrinalini Sarabhai, et a été approuvé par l'UAI en Modèle:Date-<ref name="MPC42368" />. Varuna est l'une des divinités védiques les plus anciennes de la littérature hindi, puisqu'elle est mentionnée notamment dès les premiers hymnes du Rig-Véda<ref name="MPC42368" />^,<ref name="jpldata" />. Dans la littérature hindi, Varuna a créé et gouverné les eaux du paradis et de l'océan<ref name="Oldenberg1988p104" />^,<ref name="MPC42368" />, ce qui le rapproche en certains points de Poséidon/Neptune. Varuna est le roi des dieux, des hommes et de l'univers, et il possède un savoir illimité<ref name="MPC42368" />^,<ref name="Srinivasan1997p48" />.

Rotation

Fichier:Varuna artistic.png

Représentation d'artiste de Varuna illustrant sa couleur rougeâtre et sa forme ellipsoïdale.

Varuna possède une période de rotation rapide d'environ Modèle:Nombre, dérivée à partir d'une interprétation comme un double pic de la courbe de lumière créée par la rotation de l'astre<ref name="IAUC7583" />^,<ref name="Valenzuela2019" />. La rotation de Varuna a été mesurée pour la première fois en Modèle:Date- par l'astronome Tony Farnham à l'observatoire McDonald en utilisant son télescope de Modèle:Unité, au sein d'une étude portant sur la rotation et la couleur des objets distants<ref name="Farnham2001 "/>^,<ref name="IAUC7583" />. La photométrie CCD de la courbe de lumière de Varuna a révélé qu'il présentait de grandes variations de luminosité d'une amplitude d'environ 0,5 magnitudes et une période à un pic simple de Modèle:Nombre<ref name="Farnham2001" />^,<ref name="Jewitt2001" />^,<ref name="JewittSheppard2002" />. La courbe de lumière rotationnelle mesurée de Varuna a fourni deux périodes de rotation ambigües de 3,17 et 6,34 heures, pour une interprétation à pic simple et à double pic, respectivement<ref name="Farnham2001" />^,<ref name="IAUC7583" />. D'autres périodes de rotation possibles de 2,79 et de 3,66 heures, qui ne pouvaient alors être exclues, ont également été obtenues par Farnham<ref name="Farnham2001" />^,<ref name="IAUC7583" />.

Une interprétation de la courbe de lumière de Varuna comme un pic simple (Modèle:Nombre) présumerait qu'il serait de forme sphérique et qu'il possèderait des formations d'albédo à sa surface qui seraient à l'origine de ses variations de luminosité<ref name="Farnham2001" />. Cependant, cette interprétation impliquerait si elle est valide que Varuna devrait être plus dense que Modèle:Unité (soit à peu près la densité de l'eau), étant donné que cette période de rotation est supérieure à la Modèle:Lien d'environ Modèle:Nombre pour un corps avec une densité de Modèle:Unité au-delà de laquelle il se désintégrerait<ref name="Farnham2001"/>. Une solution à double pic de la courbe de lumière de rotation de Varuna (Modèle:Nombre) supposerait que Varuna possède une forme ellipsoïdale allongée, avec un rapport de ses axes a/b de 1,5-1,6<ref name="Farnham2001" />^,<ref name="IAUC7583" />. La courbe de lumière de rotation de Varuna a été ultérieurement étudiée par les astronomes David Jewitt et Scott Sheppard en février et avril 2001. Ils en ont conclu que l'interprétation à double pic de la courbe de lumière de Varuna est la solution la plus plausible, en raison de l'absence d'une variation de la couleur de Varuna dans le spectre visible durant sa rotation<ref name="Lellouch2002" />^,<ref name="JewittSheppard2002" />.

L'examen des observations photométriques passées de la courbe de lumière de Varuna a montré que l'amplitude de sa courbe de lumière s'est accrue d'à peu près 0,13 magnitudes entre 2001 et 2019<ref name="Valenzuela2019" />. Cet accroissement s'explique par les effets combinés de la forme ellipsoïdale de Varuna, de sa rotation, et de son angle de phase variable. Les modèles géométriques prenant en compte le changement de l'amplitude de Varuna ont fourni plusieurs solutions possibles de l'orientation de ses pôles de rotation, avec la meilleure solution qui adopte un axe de rotation ayant une ascension droite de 54° et une déclinaison de −65°<ref name="Valenzuela2019" />^,Modèle:Efn. La meilleure orientation polaire de Varuna implique qu'il est vu dans une configuration quasiment de côté, dans laquelle son équateur fait presque directement face à la Terre<ref name="Valenzuela2019" />^,Modèle:Efn.

La rotation rapide de Varuna semble avoir été provoquée par des collisions perturbatrices qui ont accéléré sa rotation durant la formation du système solaire. Le taux de collision actuel dans la région transneptunienne est très faible ; cependant, elles étaient plus fréquentes durant la formation du Système solaire<ref name="JewittSheppard2002" />. Jewitt et Sheppard ont cependant calculé que le taux de collisions perturbatrices parmi les grands objets transneptunions (OTNs) demeurait extrêmement bas même durant la formation du système solaire, ce qui est contradictoire avec l'abondance des OTNs binaires ou qui tournent rapidement sur eux-mêmes et dont on pense qu'ils sont précisément issus de telles collisions<ref name="JewittSheppard2002" />. Pour expliquer l'abondance de ces OTNs, le taux de collisions parmi les OTNs doit probablement s'être accru à la suite de la migration de Neptune vers l'extérieur du système solaire, qui a alors perturbé l'orbite des OTNs et a augmenté la fréquence des collisions qui ont entre autres conduit à la rotation rapide de Varuna<ref name="JewittSheppard2002" />.

Caractéristiques physiques

Aspect physique

Estimations de la taille de Varuna
Année	Diamètre (km)	Méthode	Réf
2000	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Jewitt2001" />
2002	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Lellouch2002" />
2002	~788	meilleur ajustement de l'albédo	<ref name="Doressoundiram2002" />
2005	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Grundy2005" />
2005	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Stansberry2005" />
2005	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Cruikshank2005" />
2007	Modèle:Unité ou 412,3 ~ 718,2 ou ≤744,1	thermique (Bande 1 de Spitzer)	<ref name="Stansberry2008" />
2007	>Modèle:Unité	thermique (Bande 2 de Spitzer)	<ref name="Stansberry2008" />
2010	Modèle:Unité (uniquement taille minimale de l'axe long)	occultation	<ref name="Bruno2010"/>
2013	Modèle:Unité	thermique	<ref name="TNOsCool9" />
2013	~816	meilleur ajustement de l'albédo	<ref name="Mommert2013" />
2013	~686	occultation	<ref name="Braga-Ribas2014" />
2014	~670 (minimale)	occultation	<ref name="Braga-Ribas2014" />
2019	Modèle:Unité	thermique	<ref name="Lellouch2019" />

Fichier:Varuna, Earth & Moon size comparison.png

Varuna comparé à la Terre et à la Lune.

En raison de sa rotation rapide qui est peu commune pour un objet aussi grand, Varuna possède une forme ellipsoïde triaxiale. Elle est plus précisément décrite comme un ellipsoïde de Jacobi, avec un rapport de ses axes a/b d'environ 1,5-1,6 (c'est-à-dire que le grand axe le plus long de Varuna a est 1,5 à 1,6 fois plus grand que le grand axe b)<ref name="JewittSheppard2002" />^,<ref name="IAUC7583" />. L'examen de la courbe de lumière de Varuna a permis de déterminer que le modèle qui correspond le mieux à sa forme est un ellipsoïde triaxial avec ses grands axes a, b, et c qui ont des rapports de l'ordre de b/a = 0,63-0.80, et de c/a = 0,45-0,52<ref name="LacerdaJewitt2007" />.

La forme ellipsoïdale de Varuna est à l'origine de multiples estimations de son diamètre, qui sont comprises entre Modèle:Unité<ref name="johnston" />. La plupart d'entre elles ont été déterminées en mesurant son rayonnement thermique. À la suite des mesures thermiques effectuées depuis l'espace, ces estimations ont pu être contraintes vers des valeurs plus petites car l'albédo de Varuna s'est avéré être plus élevé qu'initialement envisagé<ref name="johnston" />. L'observation des étoiles occultées par l'astre ont également fourni des estimations variables de sa taille<ref name="Braga-Ribas2014" />. Une occultation en Modèle:Date- a donné une longueur de corde de Modèle:Unité, dont on a déduit qu'elle coïncidait avec son axe le plus long<ref name="Bruno2010" />. Des occultations ultérieures en 2013 et 2014 ont fourni des diamètres moyens de Modèle:Unité et de Modèle:Unité, respectivement<ref name="Braga-Ribas2014" />.

Depuis la découverte de Varuna, Hauméa, qui est un autre objet à rotation rapide (Modèle:Nombre) qui fait plus de deux fois la taille de VarunaModèle:Efn, a été découvert et il possède également une forme allongée<ref name="Rabinowitz2006" />, bien qu'elle soit un peu moins prononcée (avec des rapports estimés de b/a = 0,76-0,88, et de c/a = 0,50-0,55), possiblement grâce à une densité qui serait plus élevée (approximativement Modèle:Unité)<ref name="LacerdaJewitt2007" />^,<ref name="Ortiz2017" />.

Possible planète naine

L'Union astronomique internationale n'a pas classé Varuna en tant que planète naine et n'a pas envisagé la possibilité d'accepter de nouvelles planètes naines de manière générale<ref name="IAU0603" />. L'astronome Gonzalo Tancredi considère Varuna comme une « candidate vraisemblable », partant du principe qu'elle possède une densité supérieure ou égale à celle de l'eau (Modèle:Unité) nécessaire pour qu'elle puisse être en équilibre hydrostatique en tant qu'ellipsoïde de Jacobi<ref name="Tancredi2008" />^,<ref name="Tancredi2010" />. Cependant, Tancredi n'a pas émis de recommandation explicite pour son acceptation en tant que planète naine<ref name="Tancredi2010"/>. L'astronome américain Michael Brown considère Varuna comme une planète naine « hautement vraisemblable », la plaçant juste en dessous de la limite avec les objets « proche de la certitude »<ref name="Brown-dplist" />. En se basant sur le modèle d'ellipsoïde de Jacobi le mieux adapté à Varuna, Lacerda et Jewitt ont estimé que Varuna possède une densité faible de Modèle:Unité, légèrement inférieure au critère de densité minimale de Tancredi. Malgré cela, ils ont supposé que Varuna était en équilibre hydrostatique dans leur modèle<ref name="LacerdaJewitt2007" />. L'astronome William Grundy et ses collègues ont proposé que les objets transneptuniens sombres, de faible densité, qui sont d'une taille comprise entre Modèle:Unité sont vraisemblablement des objets intermédiaires partiellement différenciés avec une composition interne poreuse et rocheuse. Alors que l'intérieur des OTNs de taille moyenne comme Varuna se sont probablement comprimés sous l'effet de leur propre gravité, leur surface ne se serait pas comprimée, si bien que Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique<ref name="Grundy2019" />.

Mesures thermiques

Les observations du rayonnement thermique de Varuna réalisées depuis le sol de 2000 à 2005 ont donné des estimations de grands diamètres allant de Modèle:Unité, ce qui est comparable à la taille de Cérès<ref name="johnston" />. Contrairement aux estimations faites depuis le sol, les observations thermiques réalisées depuis l'espace grâce au télescope spatial Spitzer ont fourni une gamme de valeurs réduites et plus petites, comprises entre Modèle:Unité<ref name="Grundy2005" />^,<ref name="Stansberry2008" />. Cette différence entre les estimations des observations basées au sol et les estimations des observations depuis l'espace sont en fait dues à la limitation des longueurs d'onde observables depuis le sol en raison de l'absorption causée par l'atmosphère terrestre<ref name="JewittKBOs" />. Les objets transneptuniens distants comme Varuna émettent un rayonnement thermique intrinsèque à de plus grandes longueurs d'onde en raison de leurs faibles températures<ref name="JewittKBOs" /> Cependant, à de telles longueurs d'onde, le rayonnement thermique ne peut passer à travers l'atmosphère terrestre et les observations depuis le sol ne peuvent mesurer que de faibles émissions thermiques en provenance de Varuna dans les domaines du proche infrarouge et du submillimétrique, détériorant la précision des mesures thermiques<ref name="JewittKBOs" />^,<ref name="Lellouch2002" />.

Observer depuis l'espace permet de s'affranchir de l'absorption créée par l'atmosphère terrestre, et il est ainsi possible de réaliser de meilleurs mesures thermiques, sur une plus grande gamme de longueurs d'onde<ref name="Grundy2005" />^,<ref name="JewittKBOs" />. Les premières mesures réalisées par Spitzer en 2005 ont fourni une meilleure contrainte de l'albédo de Varuna, qui est ainsi compris entre 0,12 et 0,3, correspondant à une contrainte de diamètre inférieure, de Modèle:Unité<ref name="Stansberry2005" />^,<ref name="Cruikshank2005"/>. Les mesures ultérieures de Spitzer à de multiples gammes de longueurs d'onde (bandes) en 2007 ont produit des estimations de diamètre moyen d'environ Modèle:Unité et de Modèle:Unité selon l'utilisation des données issues des mesures avec une seule bande ou avec deux bandes, respectivement<ref name="Stansberry2008" />. La réalisation de nouvelles observations thermiques multi-bandes par le télescope spatial Herschel en 2013 ont produit un diamètre moyen de Modèle:Unité, cohérent avec les contraintes précédentes sur le diamètre de Varuna<ref name="TNOsCool9" />.

Occultations

Les premières tentatives d'observations d'occultations d'étoiles par Varuna en 2005 et en 2008 n'ont pas réussi en raison de l'incertitude liée au mouvement propre de Varuna ainsi qu'à de mauvaises conditions d'observation<ref name="Occultation2005" />^,<ref name="Occultation2008" />. Puis en 2010, une occultation fut observée avec succès par une équipe d'astronomes dirigée par Bruno Sicardy durant la nuit du Modèle:Date-, depuis plusieurs régions d'Afrique australe et du nord-est du Brésil<ref name="Bruno2010" />. Bien que les observations depuis l'Afrique du Sud et la Namibie n'ont pas donné de résultats positifs, les observations depuis le Brésil, en particulier à São Luís dans le Maranhão, ont détecté avec succès une occultation par Varuna, d'une durée de Modèle:Nombre, d'une étoile de magnitude 11,1. L'occultation a permis de déterminer une longueur de corde de Modèle:Unité, relativement importante comparée aux diamètres moyens estimés par les mesures thermiques<ref name="Bruno2010" />. Parce que l'occultation s'est produite près du maximum de luminosité de Varuna, cela signifie qu'elle couvrait la surface apparente maximale pour une forme ellipsoïdale ; autrement dit, l'axe le plus long de Varuna a été observé durant l'occultation<ref name="Bruno2010" />. São Luís était également localisée, sur le trajet de l'ombre de Varuna, près de son axe central<ref name="MIT_PAL" />, ce qui signifie que la longueur de la corde était proche de la longueur maximale mesurable durant l'événement, contraignant étroitement son diamètre équatorial maximal.

Les résultats du même événement observé depuis Camalaú, dans le Paraïba, située approximativement à Modèle:Unité au sud (et qui était prédite se situer à l'extrémité sud du trajet de l'ombre)<ref name="MIT_PAL" />, a montré une occultation de Modèle:Nombre, ce qui correspond à une corde d'approximativement Modèle:Unité, bien plus longue que ce qui était attendu<ref name="Occultation2010" />. Cependant l'observation à Quixadá, à Modèle:Unité au sud de São Luís Modèle:Incise a paradoxalement montré un résultat négatif<ref name="Bruno2010" />. Afin de prendre en compte les résultats négatifs de Quixadá, l'aplatissement apparemment de Varuna a été imposé à une valeur minimale autour de 0,56 (soit un rapport des axes c/a ≤ 0,44)<ref name="Braga-Ribas2014" /> ce qui correspond à une taille polaire minimale de Modèle:Unité, basée sur la longueur de corde donnée de Modèle:Unité Modèle:Efn. La limite inférieure de la taille polaire de Varuna qui en résulte est approximativement égale à la limite inférieure de Lacerda et de Jewitt du rapport des axes c/a de 0,45, qu'ils avaient précédemment calculé en 2007<ref name="LacerdaJewitt2007" />. Un exposé donné durant une conférence organisée avant que les résultats de Camalaú ne soient totalement analysés en a conclu que « les résultats de São Luís et de Quixadá suggér[aient] qu'une forme significativement allongée est requise pour Varuna »<ref name="Bruno2010" />.

Des occultations ultérieures en 2013<ref name="Sendai2013" /> et en 2014 ont donné des diamètres moyens Modèle:Unité et de Modèle:Unité respectivement<ref name="Braga-Ribas2014" />. Le diamètre moyen de Modèle:Unité, calculé à partir des deux longueurs de corde issues de ces occultationsModèle:Efn apparaît être cohérent avec les mesures thermiques combinées de Spitzer et de Herschel de Modèle:Unité<ref name="johnston" />. Alors que l'aplatissement apparent de Varuna n'a pu être déterminé à partir de la seule corde obtenue durant l'occultation de 2014, celle de 2013 en a donné deux, ce qui permet de calculer un aplatissement apparent d'environ 0,29<ref name="Occultation2013" />^,<ref name="Braga-Ribas2014" />. L'aplatissement imposé pour la longueur de corde de 2013 de Modèle:Unité comme diamètre de Varuna correspond à une taille polaire de Modèle:Unité environModèle:Efn, ce qui est quelque peu cohérent avec la taille polaire minimale donnée en 2010 de Modèle:Unité.

Spectre et surface

Fichier:TheTransneptunians Size Albedo Color.svg

Comparaison de la taille, de l'albédo, et de la couleur de plusieurs des principaux objets transneptuniens connus. Les arcs gris représentent les incertitudes sur leur taille.

Le spectre de Varuna a été analysé pour la première fois au début de l'année 2001 avec la Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) du Telescopio Nazionale Galileo en Espagne. Ces observations spectroscopiques dans les longueurs d'onde du proche infrarouge ont ainsi révélé que la surface de l'astre est modérément rouge et montre un gradient spectral rouge dans les longueurs d'onde comprises entre Modèle:Unité. Le spectre de Varuna montre également de fortes raies d'absorption à des longueurs d'onde de Modèle:Unité, ce qui indique la présence de glace d'eau à sa surface<ref name="Licandro2001" />^,<ref name="Lellouch2002" />.

La couleur rouge de Varuna est issue de la photolyse des composés organiques présents à sa surface par le rayonnement solaire et les rayons cosmiques. Par exemple, l'action des rayonnements sur le méthane produit des tholins, qui sont connus pour réduire la réflectivité de sa surface (l'albédo). On s'attend par ailleurs à ce que son spectre soit dépourvu de caractéristiques. Comparé à (38628) Huya, qui a été également observé en 2001, Varuna apparaît moins rouge et montre des raies d'absorption de la glace d'eau, suggérant que la surface de Varuna est relativement préservée et a conservé une partie de son matériau originel à sa surface. La préservation apparente de la surface de Varuna pourrait être issue de collisions qui ont remonté de la glace d'eau fraîche, qui était auparavant située sous la couche de tholins, vers la surface<ref name="Licandro2001" />.

Une autre étude du spectre de Varuna dans le proche infrarouge en 2008 a produit un spectre sans caractéristiques mais avec un gradient spectral bleu contrairement aux résultats produits en 2001<ref name="Barkume2008" />^,<ref name="Lorenzi2014" />. Le spectre obtenu en 2008 n'a fourni aucune indication claire de la présence de glace d'eau, ce qui est également contradictoire avec les résultats de 2001. La différence entre ces deux résultats a été interprétée comme un changement de la surface de Varuna, bien que cette possibilité a par la suite été écartée par une étude du spectre de Varuna publiée en 2014. Les résultats de 2014 correspondent en effet étroitement aux résultats obtenus en 2001, ce qui signifie que le spectre sans caractéristiques obtenu en 2008 est probablement erroné<ref name="Lorenzi2014" />.

Les modèles explicatifs du spectre de Varuna suggèrent que sa surface est très probablement formée d'un mélange de silicates amorphes (25 %), de composés organiques complexes (35 %), de carbone amorphe (15 %) et de glace d'eau (25 %), avec une possibilité de glace de méthane présente jusqu'à 10 %. Le méthane, volatil, pourrait avoir été apporté après la formation de Varuna étant donné que sa masse n'est pas suffisante pour retenir les composés volatils à sa surface. Un événement survenu durant son histoire, tel qu'un impact de haute énergie, expliquerait probablement la présence de méthane à sa surface<ref name="Lorenzi2014" />. Des observations supplémentaires du spectre de Varuna dans le proche infrarouge ont été conduites par le NASA Infrared Telescope Facility en 2017 et ont identifié des raies d'absorption entre Modèle:Unité qui pourraient être associées à la présence d'éthane et d'éthylène, selon les premières analyses<ref name="Holler2017" />. Pour des objets de taille intermédiaire tels que Varuna, des composés volatils comme l'éthane et l'éthylène sont plus susceptibles d'être conservés que les éléments volatils plus légers que le méthane selon les théories de la rétention des volatils formulées par les astronomes Schaller et Brown en 2007<ref name="Holler2017" />^,<ref name="Schaller2007" />

Luminosité

Fichier:Varuna artistic2.png

Vue d'artiste de Varuna, incorporant une partie de ce qu'on lui connaît grâce aux analyses spectrales, dont sa forme et sa coloration.

La magnitude apparente de Varuna varie ente 20 et 20,3<ref name="IMCEE" />. Les mesures thermiques combinées des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel en 2013 lui ont établi une magnitude absolue visuelle (H_V) de 3,76, comparable à Ixion (H_V = 3,83) qui est un objet de la ceinture de Kuiper de taille similaire<ref name="TNOsCool9" />. Varuna est l'un des vingt objets transneptuniens les plus lumineux connus d'après le Centre des planètes mineures, qui lui attribue une magnitude absolue de 3,6<ref name="MPC-TNOs" />^,<ref name="MPC" />.

La surface de Varuna est sombre, avec un albédo géométrique de 0,127 qui a été mesuré à partir des observations thermiques de 2013<ref name="TNOsCool9" />. Il est similaire à celui de la possible planète naine Quaoar, qui possède un albédo géométrique de 0,109<ref name="Braga-Ribas-2013" />^,<ref name="TNOsCool9" />. À l'origine, on pensait que Varuna possédait un albédo bien plus faible. Les observations de son émission thermique depuis le sol entre 2000 et 2005 avaient en effet fourni des estimations d'albédo comprises entre 0,04 et 0,07<ref name="johnston" />, ce qui environ huit fois plus sombre que l'albédo de Pluton<ref name="IAUC7554" />. Les mesures thermiques ultérieures de Varuna par les télescopes spatiaux ont cependant réfuté ces premières mesures de l'albédo. Ainsi, Spitzer a mesuré un albédo géométrique plus élevé de 0,116<ref name="Stansberry2008" />, alors que les mesures ultérieures combinées de Spitzer et de Herschel en 2013 ont permis d'estimer un albédo géométrique de 0,127<ref name="TNOsCool9" />.

Des observations photométriques ont été conduites en 2004 et en 2005 afin d'observer des changements dans la courbe de lumière de Varuna qui seraient dus à des effets d'opposition, qui se produisent quand son angle de phase approche 0° lors de l'opposition. Celles-ci ont montré que l'amplitude de la courbe de lumière de Varuna a décru de 0,2 magnitude à l'opposition par rapport à son amplitude moyenne de 0,42 magnitude. Ils ont également montré un accroissement dans l'asymétrie de la courbe de lumière de Varuna près de l'opposition, ce qui indique des variations de ses propriétés de diffusion à sa surface. L'effet d'opposition de Varuna diffère de celui qui existe parmi les astéroïdes sombres, qui devient progressivement de plus en plus prononcé près de leur opposition, ce qui contraste avec celui de Varuna qui est étroit et où l'amplitude de sa courbe de lumière change rapidement au sein d'un angle de phase de 0,5°. Les effets d'opposition des autres corps du système solaire avec des albédos modérés se comportent d'une manière similaire à celui de Varuna, ce qui suggérait déjà d'une manière indirecte que Varuna pouvait avoir un albédo plus élevé que celui proposé par les estimations existantes au milieu des années 2000<ref name="Belskaya2006" />.

Structure interne

Varuna possède une masse volumique apparente estimée de Modèle:Unité, ce qui est à peine inférieur à celle de l'eau (Modèle:Unité)<ref name="LacerdaJewitt2007" />. Sa faible masse volumique est probablement due à sa structure interne poreuse composée d'un mélange presque équivalent de glace d'eau et de roches<ref name="JewittSheppard2002" />. Afin d'expliquer sa structure interne poreuse et sa composition, Lacerda et Jewitt ont suggéré que Varuna pourrait avoir une structure interne granulaire. On pense qu'elle résulterait des fractures créées par des collisions passées, probablement à l'origine de sa vitesse de rotation rapide<ref name="JewittSheppard2002" />. D'autres objets, comme les lunes de Saturne Téthys et Japet sont également connus pour posséder une densité basse combinée à une structure interne poreuse et de composition dominée par la glace d'eau et les roches<ref name="JewittSheppard2002" />. William Grundy et ses collaborateurs ont proposé que les objets transneptuniens sombres, de faible densité, qui ont une taille à peu près comprise entre Modèle:Unité marquent la transition entre les petits corps poreux (et donc de faible densité) et les corps planétaires plus grands, plus brillants, et géologiquement différenciés (comme les planètes naines)<ref name="Grundy2019" />. Ainsi la structure interne des OTNs de faible densité comme Varuna s'est seulement partiellement différenciée, car ses régions internes rocheuses n'ont pas atteint une température suffisante pour enclencher une fusion partielle et se comprimer sur elles-mêmes, de telle sorte que leur porosité se réduirait. Ainsi, la plupart des OTNs de taille intermédiaire sont restés poreux à l'intérieur, ce qui explique leur faible densité<ref name="Grundy2019" />. Dans ce cas, Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique<ref name="Grundy2019" />.

Orbite et classification

Modèle:Multiple image

Varuna orbite autour du Soleil à une distance moyenne Modèle:Conversion, et il lui faut Modèle:Nombre pour compléter une orbite<ref name="MPC" />. Cette dernière, avec une excentricité de 0,054, est quasi circulaire. La distance de Varuna par rapport au Soleil varie tout de même quelque peu<ref name="MPC" />, et elle est ainsi comprise entre Modèle:Unité au périhélie (distance la plus proche) et Modèle:Unité à l'aphélie (distance la plus lointaine)<ref name="jpldata" />. Son orbite est inclinée de Modèle:Unité par rapport à l'écliptique, ce qui est similaire à l'inclinaison orbitale de Pluton<ref name="jpldata" />. L'astre est passé au périhélie en 1928 et s'éloigne actuellement du Soleil, s'approchant de son aphélie qu'il atteindra en 2071<ref name="jpldata" />^,<ref name="Horizons" />.

Avec son orbite quasi circulaire comprise entre Modèle:Unité, Varuna est classé comme un objet classique de la ceinture de Kuiper (ou cubewano)<ref name="MPEC2009-P26" />. Son demi-grand axe de Modèle:Unité est similaire à celui d'autres grands cubewanos comme Quaoar (avec a = Modèle:Unité<ref name="ssd-quaoar" />) et Makémaké (a = Modèle:Unité<ref name="ssd-makemake" />), bien que d'autres de ses paramètres orbitaux comme l'inclinaison diffèrent largement<ref name="jpldata" />. Varuna fait partie de la classe « dynamiquement chaude » (« dynamically hot ») des objets classiques de la ceinture de Kuiper<ref name="Mommert2013" />, ce qui signifie qu'il possède une inclinaison orbitale de plus de Modèle:Unité, soit au-delà de l'inclinaison maximale imposée pour les membres « dynamiquement froids » des cubewanos<ref name="beyond" />. En tant que cubewano, Varuna n'est pas en résonance orbitale avec Neptune et elle est également libre de toute perturbation importante de la planète géante<ref name="MPC" />^,<ref name="Buie" />. La distance minimale possible (DMIO) de Varuna par rapport à Neptune est de Modèle:Unité<ref name="MPC" />.

Possible satellite

Les observations photométriques de la courbe de lumière de Varuna, conduites par Valenzuela et ses collègues en 2019, indiquent qu'un possible satellite pourrait être en orbite autour de Varuna à une faible distance<ref name="Valenzuela2019" />. En utilisant la méthode de l'analyse de Fourier qui permet de combiner quatre courbes de lumières différentes qu'ils ont obtenues en 2019, ils en ont dérivé une courbe d'amplitude totale de qualité inférieure mais avec une quantité plus importante de résidus. Leurs résultats indiquent que la courbe de lumière de Varuna subit un changement subtil au cours du temps. Ils en ont tracé les résidus dans un Modèle:Lien et en ont dérivé une période orbitale de Modèle:Unité pour le possible satellite<ref name="Valenzuela2019" />, dont la luminosité varie de 0,04 magnitudes lors de son orbite. En supposant que la densité de Varuna est de Modèle:Unité et que son satellite est en rotation synchrone, l'équipe estime qu'il orbiterait à une distance de Modèle:Unité, soit juste au-delà de la limite de Roche de Varuna (qui est d'environ Modèle:Unité)<ref name="Valenzuela2019" />. En raison de cette grande proximité, il n'est pas encore possible de distinguer le satellite avec les télescopes spatiaux comme le télescope spatial Hubble, étant donné que la distance angulaire entre Varuna et sa lune est plus petite que la résolution actuelle des télescopes spatiaux<ref name="Valenzuela2019" />. Bien que des observations directes ne sont donc pas encore possibles, l'équateur de Varuna est vu directement de côté, ce qui implique que des événements d'éclipses mutuelles entre Varuna et son satellite pourraient se produire dans le futur<ref name="Valenzuela2019" />.

Exploration

La planétologue Amanda Zangari a calculé qu'une mission de survol à destination de Varuna nécessiterait un peu plus de Modèle:Nombre pour arriver à destination en utilisant l'assistance gravitationnelle de Jupiter, avec une date de lancement en 2035 ou en 2038. Des trajectoires alternatives, utilisant l'assistance gravtitationnelle de Jupiter, de Saturne ou d'Uranus ont également été étudiées<ref name="Zangari2018" />. Une trajectoire utilisant l'assistance gravitationnelle de Jupiter et d'Uranus pourrait prendre un peu plus de Modèle:Nombre, avec une date de lancement en 2034 ou en 2037, alors qu'une trajectoire qui utiliserait l'assistance gravitationnelle de Saturne et d'Uranus prendrait moins de Modèle:Nombre, mais elle partirait plus tôt, soit en 2025 soit en 2029. Varuna serait situé à approximativement Modèle:Unité du Soleil quand la sonde arrive avant 2050, quelle que soit la trajectoire utilisée<ref name="Zangari2018" />.

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